Las líneas espectrales de las estrellas en realidad provienen de transiciones del nivel de energía de los electrones en la atmósfera de la superficie de la estrella.

"Comte" es un filósofo francés. Una vez afirmó que "los seres humanos nunca podrán comprender la composición química de las estrellas". Hizo esta afirmación para presentar una propuesta para ver lo que los humanos no pueden hacer.

" Sin embargo, antes de que pudiera terminar sus palabras, los astrónomos estaban observando la luz de las estrellas con espectrógrafos. Hoy en día, la astronomía sabe más sobre la composición química de las estrellas y las nebulosas que nosotros sobre las medicinas que tenemos en nuestros armarios. "Más." Este es un pasaje de "Matemáticas e imaginación" que revela vívidamente esta característica de los astrónomos que utilizan la luz de las estrellas para explorar la estructura interna de las estrellas. Hoy, si comparamos las estructuras internas del sol y la tierra, encontraremos que la comprensión del sol es mucho más rica y profunda que la de la tierra. Desde el núcleo del sol hasta la superficie del sol, los cambios en los parámetros físicos básicos del sol obtenidos por los modelos físicos de las personas son muy precisos. Quizás se pregunte por qué está tan lejos.

Respuesta: "Luz de las estrellas".

Newton hizo una enorme contribución en 1666. Usó prismas para dividir la luz del sol en luz multicolor. De hecho, no necesitamos instrumentos o equipos especiales para hablar de la luz de las estrellas o la luz del sol. Al caminar en la naturaleza, podemos ver el rico contenido físico que contiene la luz del sol. Hay un dicho sobre Baipu en la dinastía Yuan: "Las montañas verdes y las aguas verdes son todas blancas". Varios colores representan la fragancia de la naturaleza, pero lo que la gente no piensa es que en realidad reflejan los colores contenidos en la luz del sol, porque de hecho los colores que vemos no provienen de la radiación del objeto en sí, sino del reflejo de la luz del sol. expresar su color, por lo que en este sentido, los colores que vemos provienen de la luz del sol.

Si queremos medir qué tan alta es la temperatura del sol, parece una tarea imposible para los habitantes de la Tierra, porque el sol está demasiado lejos de nosotros y su temperatura es demasiado alta. Quizás esto nunca sea posible, pero no es el caso. Al recibir radiación del sol, obtenemos todo el espectro de radiación continua del sol, que refleja las longitudes de onda del sol, que se miden en micrones. Una micra es una millonésima parte de un metro, que es aproximadamente 1/60 de un cabello humano. De hecho, la radiación del sol existe en todas las bandas de ondas, además de nuestra luz visible común, irradia en bandas de ondas infrarrojas, ultravioleta y otras, y la forma de esta radiación proporciona información sobre la temperatura.

Experimento mental:

Imagina un objeto llamado "cuerpo negro". Un cuerpo negro tiene la característica de que sólo recibe radiación y no la refleja. Por lo tanto, si se hace un dispositivo tan especial y se hace un agujero en una bola pequeña, la luz que entra desde fuera del agujero sólo puede reflejarse en el interior y casi no tiene posibilidades de escapar de la bola. Se puede considerar un "cuerpo negro". ".

Cuando recibe radiación, su temperatura aumenta y produce radiación propia. Existe una relación muy estrecha entre su fuerza y ​​su temperatura. En términos generales, cuanto mayor es la temperatura, más se extiende su espectro de radiación en bandas de longitud de onda más cortas, por lo que esto proporciona una forma de medir la temperatura de un objeto astronómico. Este método compara el espectro continuo de cuerpos negros con diferentes temperaturas con el espectro continuo de cuerpos celestes, de modo que se puede medir la temperatura de los cuerpos celestes. Por ejemplo, nuestro sol puede utilizar este método.

El famoso Orión tiene dos estrellas muy brillantes, una es Betelgeuse y la otra es Betelgeuse. Si miras de cerca, son colores diferentes en un telescopio. El color de Betelgeuse tiende a ser rojo, mientras que el color de Betelgeuse tiende a ser blanco. La diferencia de color en realidad refleja la diferencia en las bandas de longitud de onda más fuertes correspondientes a sus espectros continuos, por lo que los colores son diferentes.

Lo anterior es un espectro continuo, pero encontrará que hay muchos detalles además del espectro continuo, el más obvio de los cuales es la "línea de absorción", que es la depresión en el espectro continuo. Las líneas de absorción pueden proporcionar información más rica y detallada sobre las estrellas. Para comprender el origen de las líneas de absorción, es necesario adentrarse en el mundo microscópico y ver cómo se generan. Por lo tanto, el estudio de las propiedades de los cuerpos celestes enormes, como las estrellas, en realidad comienza desde las partículas más pequeñas.

El concepto de “átomo” fue propuesto por los filósofos griegos antiguos, especialmente Demócrito. Creían que los átomos eran las unidades indivisibles más pequeñas de nuestro mundo, pero hoy sabemos que los átomos todavía se pueden dividir en partículas más pequeñas, como protones y neutrones. Los átomos son extremadamente pequeños.

Después de ampliar los átomos, se puede ver que su núcleo es el núcleo celular. El tamaño del núcleo celular es 654,38+ millones de veces diferente al de un organismo procariótico. Entonces, sin los electrones alrededor del núcleo, nuestro mundo sería casi un vacío, por lo que sólo los electrones y los núcleos pueden formar átomos. La relación entre ellos es especial. Los electrones giran alrededor del núcleo, pero las órbitas de esta rotación no son aleatorias. Obedece las leyes de cuantificación y el tamaño de su órbita es específico. Si divides el átomo en un edificio alto, entonces el núcleo es sólo una partícula de aproximadamente 1 mm de tamaño.

Las órbitas de los electrones están cuantificadas, por lo que pueden clasificarse desde 1, 2, 3 hasta niveles de energía superiores. En términos generales, cuanto más bajo es el nivel de energía, más estable es, por lo que los electrones pueden saltar entre varios niveles de energía diferentes, pero el proceso de transición va acompañado de la absorción y emisión de energía o "luz", y el electrón salta de un nivel de energía más bajo a un nivel de energía más alto debe absorber la luz. Por otro lado, puede emitir luz cuando pasa de un nivel de energía alto a un nivel de energía bajo, y la energía de la "luz" absorbida y emitida es exactamente igual a la diferencia entre sus dos niveles de energía, por lo que las líneas de absorción en el espectro de la estrella en realidad provienen del proceso de transición del nivel de energía.

Esto tiene que ver con en qué nivel de energía es más probable que se encuentre el electrón. El nivel de energía de un electrón corresponde al estado de energía más bajo de un átomo, pero cuando los átomos chocan entre sí, se transferirán energía entre sí, por lo que los electrones pueden estar en un nivel de energía más alto. En general, cuanto más frecuentes son las colisiones, mayor es el nivel de energía de los electrones. Por lo tanto, existe una correlación física entre el nivel de energía de los electrones y la temperatura. Este nivel de energía está directamente relacionado con las líneas espectrales generadas por los electrones. Las líneas espectrales se producen a temperaturas más altas en ese momento.

El centro de la estrella es la zona de reacciones nucleares y es la fuente de energía. Se emite una gran cantidad de luz desde la región central de la estrella hacia la superficie de la estrella. A medida que atraviesa la atmósfera de la superficie de la estrella, parte de la luz será absorbida por los átomos de la atmósfera o, más precisamente, por los electrones de esos átomos. Los electrones pasan por un proceso de transición después de absorber fotones, por lo que las líneas espectrales de las estrellas en realidad provienen de transiciones del nivel de energía de los electrones en la atmósfera de la superficie de la estrella.

Gráfico: Formación de líneas de absorción en espectros estelares

Debido a que cada átomo tiene una estructura diferente, las diferentes líneas espectrales que vemos en realidad representan diferentes tipos de átomos, por lo que de esto En cierto sentido , el espectro de una estrella es similar a nuestra huella digital. La huella digital de cada uno es única, y el espectro de una estrella también es único, porque las temperaturas correspondientes a los diversos elementos que contiene no son exactamente las mismas, por lo que las líneas espectrales son diferentes. , se puede obtener la temperatura de la atmósfera superficial de la estrella.

Por ejemplo:

Comparando los espectros del Sol y Vega, las posiciones e intensidades de sus líneas de absorción no son exactamente iguales. Cada línea de absorción se origina a partir de una transición de nivel de energía específica y refleja una temperatura específica. Entonces, basándonos en esta característica, podemos determinar la temperatura de Vega y la temperatura de nuestro sol.

Medir la temperatura superficial de las estrellas requiere identificar un gran número de espectros estelares. Este trabajo se inició a principios del siglo pasado. En ese momento, un astrónomo de Harvard llamado Pickering contrató a un grupo de mujeres para que lo ayudaran a identificar los espectros de las estrellas. Dos representantes han hecho grandes aportaciones:

"Canon" es casi sorda, pero tiene un juicio muy agudo sobre la discriminación espectral de las estrellas. Durante su vida produjo espectros de aproximadamente 350.000 estrellas y obtuvo sus temperaturas. Sobre esta base, Canon propuso un método para clasificar las estrellas. En el pasado, la gente sólo clasificaba las estrellas a partir del espectro mismo, pero Cannon descubrió que al clasificar la temperatura, puede proporcionar tipos de espectro estelar científicamente más válidos: "O, B, A, F".

La sustancia química abundancia de estrellas. La primera persona en completar este trabajo se llamó Payne. Cuando Payne estudió los espectros de las estrellas, descubrió que esas líneas espectrales dependían no sólo de la temperatura de la estrella, sino también del contenido de elementos en la estrella. Entonces, a partir de esta condición básica, Payne no sólo obtuvo sus temperaturas, sino también el contenido de los elementos que contenían, lo que es la llamada "abundancia de elementos". Payne descubrió que el elemento más abundante en las estrellas es el "hidrógeno", que representa alrededor del 70%, seguido del "helio" y una pequeña cantidad de elementos más pesados ​​que el helio. Estos elementos a menudo se denominan "elementos metálicos" o "elementos pesados".

Los dos puntos anteriores son las dos piezas de información más importantes obtenidas de los espectros estelares.

La masa de la estrella se puede obtener a partir del espectro estelar, que también está estrechamente relacionado con el espectro estelar. Este es el "efecto Doppler" que encontramos a menudo en nuestra vida diaria. Cuando un coche de policía se acerca a nosotros con la sirena tocando la bocina, la frecuencia de la sirena aumenta, y si el coche de policía se aleja de nosotros, su frecuencia disminuye.

Esto se llama "efecto Doppler" y en realidad refleja cómo la longitud de onda o frecuencia de una onda sonora cambia a medida que se mueve. Fenómenos exactamente similares ocurren en las estrellas. Si una estrella se mueve hacia nosotros, el espectro que emite se desplaza hacia longitudes de onda más cortas y viceversa.

Si una estrella está en un sistema binario, se orbitan entre sí, por lo que cada estrella se acerca y se aleja periódicamente de nosotros. La consecuencia de este movimiento es que sus espectros sufren cambios periódicos "rojos" y "azules", por lo que el espectro de una estrella no sólo proporciona su temperatura y abundancia elemental, sino que también refleja el estado de movimiento de la estrella. Con base en el desplazamiento, se puede determinar la velocidad de la estrella y luego se puede usar la velocidad para obtener la estrella.

En el proceso de estudiar las atmósferas estelares y los espectros estelares, la gente se dio cuenta gradualmente de que las estrellas son en realidad bolas de gas calientes con temperaturas tan bajas como varios miles de grados y tan altas como varios miles de grados. estado, sólo puede existir en forma de gas.

Por otro lado, la presencia de diversos elementos en la atmósfera estelar, aunque no son los mismos que la tierra en abundancia, es de tipo muy similar, lo que demuestra que los elementos de la atmósfera estelar o de la estrella en sí Tiene un origen similar a los elementos de la tierra.

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