Spektroskopi / Spektralanalyse | |
|
Det synlige lys er elektromagnetiske bølger
med en bølgelængde på mellem 400 og 700 nm (nanometer), som i det tomme rum udbreder
sig med en hastighed på 299.792.458 m/s. Kortere og længere bølgelængder af
elektromagnetisk stråling kan ikke ses med det menneskelige øje. Der er en sammenhæng
mellem bølgelænde og farve i spektret, således at jo kortere bølgelængden er, jo
længere bevæger farven sig hen mod violet. |
|
I Solens og stjernernes spektre ses nogle
mørke linier - de Fraunhoferske linier - som repræsenterer de grundstoffer, som findes i
stjernens atmosfære. Hvert grundstof svarer til en eller flere linier på ganske bestemte
pladser i spektret. Disse linier blev opdaget i hhv. 1814 og 1823 af tyskeren Joseph von
Fraunhofer (1787-1826). Dette førte til spektralanalysen, ved hjælp af hvilken det ikke alene er muligt at konstatere, hvilke grundstoffer, som findes i de enkelte stjerner. Man kan også drage slutninger om stjernernes temperaturer, deres absolutte størrelsesklasser mm. Hertzsprung-Russell-diagrammet er et resultat af spektralanalysen. |
Princippet for doppler-effekten |
Dopplereffekten Princippet for Doppler-effekten:
Når en stjerne - eller en galakse - fjerner sig fra Jorden, bliver dens lys forskudt mod rødt. Da man ikke kender objektets farve, kan man ikke se/måle, at lyset er forskudt mod rødt. De fraunhoferske liniers plads i spektret er imidlertid kendt, og man kan se og måle rødforskydningen ud fra disse. Størrelsen af rødforskydningen er et udtryk for den hastighed, med hvilken et objekt bevæger sig bort fra Jorden. Det var rødforskydningen, som førte til Edwin Hubbles (1889-1953) opdagelse af, at universet udvider sig. |