<P>1. 별의 성분을 관찰하기 위해서 별빛의 흡수 스펙트럼을 관찰하자나요~~</P>
<P> 별빛의 스펙트럼에 검은선이 나타나는 이유가 고온의 천체가 방출하는 연속적인 파장의 빛이 관측자에게 도달하기 전에</P>
<P> <FONT color=#ff0000>차가운 기체를 </FONT>통과할때. 그 기체가 일부 파장의 빝을 흡수하기 때문에 생기는 것이다 .</P>
<P> </P>
<P> 라고 하는데. 그 기체가 내가 관측하고자하는 별빛인 것을 알겠는데. </P>
<P> 왜 하팔이면 차가운기체 라고 하는거죠? 온도와 어떤 상관이 있는지요?</P>
<P> </P>
<P>2. 왜냐면 방출 스펙트럼은 <FONT color=#ff0000>고온의 기체 </FONT>에서 빛이 방출된것이다. 라고 하잖아요.</P>
<P> 흡수는 왜 차가운 기체이고 방출은 왜 뜨거운 기체인지....</P>
<P> </P>
<P> 부탁드려요 ^^</P>
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첫댓글차가운 기체는 에너지가 낮아서 전자들이 거의 낮은 에너지 준위에 있을 테니까 별빛을 흡수해서 들뜬상태로 천이할테고, 뜨거운 기체는 에너지가 높아서 전자들이 높은 에너지 준위에 모여 있을 테니까 별빛에 의해 자극되어 안정상태로 천이하여 빛을 방출하기 때문일듯한데요.. 전 물리라 이렇게 생각합니다 ㅎ;;
태양 또는 다른 별의 스펙트럼에 나타나는 어두운 흡수선. 1814년 J.프라운호퍼가 발견한 태양광선의 연속스펙트럼 속에 나타나는 수많은 암선을 말하는 것으로 현재 수만 개가 발견되었다. 설명 :1814년 J.프라운호퍼가 발견하였다. 현재 수만 개가 발견되었는데, 그 대부분은 태양에서 나오는 연속광이 태양 표면의반채층(反彩層) 중의 여러 가지 원소에 의해서 흡수된 것이고, 일부는 지구대기층에 의해 흡수된 것이다. 이것은 태양의천정(天頂) 거리의 변화에 수반하는 세기의 변화에 의해서 태양 고유의흡수선과는 구별된다. 뚜렷한 선에는 A, B, C 등의 부호가 매겨져 있으며 산소분자 O2에 의한 B선, 수소원자의 C선(Hα), 나트륨원자의
D선, 칼슘원자의 H선 ·K선 등이 있다. 이는 항성대기에 가스로 존재하는 다양한 원소들이 특정 파장의 복사선을 선택적으로 흡수하기 때문에 생긴다. 1802년 영국의 물리학자인 윌리엄 하이드 울러스턴이 최초로 발견했으나, 독일의 물리학자인 요제프 폰 프라운호퍼의 이름이 붙여졌다. 프라운호퍼는 1814년 이후 500여 개의 흡수선을 밝기순으로 A~G로 나타내어 오늘날까지 사용되는 분류체계를 만들었다. 태양 스펙트럼에는 약 2만 5.000개의 프라운호퍼 선이 2,950~1만Å(옹스트롬) 사이에 존재하는 것으로 알려져 있다.
검색 결과입니다. 임의의 원자는 불연속인 에너지 준위를 갖게 되고 고온에서 고에너지를 가진 연속스펙트럼인 빛이
방출되면 지나는 과정에 있는 원자들의 특정 에너지 스펙트럼에서 흡수됩니다. 예를 들면 태양빛이 지구에 내리쬘때도 대기에 의해 가시광선 이외의 영역에서 대부분의 빛은 흡수되는데 태양에서도 태양의 대기부분에 해당하는 곳에서 에너지가 흡수됩니다. 관련된 스펙트럼은 다음을 참고하세요.
먼저 흡수 스펙트럼이 나타나려면, 연속스펙트럼을 내는 광원으로부터 나온 에너지가, 차가운(바닥상태의) 기체를 들뜨게 하면서 연속스펙트럼상에 흡수선을 보이게 되죠.(그 위치는 기체의 구성원소가 무엇이냐에 따라 달라집니다) 그러니까 흡수선이 나타나려면, 광원의 스펙트럼을 배경으로 하고, 그 시선상에 지나온 기체의 들뜸으로 인해 흡수선이 나타나는거죠.
그러니까, 광원을 배경으로 하느냐, 어두운 우주공간을 배경으로 하느냐가 흡수선을 보이느냐,방출선을 보이느냐를 결정합니다. 예를 들어 태양의 광구를 배경으로 하면, 흡수선이 나타날테고(프라운호퍼흡수선)....광구를 보지 않고, 그 주변의 기체만 보면, 방출선이 나타나겠죠.
첫댓글 차가운 기체는 에너지가 낮아서 전자들이 거의 낮은 에너지 준위에 있을 테니까 별빛을 흡수해서 들뜬상태로 천이할테고, 뜨거운 기체는 에너지가 높아서 전자들이 높은 에너지 준위에 모여 있을 테니까 별빛에 의해 자극되어 안정상태로 천이하여 빛을 방출하기 때문일듯한데요.. 전 물리라 이렇게 생각합니다 ㅎ;;
태양 또는 다른 별의 스펙트럼에 나타나는 어두운 흡수선.
1814년 J.프라운호퍼가 발견한 태양광선의 연속스펙트럼 속에 나타나는 수많은 암선을 말하는 것으로 현재 수만 개가 발견되었다.
설명 :1814년 J.프라운호퍼가 발견하였다. 현재 수만 개가 발견되었는데, 그 대부분은 태양에서 나오는 연속광이 태양 표면의반채층(反彩層) 중의 여러 가지 원소에 의해서 흡수된 것이고, 일부는 지구대기층에 의해 흡수된 것이다. 이것은 태양의천정(天頂) 거리의 변화에 수반하는 세기의 변화에 의해서 태양 고유의흡수선과는 구별된다. 뚜렷한 선에는 A, B, C 등의 부호가 매겨져 있으며 산소분자 O2에 의한 B선, 수소원자의 C선(Hα), 나트륨원자의
D선, 칼슘원자의 H선 ·K선 등이 있다. 이는 항성대기에 가스로 존재하는 다양한 원소들이 특정 파장의 복사선을 선택적으로 흡수하기 때문에 생긴다. 1802년 영국의 물리학자인 윌리엄 하이드 울러스턴이 최초로 발견했으나, 독일의 물리학자인 요제프 폰 프라운호퍼의 이름이 붙여졌다. 프라운호퍼는 1814년 이후 500여 개의 흡수선을 밝기순으로 A~G로 나타내어 오늘날까지 사용되는 분류체계를 만들었다. 태양 스펙트럼에는 약 2만 5.000개의 프라운호퍼 선이 2,950~1만Å(옹스트롬) 사이에 존재하는 것으로 알려져 있다.
검색 결과입니다. 임의의 원자는 불연속인 에너지 준위를 갖게 되고 고온에서 고에너지를 가진 연속스펙트럼인 빛이
방출되면 지나는 과정에 있는 원자들의 특정 에너지 스펙트럼에서 흡수됩니다. 예를 들면 태양빛이 지구에 내리쬘때도 대기에 의해 가시광선 이외의 영역에서 대부분의 빛은 흡수되는데 태양에서도 태양의 대기부분에 해당하는 곳에서 에너지가 흡수됩니다. 관련된 스펙트럼은 다음을 참고하세요.
http://en.wikipedia.org/wiki/Fraunhofer_line
먼저 흡수 스펙트럼이 나타나려면, 연속스펙트럼을 내는 광원으로부터 나온 에너지가, 차가운(바닥상태의) 기체를 들뜨게 하면서 연속스펙트럼상에 흡수선을 보이게 되죠.(그 위치는 기체의 구성원소가 무엇이냐에 따라 달라집니다) 그러니까 흡수선이 나타나려면, 광원의 스펙트럼을 배경으로 하고, 그 시선상에 지나온 기체의 들뜸으로 인해 흡수선이 나타나는거죠.
방출스펙트럼은. 기체의 뒤에 광원이 있으면 안됩니다. 광자의 투입은 없습니다. 방출만 있죠. 어두운 공간의 고온의 기체가, 들떠있던 애들이 바닥으로 천이하면서 광자를 내보내고 원소 특유의 방출선을 보이게 됩니다.
그러니까, 광원을 배경으로 하느냐, 어두운 우주공간을 배경으로 하느냐가 흡수선을 보이느냐,방출선을 보이느냐를 결정합니다. 예를 들어 태양의 광구를 배경으로 하면, 흡수선이 나타날테고(프라운호퍼흡수선)....광구를 보지 않고, 그 주변의 기체만 보면, 방출선이 나타나겠죠.
토끼님 말씀처럼, 지구 대기기체의 영향을 받습니다. 그래서 정확한 관측을 위해, 고도가 높고 대기가 희박한곳으로 가야 정확합니다. 분광기를 우주로 날리는 방법도 있겠구요