Co je to liniové spektrum?

Elektromagnetické spektrum, jehož světlo je zlomkem, je kontinuálním rozdělením vlnových délek od ultrafialového po infračervené záření. Když elektromagnetické záření ve formě světla prochází materiálem, některé jeho části jsou absorbovány nebo emitovány médiem. Při pozorování tohoto světla prostřednictvím spektroskopu se tyto části objevují jako liniové spektrum - buď jasně zbarvené emisní linie na tmavém pozadí nebo tmavé absorpční linie na jasně zbarveném pozadí. Difrakční mřížka oddělila světlo na různé vlnové délky, od fialové k červené, ve viditelném rozsahu. Toto nepřetržité spektrum je vydáváno žárovkami, kapalinami a plyny pod vysokým tlakem. Dva nejznámější příklady toho jsou bílé světlo hranolem a kapky vody, což dělá duhu.

Existují dva typy liniového spektra: EMISsion Spectrum a absorpční spektrum. První se také nazývá Bright Line Spectrum a skládá se z několika jasně zbarvených linií proti tmavému pozadí. Každá řádek představuje jedinečnou vlnovou délku a celá věc je pro tento konkrétní prvek jedinečná. Tyto čáry jsou emitovány, když je nízkotlaký plyn do kontaktu s elektrickým výbojem.

Spektrum tmavé linie nebo absorpční spektrum je přesně opak-namísto jasných linií na každé vlnové délce na tmavém pozadí má absorpční spektrum tmavé čáry na odpovídajících vlnových délkách na kontinuálním pozadí. Tento výsledek je hlavním zaměřením absorpční spektroskopie a je vytvořen průchodem světla plynem prvku, který má být analyzován.

fyzik Niels Bohr představil v roce 1913 jeho představu o tom, proč má atomové spektrum vlastnosti a vlastnosti, které má. Za tímto účelem Bohr teoretizoval své vlastníModel atomu, nyní nazývaný model Bohr. 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 přesune z orbity s vyšší energií na spodní orbitu.

Spektroskopie je analýza tohoto jevu pomocí stroje zvaného spektroskop. Žádné dva prvky emitují ani absorbují přesně stejné liniové spektrum, takže tato pozorování lze použít k určení prvků ve vzorku. Výsledkem je, že astronomové začali přeměňovat své spektroskopy na hvězdy ve snaze určit jejich složení a složení jakéhokoli mezihvězdného média mezi konkrétní hvězdou a zemí.