Spektra linio
Spektra linio estas luma aŭ malluma linio, kiu apera en elektromagneta spektro, kiu estus sene unuforma kaj kontinua. La spektraj linioj rezultas de la interago de kvantuma objekto (atomkerno, atomo, molekulo ...) kun la elektromagnetaj ondoj.
La spektraj linioj estas rigardita kiel "fingrospuro" de atomoj aŭ molekuloj, ili estas uzita por identigi la atomojn aŭ molekulojn ĉeestantajn en steloj, nebulozoj aŭ ajnaj astroj ; sur tiu-ĉi principo baziĝas la spektroskopio.
Tipoj de spektraj linioj
[redakti | redakti fonton]
La liniaj spektroj rezultas de la kvantuma interago inter fotono kaj la materio. Kvantuma sinstemo ne povas havi arbitran energion : nur iuj precizaj energiniveloj estas eblaj, kaj la ŝanĝoj de stato kongruas kun precizaj energio : la diferenco inter la komenca kaj la fina energinivelo.
Se la energio de la sistemo malgrandiĝas de la kvanto ΔE, kvantumo da elektromagneta radiado, (tiel nomata fotono) estos elsendata laŭ la frekvenco ν donita de la formulo de Planck-Einstein : ΔE = hν kie h estas la konstanto de Planck.
Reciproke, se la sistemo sorbas fotonon de frekvenco ν, sia energio grandiĝas de la kvanto hν. Ĉar la energio de sistemo estas kvantigita, nur la fotonoj, kies energio kongruas kun tiu de la ŝanĝo de stato povas esti elsenditaj aŭ sorbitaj.
Kiam fotono havas precize la taŭgan energion por permesi la ŝanĝon de energio de sistemo (ekzemplo : la sanĝo de orbitalo de elektrono) al stato de pli granda energio tiam la fotono estas sorbita. Kiam la sistemo revenas al ĝia antaŭa stato de energio, ĝi elsendas fotonon de la sama frekvenco, kiel tiu, kiun ĝi estis sorbinta.
Rezultas, ke spektra linio povas esti observita ĉu kiel linio de elsendo (brila) ĉu kiel linio de sorbo (malluma) je la sama ondolongo. Tiun principon elmontris Gustav Robert Kirchhoff kaj Robert Bunsen en 1859.[1]
La spektraj linioj estas tre specifaj de la elsendinta aŭ sorbinta korpo kaj estas uzitaj por identigi la medio, tra kiu pasis la lumo. Pluraj elementoj, kiel heliumo, taliumo, kaj cerio estis unue malkovritaj per iliaj spektraj linioj. La spektraj linioj ankaŭ dependas de la fizikaj kondiĉoj de la medio (temperaturo, magneta kampo...). Tiel, la spektroskopio permesas ne nur koni la kemian komponiĝon de la studata medio, sed ankaŭ ĝia fizikajn ecojn.
Pli detalaj informoj troveblas en artikolo Efiko de Zeeman. Pli detalaj informoj troveblas en artikolo Efiko de Doppler.Historio
[redakti | redakti fonton]
La unua observo de spektraj linioj estas de tiu de la natrio farita de la skota fizikisto Thomas Melvill en 1752. Per prismo li observis la lumon de varmigita natria salo kaj malkovras fortan flavan linion.
La malkovro de la sorbaj linioj datiĝas de 1802, kiam William Hyde Wollaston, dum esploro pri la prismoj, observis nigrajn liniojn en la suna spektro.[2] Tiuj linioj havas la econ ne ŝanĝi, ia ajn estas la prismo aŭ ties materialo. Joseph von Fraunhofer uzas tiun observon por eltrovi manieron por mezuri la ondolongojn, uzante tiujn liniojn kiel referencoj. Gustav Robert Kirchhoff disvolvas tiel sistemon de referenco, uzante plej videblajn liniojn en la suna spektro kaj numerante ilin. Tiuj referencaj linioj estis uzitaj por kalibri la spektroskopiajn instrumentojn.
En 1869 Anders Jonas Ångström determinis la ondolongon de preskaŭ milo da sorbaj linioj per difrakta krado, anstataŭigante la sistemojn de Fraunhofer kaj de Kirchhoff ĝis 1890.
Notoj kaj referencoj
[redakti | redakti fonton]Eksteraj ligiloj
[redakti | redakti fonton]- angle Spectral Line ; el Cosmos
- angle Mallonga (Nekompleta) Historio de Lumo kaj Spektro ; el Teh Chem Team
- angle Sorbaj kaj Elsendaj Linioj ; el la paĝaro de Sloane Digital Sky Syrvey
- france La spektra analizo, la temperaturo kaj la kemia komponiĝo ; el Astronomie et Astrophysique Arkivigite je 2016-04-08 per la retarkivo Wayback Machine
- france Spektro da linioj ; el cle@[rompita ligilo]