WikiDer > Spektrallinie

Kontinuierliches Spektrum

Emissionsspektrum

Absorptionsspektrum

EIN Spektrallinie ist ein Emissionslinie oder ein Absorptionslinie was jeweils der Übertragung bzw. Absorption von a entspricht Wellenlänge innerhalb der elektromagnetisches Spektrum durch eine Strahlungsquelle.

Fingerabdruck

Jeder Chemikalie- und Atomtyp hat einen charakteristischen Satz von Spektrallinien; Spektrallinien geben beispielsweise eine Art Fingerabdruck des zugehörigen Stoff- oder Atomtyps.

Der Grund dafür ist, dass Elektronen in einer bestimmten Substanz nur sehr spezifisch Energieniveaus haben kann. Wenn es einen Vorfall gibt Photon eine Energie (d. h. Wellenlänge) hat, die der Differenz zwischen zwei Energieniveaus entspricht, wird sie absorbiert und es gibt eine Absorptionslinie für diese Wellenlänge. Fällt das Elektron dagegen wieder zurück, wird ein weiteres Photon mit dieser spezifischen Energie emittiert, und es entsteht eine Emissionslinie.

Einflüsse

Mehrere Bedingungen beeinflussen die Spektrallinien:

• Reine Spektrallinien entstehen bei losen Atome oder Moleküle, oder in Gasen, in denen sich Atome oder Moleküle nicht gegenseitig beeinflussen.
• Bei Gasen unter höherem Druck werden die Energieniveaus beeinflusst, wodurch sich die Spektrallinien leicht verschieben. Im Allgemeinen wird eine Spektrallinie breiter, je höher der Druck ist.
• In einem starken Magnetfeld ist es Matroseneffekt um die Spektrallinien aufzuteilen.
• Wenn sich die Materie, die die Spektrallinien aussendet, vom Beobachter weg oder auf ihn zubewegt, werden die Spektrallinien durch die Doppler-Effekt zu länger (rot) bzw. kürzere (blaue) Wellenlängen verschieben.
• In Hochtemperaturgasen bewegen sich die einzelnen Atome oder Moleküle schneller und die Spektrallinien werden durch den Dopplereffekt verzerrt. Verschiebung.

Spektroskopie

Eine genaue Beobachtung der Spektrallinien lässt daher viel Rückschlüsse auf die örtlichen Gegebenheiten zu und Spektroskopie ist daher ein wichtiges Analysemittel Astronomie, wo der physische Zugang zum Objekt unmöglich ist, ist die Spektroskopie ein unverzichtbares Werkzeug. Sterne werden daher nach ihrer Spektralklasse, und durch die Rotverschiebung Es wurde gezeigt, dass sich das Universum ausdehnt. Astronomen oft verwenden Filter, Prisma's oder Bar■ Betrachten Sie jeweils eine Spektrallinie, um Dinge zu messen, auf die die Spektrallinie empfindlich ist.

Emissions- und Absorptionskoeffizienten

Die Strahlung einer atomaren Spektrallinie kann mit a . ausgedrückt werden Emissionsgrad${Anzeigestil Epsilon}$ die die Dimension Energie pro Zeit x Volumen x Raumwinkel hat. dt dV dΩ ist dann die von einem Volumenelement abgestrahlte Energie ${Anzeigestil dV}$ für eine Weile ${displaystyle dt}$ im Bündel mit Raumwinkel${displaystyle dOmega }$. Es gibt

${displaystyle epsilon ={frac {hu }{4pi }}n_{2}A_{21}}$

mit ${displaystyle n_{2}}$ die Dichte der strahlenden Atome, ${Displaystil A_{21}}$ das Einstein-Koeffizient vor dem spontane Emission, die für jedes Paar von Energieniveaus festgelegt ist. Laut der Kirchhoffsches Gesetz die Absorption eines Atoms hängt eng mit seiner Emission zusammen. Der Absorptionskoeffizient ${displaystyle kappa}$ hat ein Abmessungen von 1 / Länge. 'dx gibt den Teil der Intensität zurück, der bei einer Frequenz absorbiert wird ν über eine Strecke dx in einem absorbierenden Material. Der Absorptionskoeffizient ist gegeben durch:

${displaystyle kappa '={frac {hu }{4pi }}~(n_{1}B_{12}-n_{2}B_{21})}$

mit ${displaystyle I_{u}}$ die spektrale Strahlungsintensität bei einer Frequenz ${Anzeigestil u}$, ${displaystyle n_{1}}$ die Dichte der absorbierenden Atome auf dem niedrigen Energieniveau, ${displaystyle n_{2}}$ wieder die Dichte der Atome auf dem hohen Energieniveau, ab dem spontane Emission stattfinden kann, und ${Displaystil B_{12}}$ und ${Displaystil B_{21}}$ das Einstein-Koeffizienten für die Absorption bzw. die induzierte Emission. Wie der Koeffizient ${Displaystil A_{21}}$ sind für jedes Paar von Energieniveaus konstant.

Wenn da lokales thermodynamisches Gleichgewicht herrscht, die Dichten der Atome (sowohl der angeregten als auch der Grundzustand) werden mit . berechnet Maxwell-Boltzmann-Verteilung, aber in anderen Fällen (zum Beispiel Laser) wird die Rechnung komplizierter.

Die erwähnten Gleichungen gehen nicht auf die Bedeutung der Form (Profil) der Spektrallinie ein. Sie können durch Multiplikation mit einer Formel für das normalisierte Spektralprofil erweitert werden.

Wissenswertes

• Das Element Helium wurde entdeckt, weil im Spektrum der Sonne unbekannte Zeilen. Es wurde zu Recht geschlossen, dass es sich um ein bisher unbekanntes Element handeln muss und benannte das Element nach der Sonne (dem griechischen Helios). Erst später wurde auch seine Präsenz auf der Erde nachgewiesen.
• Das Strichcode würde aus dem Prinzip der Spektrallinien abgeleitet werden. Obwohl sowohl Spektrum als auch Barcode als Identifikation dienen können, haben sie nichts miteinander zu tun.

Siehe auch

• Fraunhofer-Linien
• Wasserstoffspektrum

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