第5章放射とスペクトルRadiation and Spectra

In these experiments, then, there were three different types of spectra. A continuous spectrum (formed when a solid or very dense gas gives off radiation) is an array of all wavelengths or colors of the rainbow. A continuous spectrum can serve as a backdrop from which the atoms of much less dense gas can absorb light. A dark line, or absorption spectrum, consists of a series or pattern of dark lines—missing colors—superimposed upon the continuous spectrum of a source. A bright line, or emission spectrum, appears as a pattern or series of bright lines; it consists of light in which only certain discrete wavelengths are present. (Figure 5.11 shows an absorption spectrum, whereas Figure 5.12 shows the emission spectrum of a number of common elements along with an example of a continuous spectrum.)

以上の実験には、3種類のスペクトルがあった。固体や非常に密度の高い気体が放射を出すときにできる「連続スペクトル」は、虹のすべての波長、つまり色が並んだものである。連続スペクトルは、はるかに密度の低い気体の原子が、そこから光を吸収するための背景にもなる。暗線スペクトル、つまり「吸収スペクトル」は、光源の連続スペクトルに、色の欠けた部分である暗い線の列や模様が重なったものである。輝線スペクトル、つまり「放出スペクトル」は、明るい線の模様や列として現れる。そこにある光は、特定の、飛び飛びの波長だけからなる。図5.11は吸収スペクトルを示し、図5.12は、よく見られるいくつかの元素の放出スペクトルを、連続スペクトルの例とともに示している。

When we have a hot, thin gas, each particular chemical element or compound produces its own characteristic pattern of spectral lines—its spectral signature. No two types of atoms or molecules give the same patterns. In other words, each particular gas can absorb or emit only certain wavelengths of the light peculiar to that gas. In contrast, absorption spectra occur when passing white light through a cool, thin gas. The temperature and other conditions determine whether the lines are bright or dark (whether light is absorbed or emitted), but the wavelengths of the lines for any element are the same in either case. It is the precise pattern of wavelengths that makes the signature of each element unique. Liquids and solids can also generate spectral lines or bands, but they are broader and less well defined—and hence, more difficult to interpret. Spectral analysis, however, can be quite useful. It can, for example, be applied to light reflected off the surface of a nearby asteroid as well as to light from a distant galaxy.

高温で薄い気体では、それぞれの化学元素や化合物が、自分に固有のスペクトル線の並び、すなわちスペクトルの署名を作る。原子や分子は、異なる2種類が同じ並びを作ることはない。言い換えれば、ある気体は、その気体に固有の特定の波長の光だけを吸収または放出できる。これに対し、低温で薄い気体に白色光を通すと、吸収スペクトルが生じる。温度などの条件によって、線が明るいか暗いか、つまり光が吸収されるか放出されるかは決まるが、どちらの場合も、一つの元素についての線の波長は同じである。波長の正確な並びこそが、元素ごとの署名を固有のものにする。液体や固体もスペクトル線や帯を作れるが、それらは幅が広く、輪郭がはっきりしないため、解釈が難しい。それでも、スペクトル分析は非常に役立つことがある。たとえば、近くの小惑星の表面で反射した光にも、遠方の銀河からの光にも適用できる。

The dark lines in the solar spectrum thus give evidence of certain chemical elements between us and the Sun absorbing those wavelengths of sunlight. Because the space between us and the Sun is pretty empty, astronomers realized that the atoms doing the absorbing must be in a thin atmosphere of cooler gas around the Sun. This outer atmosphere is not all that different from the rest of the Sun, just thinner and cooler. Thus, we can use what we learn about its composition as an indicator of what the whole Sun is made of. Similarly, we can use the presence of absorption and emission lines to analyze the composition of other stars and clouds of gas in space.

したがって、太陽スペクトルの暗線は、私たちと太陽の間にある特定の化学元素が、その波長の太陽光を吸収している証拠となる。私たちと太陽の間の空間はかなり空っぽなので、吸収する原子は、太陽の周りにある、より低温で薄い気体の大気に違いないと、天文学者たちは気づいた。この外側の大気は、太陽のほかの部分とそれほど大きく異なるものではなく、薄く、低温であるだけだ。そのため、この大気の組成からわかったことを、太陽全体が何でできているかの指標として使える。同様に、吸収線や輝線の存在を使って、ほかの恒星や宇宙のガス雲の組成を分析できる。

Such analysis of spectra is the key to modern astronomy. Only in this way can we “sample” the stars, which are too far away for us to visit. Encoded in the electromagnetic radiation from celestial objects is clear information about the chemical makeup of these objects. Only by understanding what the stars were made of could astronomers begin to form theories about what made them shine and how they evolved.

このようなスペクトルの分析は、現代天文学の鍵である。訪れるには遠すぎる恒星の「試料を採る」ことは、この方法によってのみ可能になる。天体からの電磁放射には、それらの化学組成についての明確な情報が符号化されている。恒星が何でできているかを理解して初めて、天文学者は、何が恒星を輝かせているのか、そして恒星がどのように進化してきたかについて、理論を組み立て始めることができた。

In 1860, German physicist Gustav Kirchhoff became the first person to use spectroscopy to identify an element in the Sun when he found the spectral signature of sodium gas. In the years that followed, astronomers found many other chemical elements in the Sun and stars. In fact, the element helium was found first in the Sun from its spectrum and only later identified on Earth. (The word “helium” comes from helios, the Greek name for the Sun.)

1860年、ドイツの物理学者グスタフ・キルヒホッフは、ナトリウムの気体のスペクトルの署名を見いだし、分光学を用いて太陽中の元素を特定した最初の人となった。その後の数年間で、天文学者たちは、太陽や恒星の中に、ほかにも多くの化学元素を見つけた。実際、ヘリウムという元素は、最初に太陽のスペクトルから見つかり、そのあとになって地球上でも確認された。「ヘリウム」という語は、太陽を表すギリシャ語のheliosに由来する。

Why are there specific lines for each element? The answer to that question was not found until the twentieth century; it required the development of a model for the atom. We therefore turn next to a closer examination of the atoms that make up all matter.

なぜ元素ごとに固有の線があるのだろうか。その答えが見つかったのは20世紀になってからであり、原子のモデルを作り上げる必要があった。そこで次は、あらゆる物質を構成する原子を、さらに詳しく調べることにしよう。