Spektrale serier

De Spektrale serier De består av et sett med fargede linjer på mørk bakgrunn, eller lyse striper atskilt av mørke områder som avgir lys fra alle slags stoffer.

Disse linjene blir visualisert ved hjelp av et spektrometer, et apparat som består av et prisme eller et fint delt rack, som er i stand til å skille de forskjellige komponentene i lyset.

Absorpsjonsspektre av forskjellige stoffer og solen. Kilde: Wikmedia Commons.

Disse linjene kalles spektrum Og hvert stoff har et karacateristisk spekter, 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 tillater energinivå.

Det er grunnen til. Faktisk kommer alt som astronomer vet om stjernene fra deres spektre, enten det er utslipp eller absorpsjon.

Opprinnelsen til spektra

Tilstedeværelsen av spektre skyldes atomkonfigurasjon. Faktisk forblir elektroner rundt kjernen i regioner som kalles Orbitaler, Ligger på visse diskrete avstander fra ham.

For eksempel i hydrogen, det enkleste elementet, er orbitale radioer gitt av 0.053 ∙ n² Nanometer, der n = 1, 2, 3, 4, .. . Mellomverdier er ikke tillatt mellom dem, så det sies at orbitalene er kvantisert. Også energitilstanden til hver orbital er kvantifisert.

Slike begrensninger gjør at elektroner oppfører seg samtidig som partikler og også som bølger, akkurat som lys. Imidlertid kan elektroner gå fra en orbital til en annen, og endre atomets energitilstand.

Elektromagnetisk energiabsorpsjon og utslipp

For eksempel, hvis et elektron går fra en mer intern orbital, med mindre energi, til en annen mer ytre og energisk, er det nødvendig å skaffe seg den nødvendige elektromagnetiske energien, som er lagret i atomet. Denne prosessen kalles absorpsjon.

På den annen side, hvis elektronet går fra en ekstern orbital til en mer internt, sendes et foton i lett form, som er energien som tilsvarer energiforskjellen mellom orbitalene. Bølgelengden tilsvarer denne forskjellen og er gitt av:

Kan tjene deg: Orion Nebula: Opprinnelse, beliggenhet, egenskaper og data

 Hvor:

• E er energi
• λ er bølgelengden
• H er Plancks konstant
• C er lysets hastighet

Typer spektre

Det er både absorpsjons- og emisjonsspektre, som avhenger av visse parametere for objektet eller stoffet, for eksempel tetthet og temperatur. Spekteret av en svak gass er forskjellig fra et fast stoff ved høy temperatur.

Kontinuerlig spekter

Noen kilder avgir spektre hvis fargede linjer endres forsiktig og inneholder alle farger. Dette kalles et kontinuerlig spekter, for eksempel det som produserer glødetråden til en glødende pære.

Emisjonsspekter

Det er den som avgir visse varme stoffer og består av noen få linjer med en viss bølgelengde.

Denne typen spekter produseres av svake og varme gasser som de som fyller lysrørene. Boreal Aurora er et annet eksempel på utslipp som oppstår i gassene i jordens øvre atmosfære. De produserer også emisjonsspektre noen interstellare gassskyer.

Absorpsjonsspekter

Dette spekteret er det som mottas når lyset fra et tett og veldig varmt objekt føres gjennom en kaldere gass. I den blir nesten alle farger observert, men noen virker redusert og noen mørke striper oppstår i de bølgelengdene som blir absorbert av atomer eller gassmolekyler.

Kirchoff Laws of Spectroscopy

Kirchoffs lover om spektroskopi indikerer under hvilke forhold de forskjellige spektrene beskrevet ovenfor er dannet:

1. Kontinuerlig spektre: De sendes ut av ethvert objekt ved høyt trykk og temperatur.
2. Emisjonsspektra: De produseres av et lavt trykk ved lavt trykk, som avgir godt definerte bølgelengder, tilsvarende de elektroniske overgangene som tilsvarer hvert element som utgjør gassen.
3. Absorpsjonsspektre: produseres av gasser ved lave temperaturer lokalisert i nærheten av skrifter med kontinuerlig stråling. Gassatomer eller molekyler absorberer bare visse bølgelengder.

Det kan tjene deg: Astroclymics: Historie, hvilke studier, grener

Hydrogenemisjonsspekteret

Hydrogenemisjonsspekteret er spesielt viktig, siden det er det mest tallrike elementet i hele universet og inneholder mye viktig informasjon om stjernene og Melkeveien.

Hydrogenspektrumlinjer ble oppdaget av forskjellige forskere, og hver er navngitt.

Balmer -serien

Hydrogen avgir forskjellige linjer i det synlige spekteret: når elektronet avtar fra orbital 3 til orbital 2 avgir rødt lys, hvis bølgelengde er 656.6 nm, og hvis det forfaller fra orbital 4 til 2, avgir du 486 blått lys.1 nm.

Hydrogenemisjonsspekter, som viser linjene som tilsvarer synlig lys og to ultrafiolette linjer til venstre. Kilde: Wikmedia Commons.

I 1885 (før Bohr foreslo sin teori), ble matematikeren og sveitsiske professor Johann Balmer (1825-1898) funnet av Tanteo en formel for å bestemme bølgelengdene λ til disse linjene:

Hvor:

• R er Rydbergs konstante: 1.097 × 10⁷ m^-1
• N = 3, 4, 5 .. ., det vil si n ≥ 3 (hel).

For eksempel for n = 3 i Balmer -ligningen:

Tilsvarende den røde linjen til høyre, vist på figuren over. Oppdagelsen av Balmer -serien fikk andre forskere til å se etter linjer i resten av hydrogenspekteret og andre gasser.

Lyman -serien

Merk at hydrogenspekteret vist på figuren inneholder noen linjer i Ultraviolet, de to av det ekstreme venstre, hvis bølgelengder er 397.0 nm og 388.9. nm.

Disse linjene i Ultraviolet tilsvarer faktisk den så -kallede Lyman -serien, oppdaget i 1906 av fysikeren Theodore Lyman. Formelen er:

Kan tjene deg: BTU (termisk enhet): ekvivalenser, bruksområder, eksempler

Rydbergs konstante igjen: 1.097 × 10⁷ m^-1, Men n = 2, 3, 4 ..., det vil si n ≥ 2 og hel, så det endelige nivået tilsvarer alltid n = 1.

Paschen -serien

Paschen -serien ble oppdaget av den tyske fysikeren Friederich Paschen i 1908 og er gyldig for n ≥ 4, det vil si: n = 4, 5, 6 ..

Paschen -linjer finnes i nær infrarød region og det endelige nivået er n = 3, det vil si at verdiene deres oppstår når elektronet avtar fra høyere nivåer til n = 3. Siden Lyman -serien er i Ultraviolet, konkluderes det med at Balmer -serien er mellom Lyman og Paschen.

Brackett -serien

Denne serien oppdaget i 1922 av Frederick Brackett, en amerikansk fysiker, ligger i den fjerne infrarøde og består av spektrallinjene som tilsvarer hydrogenovergangene som begynner ved n = 5 og fortsetter:

Pfund -serien

Pfund -serien ble funnet i 1924 av den amerikanske fysikeren August Hermann Pfund og refererer til overgangene som begynner på n = 5, i det fjerne infrarøde båndet:

Referanser

1. Arny, t. 2017. Utforskninger: En introduksjon til astronomi. 8. Ed. McGraw Hill.
2. Bauer, w. 2011. Fysikk for ingeniørfag og vitenskap. Volum 2. Mc Graw Hill.
3. Chang, R. 2013. Kjemi. 11va. Utgave. Mc Graw Hill Education.
4. Sears, Zemansky. 2016. Universitetsfysikk med moderne fysikk. 14. Ed. Volum 2. Pearson.
5. Vinduer som er åpne for universet. De forskjellige typene spektre. Gjenopprettet fra: Media4.OSPPM.fr.