Емисиони спектар

С Википедије, слободне енциклопедије
Цео континуалан спектар
Емисиони линијски спектар
Апсорпциони спектар

Емисиони спектар је спектар зрачења који настаје спектралним разлагањем светлости коју емитује нека усијана супстанца. Поред емисионог спектра, постоји и апсорпциони спектар зрачења.

Апсорпциони и емисиони спектри настају од континуалног спектра светлости емитоване из извора када она пролази кроз различите слојеве гаса. У случају да континуално зрачење прође кроз облак разређеног хладног гаса, на заклону спектроскопа се могу детектовати тамне линије на фону непрекидног спектра. Оне су настале због апсорпције одређених фотона од стране присутних атома. С друге стране, када се правац простирања светлости не поклапа са правцем зрачења које долази од усијаног извора, на заклону се детектују емисионе линије. Емисионе линије из облака гаса настају када се побуђени атоми гаса враћају у основно стање, реемитујући апсорбовану светлост на истим таласним дужинама на којима су је и апсорбовали.

Подела[уреди | уреди извор]

Спектралне линије настају у прелазу између дискретних енергетских нивоа атома или молекула.

Разликују се континуални и дискретни емисиони спектри.

  • Континуални емисиони спектар емитују усијана чврста тела и течности. То су непрекидни спектри који се састоје од зрачења свих таласних дужина. Они се не могу користити за аналитичка испитивања.
  • Дискретне емисионе спектре зраче само гасови или паре. Дискретни спектрови се деле на:
    • линијске (атомске) емисионе спектре, које дају усијани атоми, јони гасова или пара
    • тракасте (молекулске) емисионе спектре, који настају као зрачење нејонизованих молекула гасова или пара на температурама нижим од температуре дисоцијације молекула на атоме.[1]

Непрекидан спектар[уреди | уреди извор]

Непрекидан спектар звезда настаје као последица топлотног зрачења честица које чине плазму те звезде. У ређим случајевима, непрекидни емисиони спектри звезда не настају топлотним механизмом, већ као резултат закочног зрачења или механизмом циклотронске ротације.[2]

  • Топлотни механизам зрачења

Звезде чији емисиони спектри потичу од топлотног зрачења загрејане плазме најчешће се интерпретирају као апсолутно црна тела, а за прецизније прорачуне се користе модели звезде као тела у термодинамичкој равнотежи. Максималан интензитет непрекидног спектра топлотног зрачења зависи од температуре фотосфере, а зрачење са максималним интензитетом одређује боју звезде.

  • Механизам закочног зрачења

Механизам закочног зрачења подразумева зрачење које се ослобађа приликом убрзаног кретања наелектрисане честице у спољашњем електричном пољу. Тада је губитак кинетичке енергије честице једнак енергији емитованог фотона.

  • Механизам циклотронске ротације

Механизмом циклотронске ротације ослобађа се зрачење услед кретања наелектрисаних честица у магнетном пољу по кружним или спиралним путањама нормалним на линије магнетног поља. Зрачење које се ослобађа овим механизмом је синхротронско зрачење. Интензитет синхротонског зрачења зависи од енергије честица и јачине магнетног поља, а пошто су енергије честица из плазме ових космичких објеката различитих енергија, спектар зрачења им је континуалан. Анализом овог зрачења добијају се и подаци и о карактеру и јачини магнетног поља.

Линијски спектар[уреди | уреди извор]

Емисиони линијски спектар настаје када емисијом фотона са побуђених електрона приликом деексцитације код усијаних гасова. За разлику од континуалног спектра, линијски спектар настаје код разређенијих гасова. Зрачење које се ослобађа том приликом је зрачење у виду сјајних емисионих линија које одговарају атомима одређене супстанце. Линије суперпонирају на континуирани фон већ присутног зрачења.

Линијски спектар, тј. интензитети, положаји и међусобна растојања линија на њему дају специфичне карактеристике сваког атома. Један атом емитује или апсорбује фотоне исте таласне дужине. Спектри атома одређеног елемента који су настали у Космосу морају се подударати с са лабораторијски добијеним спектрима тих истих атома.

Изражене α и β Балмерове линије на континуалном емисионом спектру зрачења.

Спектрална анализа у астрономијии[уреди | уреди извор]

Основни извор информација о објектима изван Сунчевог система представља светлост која са њих доспева до Земље. Како светлост представља електромагнетне таласе, на основу електромагнетног зрачења које се емитује са небеских тела или се од њих рефлектује, могу се добити подаци о положају, кретању небеских тела, њиховом хемијском саставу, температури и друго. Расподела енергије зрачења по таласним дужинама у спектрима звезда је дата Виновим законом померања.

Интензитет и профил спектралне линије зависе од различитих фактора као што су:

  • температура - одређује таласну дужину
  • концентрација честица која одређује Доплерово ширење спектралне линије
  • јачине присутног магнетног и електричног поља које редом проузрокују Земанов ефекат и Штарково ширење
  • макроскопска кретања у објекту

Идентификација хемијског састава космичких објеката врши се упоређивањем њихових линијских спектара са лабораторијски добијеним спектрима познатих елемената. Ова метода се назива спектроскопска или спектрална анализа небеског тела и подразумева одређивање основних карактеристика небеског тела на основу упоређивања електромагнетног зрачења које доспева са тог тела са емисионим и апсорпционим спектрима познатих супстанци. Спектроскопска анализа је бесконтакна метода која омогућује идентификацију хемијског састава космичке супстанце.

Спектар звезда[уреди | уреди извор]

Код звезда континуалан спектар емитује се са фотосфере, тј. звездине површине. Апсорпциони спектар настаје у хладнијим слојевима атмосфере звезде, у хладним облацима међузвезданог гаса или у атмосфери планете. На континуалном спектру фотосфере могу да се у одређеним случајевима уоче и сјајне емисионе линије када континуално зрачење пролази кроз слојеве атмосфе који су топлији од фотосфере.

Спектар Сунца[уреди | уреди извор]

Боју звезде одређује област таласних дужина око максималне таласне дужине која је дефинисана површинском температуром. Звезде чија се површинска температура креће између 4.300 и 7.700 К имају максимум у видљивој области спектра. Како је ефективна температура Сунца око 5.800 К, што одговара таласној дужини жуте боје, ми Сунце видимо као жуту Г2 звезду.

Године 1814. Фраунхофер је након усавршавања спектроскопа у спектру Сунца снимио 576 тамних линија које су назване Фраунхоферове линије. До данас је у спектру Сунца откривено 30 000 Фраунхоферових линија које одговарају лабораторијски добијеним спектрима 72 елемента.

Локјер је 1868. године у спектру Сунца открио линије, до тада, непознатог елемента који је назван хелијум. Овај елемент је тек 1895. години пронађен и на Земљи.[2]

Примена у астрофизици[уреди | уреди извор]

У астрофизици једна од коришћених техника је техника астрофизичке спектроскопије у којој се проучавају енергетски спектри. Енергетски спектри се приказују помоћу графика енергије у зависности од таласне дужине и дају потпун распоред количине енергије емитоване на свакој од таласних дужина.

Спектофотометри новијих технологија попут Перкин Елмеровог спектрофотометра 950 међу могућностима имају и опцију енергетског скенирања којом се добија енергетски спектар датог узорка. Овакво добијање спектра не даје добре резултате ако се посебно не разматра допринос апсорбанције и трансмитанце у узорку.[3]

Референце[уреди | уреди извор]

  1. ^ Предавање бр. 1, Емисија и апсорпција електромагнетних таласа Архивирано на сајту Wayback Machine (24. септембар 2015), Физичка и колоидна хемија, Рударско-геолошки факултет; приступљено: 8. јануар 2015.
  2. ^ а б Предавање бр. 6, Увод у астрономију[мртва веза], Драган Гајић; приступљено: 11. јануар 2015.
  3. ^ Сунчев енергетски спектар, интегрисана енергија, таласне дужине боја из видљивог дела спектра и визуелна реакција ока, приступљено: 11. јануар 2015.