De spectrale reeks Ze bestaan uit een reeks gekleurde lijnen op een donkere achtergrond, of uit heldere strepen gescheiden door donkere vlakken die licht uitstralen van allerlei stoffen..
Deze lijnen worden gevisualiseerd met behulp van een spectrometer, een apparaat dat bestaat uit een prisma of een fijn verdeeld rooster dat de verschillende componenten van licht kan scheiden..
Deze sets lijnen worden genoemd spectrum en elke stof heeft een karakteristiek spectrum, een soort vingerafdruk die dient om zijn aanwezigheid te identificeren in het licht dat van een object komt. Dit komt omdat elk atoom zijn eigen elektronenconfiguratie en toegestane energieniveaus heeft..
Daarom is het vinden van spectraallijnen een techniek die veel wordt gebruikt door astronomen om de samenstelling van sterren te achterhalen door het licht dat ze uitstralen. In feite komt alles wat astronomen weten over sterren voort uit hun spectra, of het nu gaat om emissie of absorptie..
De aanwezigheid van de spectra is te wijten aan de atoomconfiguratie. In feite worden de elektronen rond de kern gehouden in gebieden die worden genoemd orbitalen, gelegen op discrete afstanden van hem.
Bijvoorbeeld in waterstof, het eenvoudigste element, worden de baanstralen gegeven door 0,053 ∙ ntwee nanometer, waarbij n = 1, 2, 3, 4,…. Tussenliggende waarden tussen deze zijn niet toegestaan, daarom wordt er gezegd dat de orbitalen dat wel zijn gekwantiseerd. Ook wordt de energietoestand van elke orbitaal gekwantiseerd.
Dergelijke beperkingen zorgen ervoor dat elektronen zich zowel als deeltjes als als golven gedragen, net als licht. Elektronen kunnen echter van de ene orbitaal naar de andere gaan, waardoor de energietoestand van het atoom verandert..
Als een elektron bijvoorbeeld van een meer interne orbitaal, met lagere energie, naar een meer externe en energetische, gaat, is het noodzakelijk dat het de nodige elektromagnetische energie verkrijgt, die in het atoom wordt opgeslagen. Dit proces wordt genoemd absorptie.
Aan de andere kant, als het elektron van een buitenste orbitaal naar een meer binnenste gaat, wordt een foton uitgezonden in de overgang, in de vorm van licht, wat de energie is die overeenkomt met het verschil in energie tussen de orbitalen. De golflengte komt overeen met dit verschil en wordt gegeven door:
Er worden zowel absorptie- als emissiespectra geproduceerd, die afhankelijk zijn van bepaalde parameters van het object of de stof, zoals dichtheid en temperatuur. Het spectrum van een dun gas is anders dan dat van een vaste stof bij hoge temperatuur.
Sommige bronnen zenden spectra uit waarvan de gekleurde lijnen vloeiend veranderen en alle kleuren bevatten. Dit wordt een continu spectrum genoemd, bijvoorbeeld het spectrum dat wordt geproduceerd door de gloeidraad van een gloeilamp.
Het is degene die bepaalde hete stoffen uitzenden en bestaat uit een paar lijnen van een bepaalde golflengte.
Dit type spectrum wordt geproduceerd door hete, dunne gassen zoals die welke fluorescentielampen vullen. De aurora borealis is een ander voorbeeld van emissie die optreedt in gassen in de bovenste atmosfeer van de aarde. Sommige interstellaire gaswolken produceren ook emissiespectra..
Dit spectrum is wat wordt ontvangen wanneer licht van een zeer heet, dicht object door een koeler gas wordt geleid. Daarin worden bijna alle kleuren waargenomen, maar sommige lijken verminderd en donkere randen verschijnen in die golflengten die worden geabsorbeerd door de atomen of moleculen van het gas..
De spectroscopiewetten van Kirchoff geven aan onder welke omstandigheden de verschillende hierboven beschreven spectra worden gevormd:
Het emissiespectrum van waterstof is bijzonder belangrijk, omdat het het meest voorkomende element in het hele universum is en veel belangrijke informatie bevat over de sterren en de Melkweg..
De reeks lijnen in het waterstofspectrum werd ontdekt door verschillende onderzoekers en draagt elk zijn naam.
Waterstof zendt verschillende lijnen uit in het zichtbare spectrum: wanneer het elektron vervalt van orbitaal 3 naar orbitaal 2, zendt het rood licht uit met een golflengte van 656,6 nm, en als het vervalt van orbitaal 4 naar orbitaal 2, zendt het blauw licht uit van 486,1 nm.
In 1885 (voordat Bohr zijn theorie voorstelde), vond de Zwitserse wiskundige en professor Johann Balmer (1825-1898) met vallen en opstaan een formule om de golflengten λ van deze lijnen te bepalen:
Waar:
Bijvoorbeeld voor n = 3 in de vergelijking van Balmer:
Komt overeen met de rode lijn aan de rechterkant, weergegeven in de bovenstaande afbeelding. De ontdekking van de Balmer-serie bracht andere wetenschappers ertoe om lijnen in de rest van het spectrum te zoeken naar waterstof en andere gassen..
Merk op dat het spectrum van waterstof dat in de afbeelding wordt getoond, ultraviolette lijnen bevat, de twee uiterst links, waarvan de golflengten 397,0 nm en 388,9 nm zijn. nm.
Deze ultraviolette lijnen komen inderdaad overeen met de zogenaamde Lyman-serie, ontdekt in 1906 door de natuurkundige Theodore Lyman. De formule is:
De Paschen-reeks werd in 1908 ontdekt door de Duitse natuurkundige Friederich Paschen en is geldig voor n ≥ 4, dat wil zeggen: n = 4, 5, 6 ...
Paschen's lijnen bevinden zich in het nabij-infrarode gebied en het eindniveau is n = 3, dat wil zeggen dat hun waarden optreden wanneer het elektron vervalt van hogere niveaus naar n = 3. Aangezien de Lyman-reeks in het ultraviolet is, wordt geconcludeerd dat de serie van Balmer tussen Lyman en Paschen in ligt.
Deze reeks, in 1922 ontdekt door Frederick Brackett, een Amerikaanse natuurkundige, bevindt zich in het verre infrarood en bestaat uit de spectraallijnen die overeenkomen met de waterstofovergangen beginnend bij n = 5 en verder:
De Pfund-serie werd in 1924 gevonden door de Noord-Amerikaanse natuurkundige August Hermann Pfund en verwijst naar de overgangen die beginnen bij n = 5, in de verre infraroodband:
Niemand heeft nog op dit artikel gereageerd.