Spectrale serie

De Spectrale serie Ze bestaan ​​uit een set gekleurde lijnen op een donkere achtergrond, of heldere strepen gescheiden door donkere gebieden die licht uit allerlei stoffen uitzenden.

Deze lijnen worden gevisualiseerd met behulp van een spectrometer, een apparaat dat bestaat uit een prisma of een fijn verdeeld rek, in staat om de verschillende componenten van het licht te scheiden.

Absorptiespectra van verschillende stoffen en de zon. Bron: Wikmedia Commons.

Deze sets lijnen worden genoemd spectrum En elke stof heeft een caracateristisch spectrum, een soort vingerafdruk die dient om zijn aanwezigheid in het licht te identificeren dat uit een object komt. Dit komt omdat elk atoom zijn eigen elektronenconfiguratie heeft en energieniveaus toegestaan.

Daarom is het vinden van de spectrale lijnen een techniek die door astronomen wordt gebruikt om de samenstelling van de sterren te achterhalen door het licht dat ze uitzenden. In feite komt alles wat astronomen weten over de sterren uit hun spectra, of het nu emissie of absorptie is.

De oorsprong van de spectra

De aanwezigheid van spectra is te wijten aan atomaire configuratie. Inderdaad, elektronen blijven rond de kern in regio's genaamd Orbitalen, gelegen op bepaalde afzonderlijke afstanden van hem.

Bijvoorbeeld in waterstof, het eenvoudigste element, worden de orbitale radio's gegeven door 0.053 ∙ n² nanometers, waarbij n = 1, 2, 3, 4, .. . Tussenliggende waarden zijn niet toegestaan ​​tussen hen, dus er wordt gezegd dat de orbitalen zijn gekwantiseerd. Ook wordt de energietoestand van elk orbitaal gekwantiseerd.

Dergelijke beperkingen zorgen ervoor dat elektronen zich tegelijkertijd met deeltjes en ook als golven gedragen, net als licht. Elektronen kunnen echter van het ene orbitaal naar het andere gaan en de energietoestand van het atoom veranderen.

Elektromagnetische energie -absorptie en emissie

Als een elektron bijvoorbeeld gaat van een meer interne orbitaal, met minder energie, naar een andere externe en energieke, is het noodzakelijk om de noodzakelijke elektromagnetische energie te verwerven, die in het atoom wordt opgeslagen. Dit proces wordt genoemd absorptie.

Aan de andere kant, als het elektron van een externe orbitaal naar een meer interne gaat, wordt in de overgang een foton uitgezonden, in lichte vorm, die de energie is die overeenkomt met het energieverschil tussen de orbitalen. De golflengte komt overeen met dit verschil en wordt gegeven door:

Kan u van dienst zijn: Orion Nebula: oorsprong, locatie, kenmerken en gegevens

 Waar:

• E is energie
• λ is de golflengte
• H is de constante van Planck
• C is de snelheid van het licht

Soorten spectra

Er zijn zowel absorptie- als emissiespectra, die afhankelijk is van bepaalde parameters van het object of de stof, zoals dichtheid en temperatuur. Het spectrum van een zwak gas is anders dan dat van een vaste stof bij hoge temperatuur.

Continu spectrum

Sommige bronnen stoten spectra uit waarvan de gekleurde lijnen voorzichtig veranderen en alle kleuren bevatten. Dit wordt een continu spectrum genoemd, bijvoorbeeld degene die de gloeidraad van een gloeilamp produceert.

Emissie spectrum

Het is degene die bepaalde hete stoffen uitzendt en uit een paar lijnen van een bepaalde golflengte bestaat.

Dit type spectrum wordt geproduceerd door vage en hete gassen zoals die die de fluorescerende buizen vullen. Boreale Aurora is een ander voorbeeld van emissie dat plaatsvindt in de gassen van de bovenste atmosfeer van de aarde. Ze produceren ook emissiespectra enkele interstellaire gaswolken.

Absorptiespectrum

Dit spectrum is wat wordt ontvangen wanneer het licht van een dicht en zeer heet object door een kouder gas wordt geleid. Daarin worden bijna alle kleuren waargenomen, maar sommige lijken verminderd en sommige donkere strepen ontstaan ​​in die golflengten die worden geabsorbeerd door atomen of gasmoleculen.

Kirchoff -wetten van spectroscopie

De spectroscopische wetten van Kirchoff geven onder welke voorwaarden de verschillende hierboven beschreven spectra zijn gevormd:

1. Continue spectra: ze worden uitgestoten door elk object bij hoge druk en temperatuur.
2. De emissiespectra: ze worden geproduceerd door een lage druk bij lage druk, die goed gedefinieerde golflengten uitzendt, overeenkomend met de elektronische overgangen die overeenkomen met elk element dat het gas vormt.
3. Absorptiespectra: worden geproduceerd door gassen bij lage temperaturen in de buurt van lettertypen van continue straling. Gasatomen of moleculen absorberen alleen bepaalde golflengten.

Het kan u dienen: Astroclypics: geschiedenis, welke studies, takken

Het waterstofemissiespectrum

Het waterstofemissiespectrum is vooral belangrijk, omdat het het meest voorkomende element in het universum is en veel belangrijke informatie bevat over de sterren en de Melkweg.

Waterstofspectrumlijnen werden ontdekt door verschillende onderzoekers en elk is genoemd.

Balmer -serie

Waterstof stoot verschillende lijnen uit in het zichtbare spectrum: wanneer het elektron daalt van orbitaal 3 naar orbitaal 2 stoot rood licht uit, waarvan de golflengte 656 is.6 nm, en als het vervalt van Orbital 4 tot 2, straalt 486 blauw licht uit.1 nm.

Waterstofemissiespectrum, met de lijnen die overeenkomen met zichtbaar licht en twee ultraviolette lijnen aan de linkerkant. Bron: Wikmedia Commons.

In 1885 (voordat Bohr zijn theorie voorstelde), vond de wiskundige en Zwitserse professor Johann Balmer (1825-1898) door Tanteo een formule om de golflengten λ van deze lijnen te bepalen:

Waar:

• R is Rydberg's constante: 1.097 × 10⁷ M^-1
• N = 3, 4, 5 .. ., dat wil zeggen, n ≥ 3 (geheel).

Bijvoorbeeld voor n = 3 in de Balmer -vergelijking:

Overeenkomend met de rode lijn rechts, weergegeven in de bovenstaande figuur. De ontdekking van de Balmer -serie zorgde ervoor dat andere wetenschappers lijnen zochten in de rest van het waterstofspectrum en andere gassen.

Lyman -serie

Merk op dat het waterstofspectrum in de figuur enkele lijnen in ultraviolet bevat, de twee van de extreme links, waarvan de golflengten 397 zijn.0 nm en 388.9. nm.

Inderdaad, deze lijnen in ultraviolet komen overeen met de So -aangedekte Lyman -serie, ontdekt in 1906 door de fysicus Theodore Lyman. De formule is:

Kan u van dienst zijn: BTU (thermische eenheid): gelijkwaardigheid, gebruik, voorbeelden

Rydberg's Constant Again: 1.097 × 10⁷ M^-1, Maar n = 2, 3, 4 ..., dat is n ≥ 2 en geheel, dus het uiteindelijke niveau komt altijd overeen met n = 1.

Paschen -serie

De Paschen -serie werd ontdekt door de Duitse natuurkundige Friederich Paschen in 1908 en is geldig voor n ≥ 4, dat wil zeggen: n = 4, 5, 6 ..

Paschenlijnen worden gevonden in het nabije infraroodgebied en het uiteindelijke niveau is n = 3, dat wil zeggen dat hun waarden optreden wanneer het elektron daalt van hogere niveaus naar n = 3. Omdat de Lyman -serie in de Ultraviolet is, wordt geconcludeerd dat de Balmer -serie tussen Lyman en Paschen ligt.

Brackett -serie

Deze serie ontdekt in 1922 door Frederick Brackett, een Amerikaanse natuurkundige, bevindt zich in de verre infrarood en bestaat uit de spectrale lijnen die overeenkomen met de waterstofovergangen die beginnen bij n = 5 en doorgaan:

Pfund -serie

De Pfund -serie werd in 1924 gevonden door de Amerikaanse fysicus August Hermann Pfund en verwijst naar de overgangen die beginnen bij n = 5, in de verre infraroodband:

Referenties

1. Arny, T. 2017. Verkenningen: een inleiding tot astronomie. 8e. ED. McGraw Hill.
2. Bauer, W. 2011. Fysica voor engineering en wetenschappen. Deel 2. MC Graw Hill.
3. Chang, R. 2013. Scheikunde. 11VA. Editie. Mc Graw Hill Education.
4. Sears, Zemansky. 2016. Universitaire natuurkunde met moderne natuurkunde. 14e. ED. Deel 2. Pearson.
5. Windows open voor het universum. De verschillende soorten spectra. Hersteld van: media4.OSPM.fris.