De spektralserie De består av et sett med fargede linjer på en mørk bakgrunn, eller av lyse striper atskilt av mørke områder som avgir lys fra alle slags stoffer..
Disse linjene visualiseres ved hjelp av et spektrometer, et apparat som består av et prisme eller et finfordelt gitter, som er i stand til å skille de forskjellige komponentene i lys..
Disse settene med linjer kalles spektrum og hvert stoff har et karakteristisk spektrum, et slags fingeravtrykk som tjener til å identifisere dets tilstedeværelse i lyset som kommer fra et objekt. Dette er fordi hvert atom har sin egen elektronkonfigurasjon og tillatte energinivåer..
Derfor er det å finne spektrallinjer en teknikk som er mye brukt av astronomer for å finne ut stjernesammensetningen gjennom lyset de avgir. Faktisk kommer alt astronomer vet om stjerner fra spektrene deres, det være seg utslipp eller absorpsjon..
Tilstedeværelsen av spektrene skyldes atomkonfigurasjonen. Faktisk holdes elektronene rundt kjernen i regioner som kalles orbitaler, ligger på diskrete avstander fra ham.
For eksempel i hydrogen, det enkleste elementet, er orbitalradiene gitt av 0,053 ∙ nto nanometer, der n = 1, 2, 3, 4,…. Mellomliggende verdier mellom disse er ikke tillatt, det er derfor det sies at orbitalene er det kvantisert. Også energitilstanden til hver bane blir kvantifisert.
Slike begrensninger får elektroner til å oppføre seg både som partikler og også som bølger, akkurat som lys. Imidlertid kan elektroner gå fra en bane til en annen, og endre atomens energitilstand..
For eksempel, hvis et elektron går fra en mer indre bane, med lavere energi, til en mer ekstern og energisk, er det nødvendig at den tilegner seg den nødvendige elektromagnetiske energien, som er lagret i atomet. Denne prosessen kalles absorpsjon.
På den annen side, hvis elektronet går fra en ytre bane til en mer indre, sendes det ut et foton i overgangen, i form av lys, som er energien som tilsvarer forskjellen i energi mellom orbitalene. Bølgelengden tilsvarer denne forskjellen og er gitt av:
Både absorpsjons- og utslippsspekter produseres, som avhenger av visse parametere for objektet eller stoffet, slik som tetthet og temperatur. Spekteret av en tynn gass er forskjellig fra et fast stoff ved høy temperatur.
Noen kilder avgir spektre hvis fargede linjer endres jevnt og inneholder alle farger. Dette kalles et kontinuerlig spektrum, for eksempel det som produseres av glødetråden til en glødelampe.
Det er den som visse varme stoffer avgir og består av noen få linjer med en viss bølgelengde.
Denne typen spekter produseres av varme, tynne gasser som de som fyller lysrør. Aurora borealis er et annet eksempel på utslipp som oppstår i gasser i jordens øvre atmosfære. Noen interstellare gassskyer produserer også utslippsspektre..
Dette spekteret er det som mottas når lys fra en veldig varm, tett gjenstand ledes gjennom en kjøligere gass. I den observeres nesten alle fargene, men noen ser ut til å være reduserte, og mørke frynser vises i de bølgelengdene som absorberes av gassens atomer eller molekyler..
Kirchoffs spektroskopilovgivning indikerer under hvilke forhold de forskjellige spektrene beskrevet ovenfor dannes:
Utslippsspekteret av hydrogen er spesielt viktig, siden det er det mest utbredte elementet i hele universet og inneholder mye viktig informasjon om stjernene og Melkeveien..
Serien av linjer i hydrogenspekteret ble oppdaget av forskjellige forskere og bærer hvert sitt navn.
Hydrogen avgir flere linjer i det synlige spekteret: når elektronet forfaller fra orbital 3 til orbital 2, avgir det rødt lys, hvis bølgelengde er 656,6 nm, og hvis det forfaller fra orbital 4 til orbital 2, avgir det blått lys på 486,1 nm.
I 1885 (før Bohr foreslo teorien) fant den sveitsiske matematikeren og professoren Johann Balmer (1825-1898) ved prøving og feiling en formel for å bestemme bølgelengdene λ av disse linjene:
Hvor:
For eksempel for n = 3 i Balmers ligning:
Tilsvarende den røde linjen til høyre, vist i figuren ovenfor. Oppdagelsen av Balmer-serien fikk andre forskere til å søke etter linjer i resten av spekteret etter hydrogen og andre gasser..
Merk at spekteret av hydrogen vist i figuren inneholder ultrafiolette linjer, de to ytterst til venstre, hvis bølgelengder er 397,0 nm og 388,9 nm. nm.
Faktisk tilsvarer disse ultrafiolette linjene den såkalte Lyman-serien, oppdaget i 1906 av fysikeren Theodore Lyman. Formelen er:
Paschen-serien ble oppdaget av den tyske fysikeren Friederich Paschen i 1908 og er gyldig i n ≥ 4, det vil si: n = 4, 5, 6 ...
Paschens linjer er i det nærmeste infrarøde området og det endelige nivået er n = 3, det vil si at deres verdier oppstår når elektronet forfaller fra høyere nivåer til n = 3. Siden Lyman-serien er i ultrafiolett, konkluderer den at Balmers serie ligger mellom Lyman og Paschen.
Denne serien, oppdaget i 1922 av Frederick Brackett, en amerikansk fysiker, ligger i det infrarøde og består av spektrallinjene som tilsvarer hydrogenovergangene som begynner ved n = 5 og fortsetter:
Pfund-serien ble funnet i 1924 av den nordamerikanske fysikeren August Hermann Pfund og refererer til overgangene som starter ved n = 5, i det langt infrarøde båndet:
Ingen har kommentert denne artikkelen ennå.