星光與原子3

當電子從激態回到原來的能階時，原本加諸於上的能量也會釋放出來。

當兩個原子碰撞時，原子會被激發。

在碰撞過程中，原子的部分動能會被所碰撞的原子吸收， ... >TAS天文學 星光與原子 [引言][星光][原子][光與物質的交互作用][恆星光譜] 　 三、光與物質的交互作用 　　本節中，我們將先從氫原子來研究光與物質如何作用，因為氫是最簡單、也是宇宙中最普遍的原子，宇宙中大約90%的原子皆是氫。

原子激發(excitation) 　　當電子在原子中處於最低能量的能階上，我們可以提供一個能量給它，使其躍至較高的能階上，就像將搬動樓梯上的一盆花一樣，搬得越高，所要付出的力氣(能量)也越多。

將電子從一個能階移至另一個能階所需的能量，即為兩能階間的能階差。

　　當電子從低能階被移至高能階，便稱此原子被激發(excited)了，或處於激態。

當電子從激態回到原來的能階時，原本加諸於上的能量也會釋放出來。

　　當兩個原子碰撞時，原子會被激發。

在碰撞過程中，原子的部分動能會被所碰撞的原子吸收，使它們成為激態。

在高溫、高密度的氣體中，原子移動速度高，碰撞發生也非常頻繁。

　　此外，原子也可藉由吸收光子而成為激態。

但只有恰好具有能將電子從現有能階提升到另一能階能量的光子可被吸收，太高或太低能量的光子都無法被原子吸收。

由於光子的能量取決於其波長，所以說，只有某特定波長的光子可以被某特定種類之原子吸收。

　　原子，就像人類，無法永遠保持在高亢的狀態。

激態的原子是不穩定的，通常在10-6~10-9秒之間便會釋出吸收的能量而返回最低的能階狀態，稱為基態(ground state)。

　　當電子從較高能階降至較低能階時，會以光子的型態將兩能階間的差額能量釋放出來，也就是放出一個能量恰等於能階差的光子。

　　由於原子中只允許特定能量的能階，故某原子的能階差也為某些特定值。

所以每一種原子或離子均有其獨特能吸收或放出的波長光子。

因此，我們可以藉由檢定元素氣體所吸收或放出的特有波長光子而判斷元素種類。

　　氖(neon)霓虹燈中的氣體發光主要就是利用高電壓迫使電子通過氣體，利用碰撞使氣體原子激發，激態原子中的電子立刻又返回基態，並放出特有波長的光子。

氖常用於顯目的霓虹燈，因為它放出的特定能階光子為紅色、橘色與黃色光波長，常與其他氣體混合，更增加其發光波長種類。

光譜(spectrum)的形成 　　天體如何產生光譜？想像一大片氫原子雲散佈在太空中，中間點了一盞白熱燈泡，燈泡發光是因為燈絲被加熱到高溫，產生黑體輻射，所以輻射出所有波長的光子，形成一道連續、沒有中斷的色帶，稱為連續光譜(continuous spectrum)。

　　但是，當這些光子在到達我們的望遠鏡前，通過包圍著燈泡的氫氣時，大部分不符合氫原子能階差的光子都順利通過了，但是有一些波長恰好符合的光子便會被與其碰撞的氫原子吸收，而無法到達地球。

氫原子在被激發後很短的時間內，電子又回到原來的能階而放出新的光子，但新光子的方向卻是隨機的而非一定朝向地球，所以只有極少數的新光子能再到達地球，被望遠鏡接收到。

於是望遠鏡所接收到的光譜便不再是燈泡的連續光譜，而少了符合氫原子能階差的特定波長光子，在整條原本完整的光譜中這些波長處便形成了黑線，這些黑線稱為吸收線(absorption lines)，因為它們是被原子吸收了的部分，而包含吸收線的光譜便稱為吸收光譜(absorption spectrum)，也叫做暗線光譜(darklinespectrum)。

　　被吸收的光子發生了什麼事呢？它們在原子間跳來跳去，被吸收又放出、吸收又放出，直到離開這片星際雲為止。

如果我們把望遠鏡轉向星際雲其他的方向，不要對準雲中的燈泡，照理應該完全收不到任何光子才對。

但是我們仍然會拍攝到一些光子，就是經由原子吸收後再放出的新光子，在這種情況下我們所拍到的光譜幾乎全為黑的，只有氣體原子放出的這些特定波長光子的部分是亮的，這些亮線稱為發射線 (emissionlines)，而這樣的光譜即為發射光譜(emissionspoectrum)，也稱為亮線光譜(bright linespectrum)。

例如，霓虹燈就是一種發射光譜，此外，發出藍紫色光的汞蒸氣路燈、橘色光的鈉蒸氣路燈等，都是利用該元素特定發射波長的原理製作的。

　　恆星光譜與上述氫氣雲與燈泡的原理是相同的。

雖然整顆恆星都是由氣體組成，但它明亮、高溫的外層，即光球層，會發射所有波長的光子，就像燈泡一樣，當光子通過在它之上較稀薄的太陽大氣時，某些光子便會被太陽大氣中的原子吸收而無法射出來。

所以恆星光譜是吸收光譜，它的暗線就是恆星大氣原子特定吸收的波長。

　　我們已經討論了三種光譜︰連續光譜、發射光譜與吸收光譜，這三種光譜形成的原因就是克西荷夫定律(Kirchhoff's laws)。

　　恆星光譜中的吸收線提供了組成恆星大氣成分的線索，透過分析這些譜線，我們可以確認出恆星大氣所包含的元素以及溫度，究竟如何得到這些資料，讓我們還是以氫原子為例說明。

氫光譜 　　談到這裡，您應該了解每一種元素都有其獨特的光譜，就像每個人的DNA不同一樣，所以，我們可以利用這個特性從數兆萬公里外從恆星中辨別出每一種元素。

先看看氫如何產生其光譜，讓我們先把所有氫特有能量的能階畫成以原子核為中心的圓，每一個能階的半徑與其代表的能量成比例。

　　當電子改變能階時稱為躍遷(transition)，當電子躍遷至較高能量的能階，需吸收能量，反之，則放出能量。

　　我們可以將氫原子中可能發生的躍遷分為幾群，分群的方法是，將躍遷中較低能階相同者就併為一群。

若較低能階為基態者，便統稱為黎曼系列(Lymn series)；落在第二階者，統稱巴爾末系列(Balmerseries)，再高一階者，統稱巴士琴系列(Paschen series)。

總括來看，每一系列都有無限多種躍遷，而且有無限多系列。

　　黎曼系列躍遷的能階差最大，產生的光子屬於人眼無法看見的紫外光。

巴士琴系列的能量差較小，產生光子也是屬於人眼所看不見的紅外光。

　　只有巴爾末系列躍遷所產生的光子是在人眼所能見的波長範圍內。

我們將每一條巴爾末譜線都冠以希臘字母以玆區別。

Hα為紅色光、Hβ為藍色光、Hγ與Hδ則為紫色光。

這四種波長的光混合在一起，就是我們在太空中所看到發光氫氣雲所獨有的紅紫色。

其他的巴爾末系列譜線則因波長太短而無法看見，但它們都位於近紫外光範圍內，不會被地球大氣吸收，所以地球上的天文台可以拍攝到這些譜線。

　　巴爾末系列譜線非常重要，因為它是唯一能在地球上能攝取到的氫原子譜線。

在下一節中，我們將看到如何利用巴爾末系列譜線測量恆星溫度。

[原子<>恆星光譜]