Излучение, испускаемое или поглощаемое веществом, может быть непрерывным, линейчатым или полосатым. Эти три основных типа спектров являются отражением различных физических условий, в которых находится источник света.
Непрерывный спектр формируется в результате теплового излучения сплошного тела, жидкости или плотного газа. Такой спектр характеризуется гладким распределением интенсивности излучения в зависимости от длины волны и не содержит резких максимумов или провалов. Он описывается законом Планка, а положение максимума интенсивности определяется законом смещения Вина.
Линейчатый эмиссионный спектр возникает, когда разреженный газ испускает свет при возбуждении. Каждая линия соответствует переходу электрона между определёнными энергетическими уровнями атома или иона. Положение линий в спектре строго определено и является уникальным для каждого химического элемента. Это позволяет использовать спектры для химического анализа вещества.
Линейчатый абсорбционный спектр наблюдается, когда сплошное излучение проходит через слой холодного разреженного газа. Атомы или молекулы в этом газе поглощают фотоны, соответствующие переходам на более высокие энергетические уровни, в результате чего в спектре появляются тёмные линии — линии поглощения.
Полосатый спектр характерен для молекул и представляет собой группы линий, объединённых в полосы. Он формируется за счёт переходов между колебательно-вращательными уровнями молекул.
Спектральные линии отражают квантовую структуру атомов и молекул. Энергия фотона, испускаемого или поглощаемого при переходе между уровнями, определяется выражением:
$$ E = h\nu = \frac{hc}{\lambda} $$
где h — постоянная Планка, ν — частота излучения, c — скорость света, λ — длина волны.
Поскольку уровни энергии в атомах квантованы, возможны только определённые переходы, что и приводит к дискретной структуре спектров. Спектроскопические наблюдения позволяют определить энергетические уровни атомов и молекул с чрезвычайной точностью.
Реальные спектральные линии имеют конечную ширину и определённую форму, обусловленные несколькими факторами:
Анализ формы линий позволяет оценивать температуру, плотность, турбулентность и другие физические параметры излучающих или поглощающих сред.
Атомные спектры состоят из дискретных линий, связанных с переходами между уровнями электронов в атомах. Их положение и интенсивность строго зависят от химического элемента и состояния ионизации.
Ионные спектры — спектры ионизованных атомов. Они особенно важны в астрофизике, так как в горячих звёздных атмосферах большинство элементов находятся в ионизованном состоянии.
Молекулярные спектры характеризуются сложной структурой с полосами, отражающими колебательно-вращательные переходы. Они встречаются в спектрах холодных объектов, таких как коричневые карлики, планетные атмосферы и пылевые облака.
Спектральный анализ делится на качественный и количественный.
Ключевыми инструментами спектрального анализа являются:
Для анализа непрерывных спектров применяются фундаментальные законы излучения:
$$ B_\nu(T) = \frac{2h\nu^3}{c^2} \cdot \frac{1}{e^{h\nu / kT} - 1} $$
λmaxT = const ≈ 2, 898 × 10−3 м·К
F = σT4
где σ — постоянная Стефана–Больцмана.
Эти законы лежат в основе определения температур небесных тел и анализа их энергетических характеристик.
Спектры являются главным источником информации о физических свойствах звёзд, галактик и межзвёздной среды. На основе спектрального анализа определяются:
Кроме того, спектры позволяют изучать движения в галактиках, измерять космологическое красное смещение и определять возраст объектов.
Классификация звёзд по спектрам основана на зависимости их спектральных признаков от температуры. Основная последовательность типов: O, B, A, F, G, K, M, где:
В дополнение к типу указывается светимость, выраженная в классах I (сверхгиганты) до V (карлики), что связано с давлением и плотностью в атмосфере звезды.
Изменение частоты спектральных линий вследствие движения источника относительно наблюдателя определяется выражением:
$$ \frac{\Delta \lambda}{\lambda_0} = \frac{v}{c} $$
где v — проекция скорости на луч зрения. Сдвиг в красную сторону свидетельствует об удалении объекта, в синюю — о приближении. В астрофизике этот эффект используется для определения:
Современная астрофизика использует широкий спектр инструментов для спектроскопии во всех диапазонах: от радиоволн до гамма-излучения. Среди них:
Применение спектроскопии в сочетании с другими методами (фотометрией, поляриметрией, интерферометрией) составляет фундаментальную основу современной астрофизики.