De spektralserier De består av en uppsättning färgade linjer på en mörk bakgrund eller av ljusa ränder åtskilda av mörka områden som avger ljus från alla typer av ämnen..
Dessa linjer visualiseras med hjälp av en spektrometer, en apparat som består av ett prisma eller ett finfördelat galler, som kan separera de olika ljuskomponenterna..
Dessa uppsättningar linjer kallas spektrum och varje ämne har ett karakteristiskt spektrum, ett slags fingeravtryck som tjänar till att identifiera dess närvaro i ljuset som kommer från ett objekt. Detta beror på att varje atom har sin egen elektronkonfiguration och tillåtna energinivåer..
Det är därför att hitta spektrallinjer är en teknik som i stor utsträckning används av astronomer för att ta reda på stjärnornas sammansättning genom det ljus de avger. Faktum är att allt astronomer vet om stjärnor kommer från deras spektra, vare sig det är emission eller absorption..
Närvaron av spektra beror på atomkonfigurationen. I själva verket hålls elektronerna runt kärnan i områden som kallas orbitaler, befinner sig på diskreta avstånd från honom.
Till exempel i väte, det enklaste elementet, ges orbitalradierna med 0,053 ∙ ntvå nanometer, där n = 1, 2, 3, 4,…. Mellanvärden mellan dessa är inte tillåtna, det är därför det sägs att orbitalerna är det kvantiserad. Även energitillståndet för varje orbital kvantiseras.
Sådana begränsningar gör att elektroner beter sig både som partiklar och också som vågor, precis som ljus. Elektroner kan emellertid gå från en bana till en annan, vilket förändrar atomens energitillstånd..
Till exempel, om en elektron går från en mer inre orbital, med lägre energi, till en mer extern och energisk, är det nödvändigt att den förvärvar nödvändig elektromagnetisk energi, som lagras i atomen. Denna process kallas absorption.
Å andra sidan, om elektronen går från en yttre orbital till en mer inre, emitteras en foton i övergången, i form av ljus, vilket är den energi som motsvarar skillnaden i energi mellan orbitalerna. Våglängden motsvarar denna skillnad och ges av:
Både absorptions- och emissionsspektra produceras, vilka beror på vissa parametrar för objektet eller ämnet, såsom densitet och temperatur. Spektrumet för en tunn gas skiljer sig från det för ett fast ämne vid hög temperatur.
Vissa källor avger spektra vars färgade linjer ändras smidigt och innehåller alla färger. Detta kallas ett kontinuerligt spektrum, till exempel det som produceras av glödlampans glödlampa.
Det är den som vissa heta ämnen avger och består av några linjer med en viss våglängd.
Denna typ av spektrum produceras av heta, tunna gaser som de som fyller lysrör. Aurora borealis är ett annat exempel på utsläpp som sker i gaser i jordens övre atmosfär. Vissa interstellära gasmoln producerar också utsläppsspektrum..
Detta spektrum är det som tas emot när ljus från ett mycket varmt, tätt föremål passerar genom en svalare gas. I den observeras nästan alla färger, men vissa verkar minskade och mörka fransar dyker upp i de våglängder som absorberas av gasens atomer eller molekyler..
Kirchoffs spektroskopilagar indikerar under vilka förhållanden de olika spektra som beskrivs ovan bildas:
Utsläppsspektrumet för väte är särskilt viktigt, eftersom det är det vanligaste elementet i hela universum och innehåller mycket viktig information om stjärnorna och Vintergatan..
Serien av linjer i vätespektrumet upptäcktes av olika forskare och bär var och en sitt namn.
Väte avger flera linjer i det synliga spektrumet: när elektronen sönderfaller från orbital 3 till orbital 2 avger den rött ljus vars våglängd är 656,6 nm, och om det förfaller från orbital 4 till orbital 2 avger det blått ljus på 486,1 nm.
År 1885 (innan Bohr föreslog sin teori) fann den schweiziska matematikern och professorn Johann Balmer (1825-1898) genom försök och fel en formel för att bestämma våglängderna λ för dessa linjer:
Var:
Till exempel, för n = 3 i Balmers ekvation:
Motsvarar den röda linjen till höger, som visas i figuren ovan. Upptäckten av Balmer-serien fick andra forskare att söka efter linjer i resten av spektrumet efter väte och andra gaser..
Observera att spektret av väte som visas i figuren innehåller ultravioletta linjer, de två längst till vänster, vars våglängder är 397,0 nm och 388,9 nm. nm.
Faktum är att dessa ultravioletta linjer motsvarar den så kallade Lyman-serien, som upptäcktes 1906 av fysikern Theodore Lyman. Dess formel är:
Paschen-serien upptäcktes av den tyska fysikern Friederich Paschen 1908 och är giltig för n ≥ 4, det vill säga: n = 4, 5, 6 ...
Paschens linjer är i det nära infraröda området och den slutliga nivån är n = 3, det vill säga deras värden uppträder när elektronen sönderfaller från högre nivåer till n = 3. Eftersom Lyman-serien är i ultraviolett, avslutas den att Balmers serie ligger mellan Lyman och Paschen.
Denna serie, upptäckt 1922 av Frederick Brackett, en amerikansk fysiker, ligger längst bort i det infraröda området och består av spektrallinjer som motsvarar väteövergångarna som börjar vid n = 5 och fortsätter:
Pfund-serien hittades 1924 av den nordamerikanska fysikern August Hermann Pfund och hänvisar till övergångarna som börjar vid n = 5, i det yttersta infraröda bandet:
Ingen har kommenterat den här artikeln än.