Spektralna analiza

Izvor: Wikipedija
Skoči na: orijentacija, traži
Prikaz spektrometra kojim se promatra emisijska D linija natrija, valne duljine 589 nanometara D2 (lijevo) i 590 nanometara D1 (desno), korištenjem fitilja i plamena koji se natapa slanom vodom.
Emisijski spektar natrija koji prikazuje svojstvenu D liniju.

Spektralna analiza je skupina postupaka za utvrđivanje sastava kemijskih tvari s pomoću spektra svjetlosti što je one emitiraju ili apsorbiraju. [1] Spektralna analiza je ispitivanje svjetlosnog zračenja koje emitira kemijska tvar pod utjecajem visoke temperature. Tako se na osnovi svojstvenih spektralnih linija koje emitira ili apsorbira kemijska tvar određuje sastav i struktura atoma ili molekula. Spektralna analiza vrši se s pomoću instrumenata koji se zovu spektrografi i koji svjetlost rastavljaju u spektar i snimaju je na fotografsku ploču ili na neki drugi način. [2]

Objašnjenje[uredi VE | uredi]

Spektralne crte jednog kemijskog elementa su njegovo nepromjenjivo svojstvo u svim prilikama. Tako natrij daje u spektru žutu, litij sjajnu crvenu, helij dvije žute, a živa zelenu crtu. Iz toga izlazi da svijetle crte spektra možemo smatrati pouzdanom potvrdom za prisutnost nekog kemijskog elementa.

Na temelju toga su G. R. Kirchoff i R. W. Bunsen razradili takozvanu spektralnu analizu, to jest određivanje kemijskog sastava različitih tvari pomoću spektra. Isto tako i tamne crte u apsorpcionom spektru služe za određivanje prisutnosti pojedinih elemenata. Pomoću spektralne analize otkriven je element helij najprije na Suncu, a onda na Zemlji. Isto tako su otkriveni elementi rubidij, cezij i talij. [3]

Emisijski spektar[uredi VE | uredi]

Vista-xmag.pngPodrobniji članak o temi: Emisijski spektar

Emisijski spektar koji nastaje raščlanjivanjem (na primjer s pomoću optičke prizme ili optičke rešetke) emitiranoga zračenja užarenih tijela karakterističan je za fizikalna i kemijska svojstva izvora zračenja.

Emisijski spektar vodika.

Apsorpcijski spektar[uredi VE | uredi]

Vista-xmag.pngPodrobniji članak o temi: Apsorpcijski spektar

Apsorpcijski spektar nastaje raščlanjivanjem zračenja propuštenoga kroz tvari koje djelomično propuštaju a djelomično apsorbiraju elektromagnetsko zračenje na svojstven, selektivan način. Frekvencije zračenja koje neka tvar apsorbira odgovaraju frekvencijama koje bi ta tvar emitirala u usijanom stanju (Kirchhoffov zakon toplinskog zračenja). Čvrste tvari emitiraju kontinuirani spektar, koji sadrži sve frekvencije vidljivog, infracrvenog i ultraljubičastoga područja. Nasuprot tomu, tvari u plinovitom stanju emitiraju diskontinuirani, linijski ili atomski spektar, sastavljen od niza diskretnih monokromatskih spektralnih linija to jest samo zračenje frekvencija karakterističnih za pobuđeni atom. Rendgensko linijsko zračenje atoma nastaje kada upadni snop visokoenergijskoga zračenja izbija elektrone iz dijela elektronskog oblaka u blizini jezgre atoma a nastale se šupljine popunjavaju skokom elektrona iz viših energijskih razina. Tumačenje nastanka takvih spektara dovelo je do razjašnjenja strukture pojedinih atoma (kvantna mehanika), a na temelju proučavanja emisijskih spektara zvijezda razjašnjena su njihova fizikalna i kemijska svojstva (spektralni razredi zvijezda).

Kirchhoffovi zakoni spektroskopije[uredi VE | uredi]

Vista-xmag.pngPodrobniji članak o temi: Kirchhoffovi zakoni spektroskopije

Promatramo li spektroskopom zrake bijele svjetlosti koje su prošle kroz pare nekog kemijskog elementa, vidjet ćemo da spektar više nije kontinuiran, već da se u njemu nalaze tamne linije. Te se tamne linije nalaze upravo tamo gdje bi inače bile svijetle linije u emisionom spektru pare. Znači da su pare, kroz koje je prošla bijela svijetlost, apsorbirale upravo one valne duljine bijele svjetlosti koje bi one emitirale kad bi same davale spektar. Takav spektar u kome se pojavljuju tamne linije zove se apsorpcijski spektar.

Sunčev spektar je tipični apsorpcijski spektar, kako je to utvrdio njemački fizičar J. Fraunhofer 1814. Naime zrake bijele svjetlosti koje izlaze iz Sunčeve jezgre prolaze kroz njegovu atmosferu, u kojoj se nalaze pare nekih kemijskih elemenata. Te pare apsorbiraju svjetlost onih valnih duljina koje bi one same emitirale. Tamne linije u spektru Sunca zovu se Fraunhoferove linije.

Na temelju toga G. R. Kirchoff je postavio zakon emisije i apsorpcije, koji kaže: Odnos između emisije, to jest energije zračenja nekog tijela, i apsorpcije, to jest energije koju tijelo apsorbira, konstantan je za sva tijela pri istoj temperaturi i istoj valnoj duljini zračenja. To znači, što više neko tijelo zrači zrake svjetlosti određene valne duljine pri određenoj temperaturi, to će ono tu svjetlost više apsorbirati pri istoj temperaturi. [4]

Izvori[uredi VE | uredi]

  1. spektralna analiza, [1] “Hrvatski leksikon", Leksikografski zavod Miroslav Krleža, www.hrleksikon.info, 2017.
  2. spektralna analiza, [2] "Proleksis enciklopedija", Leksikografski zavod Miroslav Krleža, www.proleksis.lzmk.hr, 2017.
  3. Velimir Kruz: "Tehnička fizika za tehničke škole", "Školska knjiga" Zagreb, 1969.
  4. Velimir Kruz: "Tehnička fizika za tehničke škole", "Školska knjiga" Zagreb, 1969.