Das Spektralreihen Sie bestehen aus einer Reihe farbiger Linien auf dunklem Hintergrund oder aus hellen Streifen, die durch dunkle Bereiche getrennt sind, die Licht von allen Arten von Substanzen emittieren..
Diese Linien werden mit Hilfe eines Spektrometers sichtbar gemacht, einer Vorrichtung, die aus einem Prisma oder einem feinteiligen Gitter besteht und die verschiedenen Lichtkomponenten trennen kann..
Diese Liniensätze werden aufgerufen Spektrum und jede Substanz hat ein charakteristisches Spektrum, eine Art Fingerabdruck, der dazu dient, ihre Anwesenheit im Licht eines Objekts zu identifizieren. Dies liegt daran, dass jedes Atom seine eigene Elektronenkonfiguration und zulässige Energieniveaus hat..
Aus diesem Grund ist das Auffinden von Spektrallinien eine von Astronomen weit verbreitete Technik, um die Zusammensetzung von Sternen durch das von ihnen emittierte Licht herauszufinden. Tatsächlich stammt alles, was Astronomen über Sterne wissen, aus ihren Spektren, sei es Emission oder Absorption..
Das Vorhandensein der Spektren ist auf die atomare Konfiguration zurückzuführen. Tatsächlich werden die Elektronen in den genannten Regionen um den Kern herum gehalten Orbitale, befindet sich in diskreten Abständen von ihm.
Zum Beispiel in Wasserstoff, dem einfachsten Element, sind die Orbitalradien durch 0,053 ∙ n gegebenzwei Nanometer, wobei n = 1, 2, 3, 4,…. Zwischenwerte zwischen diesen sind nicht erlaubt, deshalb wird gesagt, dass die Orbitale sind quantisiert. Auch der Energiezustand jedes Orbitals wird quantisiert.
Solche Einschränkungen führen dazu, dass sich Elektronen sowohl als Teilchen als auch als Wellen wie Licht verhalten. Elektronen können jedoch von einem Orbital zum anderen gelangen und den Energiezustand des Atoms verändern..
Wenn ein Elektron beispielsweise von einem innereren Orbital mit geringerer Energie zu einem äußereren und energetischeren wechselt, muss es die notwendige elektromagnetische Energie aufnehmen, die im Atom gespeichert ist. Dieser Vorgang wird aufgerufen Absorption.
Wenn andererseits das Elektron von einem äußeren zu einem innereren Orbital übergeht, wird beim Übergang ein Photon in Form von Licht emittiert, bei dem es sich um die Energie handelt, die der Energiedifferenz zwischen den Orbitalen entspricht. Die Wellenlänge entspricht dieser Differenz und ist gegeben durch:
Es werden sowohl Absorptions- als auch Emissionsspektren erzeugt, die von bestimmten Parametern des Objekts oder der Substanz abhängen, wie z. B. Dichte und Temperatur. Das Spektrum eines dünnen Gases unterscheidet sich von dem eines Feststoffs bei hoher Temperatur.
Einige Quellen senden Spektren aus, deren farbige Linien sich gleichmäßig ändern und alle Farben enthalten. Dies wird als kontinuierliches Spektrum bezeichnet, beispielsweise dasjenige, das durch das Filament einer Glühbirne erzeugt wird.
Es ist dasjenige, das bestimmte heiße Substanzen emittieren und aus wenigen Linien einer bestimmten Wellenlänge bestehen.
Diese Art von Spektrum wird durch heiße, dünne Gase erzeugt, wie sie Leuchtstoffröhren füllen. Die Aurora Borealis ist ein weiteres Beispiel für Emissionen, die in Gasen in der oberen Erdatmosphäre auftreten. Einige interstellare Gaswolken erzeugen auch Emissionsspektren..
Dieses Spektrum wird empfangen, wenn Licht von einem sehr heißen, dichten Objekt durch ein kühleres Gas geleitet wird. Darin werden fast alle Farben beobachtet, aber einige erscheinen vermindert und dunkle Streifen erscheinen in den Wellenlängen, die von den Atomen oder Molekülen des Gases absorbiert werden..
Kirchoffs Gesetze der Spektroskopie geben an, unter welchen Bedingungen die verschiedenen oben beschriebenen Spektren gebildet werden:
Das Emissionsspektrum von Wasserstoff ist besonders wichtig, da es das am häufigsten vorkommende Element im gesamten Universum ist und viele wichtige Informationen über die Sterne und die Milchstraße enthält..
Die Linienreihen im Wasserstoffspektrum wurden von verschiedenen Forschern entdeckt und jeder trägt seinen Namen.
Wasserstoff emittiert im sichtbaren Spektrum mehrere Linien: Wenn das Elektron von Orbital 3 zu Orbital 2 zerfällt, emittiert es rotes Licht mit einer Wellenlänge von 656,6 nm. Wenn es von Orbital 4 zu Orbital 2 zerfällt, emittiert es blaues Licht von 486,1 nm.
1885 (bevor Bohr seine Theorie vorschlug) fand der Schweizer Mathematiker und Professor Johann Balmer (1825-1898) durch Versuch und Irrtum eine Formel zur Bestimmung der Wellenlängen λ dieser Linien:
Wo:
Zum Beispiel für n = 3 in der Balmer-Gleichung:
Entspricht der roten Linie rechts (siehe Abbildung oben). Die Entdeckung der Balmer-Reihe veranlasste andere Wissenschaftler, im restlichen Spektrum nach Linien für Wasserstoff und andere Gase zu suchen..
Es ist zu beachten, dass das in der Figur gezeigte Wasserstoffspektrum ultraviolette Linien enthält, die beiden ganz links, deren Wellenlängen 397,0 nm und 388,9 nm betragen. nm.
Tatsächlich entsprechen diese ultravioletten Linien der sogenannten Lyman-Reihe, die 1906 vom Physiker Theodore Lyman entdeckt wurde. Die Formel lautet:
Die Paschen-Reihe wurde 1908 vom deutschen Physiker Friederich Paschen entdeckt und gilt für n ≥ 4, dh: n = 4, 5, 6 ...
Paschens Linien liegen im nahen Infrarotbereich und der Endpegel beträgt n = 3, dh ihre Werte treten auf, wenn das Elektron von höheren Pegeln auf n = 3 abfällt. Da sich die Lyman-Reihe im ultravioletten Bereich befindet, wird daraus geschlossen dass Balmers Serie zwischen Lyman und Paschen liegt.
Diese Reihe, die 1922 von Frederick Brackett, einem amerikanischen Physiker, entdeckt wurde, befindet sich im fernen Infrarot und besteht aus den Spektrallinien, die den Wasserstoffübergängen entsprechen, die bei n = 5 beginnen und weitergehen:
Die Pfund-Reihe wurde 1924 vom nordamerikanischen Physiker August Hermann Pfund gefunden und bezieht sich auf die Übergänge, die bei n = 5 im fernen Infrarotbereich beginnen:
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