Co je to liniové spektrum?

Elektromagnetické spektrum, jehož světlo je zlomkem, je plynulé rozložení vlnových délek od ultrafialového po infračervené záření. Když elektromagnetické záření ve formě světla prochází materiálem, určité jeho části jsou absorbovány nebo emitovány médiem. Při pozorování tohoto světla spektroskopem se tyto části jeví jako liniové spektrum - buď jasně barevné emisní čáry na tmavém pozadí nebo tmavé absorpční čáry na jasně barevném pozadí.

Když bílé světlo prochází difrakční mřížkou, objeví se kontinuální spektrum světla. Difrakční mřížka rozdělila světlo na různé vlnové délky, od fialové po červenou, ve viditelném rozsahu. Toto kontinuální spektrum je emitováno žhavícími pevnými látkami, kapalinami a plyny pod vysokým tlakem. Dva nejznámější příklady toho jsou bílé světlo hranolem a kapkami vody, což vytváří duhu.

Existují dva typy liniového spektra: emisní spektrum a absorpční spektrum. První se nazývá také spektrum jasných čar a skládá se z několika jasně barevných čar na tmavém pozadí. Každá linie představuje jedinečnou vlnovou délku a celá věc je pro daný konkrétní prvek jedinečná. Tato vedení jsou emitována, když je nízkotlaký plyn uveden do kontaktu s elektrickým výbojem.

Spektrum tmavé čáry nebo absorpční spektrum je přesně opačné - namísto jasných čar na každé vlnové délce na tmavém pozadí má absorpční spektrum tmavé čáry na odpovídajících vlnových délkách na souvislém pozadí. Tento výsledek je hlavním zaměřením absorpční spektroskopie a je vytvářen průchodem světla plynem analyzovaného prvku.

Fyzik Niels Bohr představil v roce 1913 svou představu o tom, proč má atomové spektrum vlastnosti a vlastnosti, které má. Za tímto účelem Bohr teoretizoval svůj vlastní model atomu, nyní nazývaný Bohrův model. Předpokládá, že elektrony mohou existovat pouze v diskrétních drahách kolem jádra a že pouze určité dráhy jsou stabilní, což znamená, že elektron nevyzařuje záření. Záření je však emitováno, když se elektron pohybuje z orbity s vyšší energií na nižší orbitu.

Spektroskopie je analýza tohoto jevu pomocí přístroje zvaného spektroskop. Žádné dva prvky nevyzařují ani neabsorbují přesně stejné spektrum čar, takže tato pozorování lze použít ke stanovení prvků ve vzorku. V důsledku toho začali astronomové obrátit své spektroskopy na hvězdy ve snaze určit jejich složení a složení jakéhokoli mezihvězdného média mezi konkrétní hvězdou a Zemí.