Spektralna serija

The Spektralna serija Sestavljene so iz nabora barvnih črt na temnem ozadju ali svetlih črtah, ločenih s temnimi območji, ki oddajajo svetlobo iz vseh vrst snovi.

Te črte so vizualizirane s pomočjo spektrometra, aparata, ki je sestavljen iz prizme ali fino razdeljenega stojala, ki lahko loči različne komponente svetlobe.

Absorpcijski spektri različnih snovi in ​​sonca. Vir: Wikmedia Commons.

Ti sklopi linij se imenujejo spekter In vsaka snov ima karakateristični spekter, nekakšen prstni odtis, ki služi prepoznavanju njegove prisotnosti v svetlobi, ki izvira iz predmeta. To je zato, ker ima vsak atom svojo konfiguracijo elektronov in omogoča ravni energije.

Zato je iskanje spektralnih linij tehnika, ki jo astronomi pogosto uporabljajo za izvedbo sestave zvezd skozi svetlobo, ki jo oddajajo. Pravzaprav vse, kar astronomi vedo o zvezdah, izvira iz njihovih spektrov, bodisi emisije ali absorpcije.

Izvor spektrov

Prisotnost spektrov je posledica atomske konfiguracije. Dejansko elektroni ostanejo okoli jedra v regijah, imenovanih Orbitale, Nahaja se na določenih diskretnih razdaljah.

Na primer v vodiku, najpreprostejšemu elementu, orbitalnih radijskih sprejemnikih, podanih z 0.053 ∙ n² nanometri, kjer je n = 1, 2, 3, 4, .. . Vmesne vrednosti med njimi niso dovoljene, zato je rečeno, da so orbitale kvantizirano. Tudi energijsko stanje vsake orbitale je kvantizirano.

Takšne omejitve se elektroni obnašajo istočasno kot delci in tudi kot valovi, tako kot svetloba. Vendar lahko elektroni preidejo iz ene orbitalne v drugo in spreminjajo energijsko stanje atoma.

Absorpcija in emisija elektromagnetne energije

Na primer, če elektron preide iz bolj notranje orbitala z manj energije, do druge bolj zunanje in energične. Ta postopek se imenuje absorpcija.

Po drugi strani pa, če elektron preide od ene zunanje orbitale v bolj notranje. Valovna dolžina ustreza tej razliki in jo daje:

Vam lahko služi: Orion megla: izvor, lokacija, značilnosti in podatki

 Kje:

• E je energija
• λ je valovna dolžina
• H je Planckova konstanta
• C je hitrost svetlobe

Vrste spektrov

Obstajajo tako absorpcijski kot emisijski spektri, ki so odvisni od nekaterih parametrov predmeta ali snovi, kot sta gostota in temperatura. Spekter rahlega plina je drugačen od trdne snovi pri visoki temperaturi.

Neprekinjen spekter

Nekateri viri oddajajo spektre, katerih barvne črte se nežno spreminjajo in vsebujejo vse barve. Temu pravimo neprekinjen spekter, na primer tisti, ki proizvaja nitko žarnice.

Emisijski spekter

To je tisto, ki oddaja določene vroče snovi in ​​je sestavljena iz nekaj vrstic določene valovne dolžine.

To vrsto spektra nastajajo šibki in vroči plini, kot so tisti, ki polnijo fluorescentne cevi. Boreal Aurora je še en primer emisije, ki se pojavlja v plini zemeljske zgornje atmosfere. Prav tako proizvajajo emisijske spektre nekaj medzvezdnih plinskih oblakov.

Absorpcijski spekter

Ta spekter je tisto, kar se prejme, ko se skozi hladnejši plin prenaša luč gostega in zelo vročega predmeta. V njej opazijo skoraj vse barve, vendar se nekatere zdijo zmanjšane in v tistih valovnih dolžinah se pojavljajo nekaj temnih trakov, ki jih absorbirajo atomi ali plin.

Kirchoffovi zakoni spektroskopije

Kirchoffovi zakoni o spektroskopiji kažejo pod katerimi pogoji, ki so oblikovani različni spektri:

1. Neprekinjeni spektri: oddaja jih kateri koli predmet pri visokem tlaku in temperaturi.
2. Emisijski spektri: proizvajajo jih z nizkim tlakom pri nizkem tlaku, ki oddaja dobro definirane valovne dolžine, kar ustreza elektronskim prehodom, ki ustrezajo vsakemu elementu, ki sestavlja plin.
3. Absorpcijski spektri: proizvajajo plini pri nizkih temperaturah, ki se nahajajo v bližini pisav neprekinjenega sevanja. Atomi plinov ali molekule absorbirajo samo nekatere valovne dolžine.

Lahko vam služi: Astroklimika: Zgodovina, kakšne študije, veje

Spekter emisij vodika

Še posebej pomemben je spekter emisij vodika, saj je najpogostejši element v celotnem vesolju in vsebuje veliko pomembnih informacij o zvezdah in Mlečni poti.

Linije vodikovega spektra so odkrili različni raziskovalci in vsak je poimenovan.

Balmer serija

Vodik oddaja različne črte v vidnem spektru: ko se elektron upada iz orbitala 3 na orbitalo 2, oddaja rdečo luč, katere valovna dolžina je 656.6 nm, in če razpade iz orbitala 4 do 2.1 nm.

Spekter emisij vodika, ki prikazuje črte, ki ustrezajo vidni svetlobi in dve ultravijolični črti na levi. Vir: Wikmedia Commons.

Leta 1885 (preden je Bohr predlagal svojo teorijo) je matematik in švicarski profesor Johann Balmer (1825-1898), ki jo je Tanteo našel formulo za določitev valovnih dolžin λ teh vrstic:

Kje:

• R je Rydbergova konstanta: 1.097 × 10⁷ m^-1
• N = 3, 4, 5 .. ., to je n ≥ 3 (celo).

Na primer, za n = 3 v Balmerjevi enačbi:

Ustreza rdeči črti desno, prikazano na zgornji sliki. Odkritje serije Balmer je povzročilo, da so drugi znanstveniki iskali linije v preostalem vodikovem spektru in drugih plinih.

Serija Lyman

Upoštevajte, da vodikov spekter, prikazan na sliki.0 nm in 388.9. nm.

Dejansko te vrstice v Ultravijolici ustrezajo tako imenovani seriji Lyman, ki jo je leta 1906 odkril fizik Theodore Lyman. Njegova formula je:

Vam lahko služi: BTU (toplotna enota): enakovrednosti, uporabe, primeri

Rydbergova konstanta spet: 1.097 × 10⁷ m^-1, Toda n = 2, 3, 4 ..., to je n ≥ 2 in celota, zato končna raven vedno ustreza n = 1.

Paschen Series

Serijo Paschena je leta 1908 odkril nemški fizik Friederich Paschen in velja za n ≥ 4, torej: n = 4, 5, 6 ..

Paschenske črte najdemo v bližnjem infrardečem območju, končna raven pa je n = 3, to je, da se njihove vrednosti pojavijo, ko se elektroni znižajo z višjih ravni na n = 3. Ker je serija Lyman v ultravijolici, je sklenjeno, da je serija Balmer med Lymanom in Paschenom.

Brackett Series

Ta serija, ki jo je leta 1922 odkril Frederick Brackett, ameriški fizik, se nahaja v oddaljenem infrardečem in je sestavljena iz spektralnih linij, ki ustrezajo vodikovim prehodom, ki se začnejo pri n = 5 in se nadaljujejo:

Serija Pfund

Serijo PFund je leta 1924 našel ameriški fizik August Hermann Pfund in se nanaša na prehode, ki se začnejo pri n = 5, v oddaljeni infrardeči skupini:

Reference

1. Arny, t. 2017. Raziskave: Uvod v astronomijo. 8. Ed. McGraw Hill.
2. Bauer, w. 2011. Fizika za inženiring in znanosti. Zvezek 2. MC Graw Hill.
3. Chang, R. 2013. Kemija. 11VA. Izdaja. MC Graw Hill Education.
4. Sears, Zemansky. 2016. Univerzitetna fizika s sodobno fiziko. 14. Ed. Zvezek 2. Pearson.
5. Windows Odprta za vesolje. Različne vrste spektrov. Okrevano od: media4.OSPPM.fr.