Spektra látek pozorujeme pomocí spektroskopů. V nich se rozkládá světlo buď lomem v hranolu nebo ohybem na mřížce. Přicházejí–li paprsky ze zdroje rovnou do spektroskopu, získáme spektrum emisní. Jestliže bílé světlo projde přes nějakou látku, mluvíme o spektru absorpčním. V prostředí jsou pohlceny ty vlnové délky, které dané prostředí samo vyzařuje. Spektrum pak vypadá jako negativ spektra emisního, tzn. že na pozadí spojitého spektra jsou tmavé absorpční čáry. Emisní i absorpční spektrum může být v podobě spektra spojitého, čárového nebo pásového.
Spojité spektrum vysílají rozžhavené látky ve všech skupenstvích (např. vlákno žárovky, plamen svíčky, elektrický oblouk, jodové páry), vyzařují světlo všech vlnových délek (vzhled tohoto spektra je vždy týž a nezáleží na složení zdroje). Čárové spektrum se skládá z jednotlivých čar, někdy se vyskytují dvojité nebo trojité čáry (dublety a triplety). Čárová spektra vysílají páry prvků, např. zářící páry sodíku vytvářejí charakteristické emisní spektrum, v němž vidíme jen dvojici spektrálních čar žluté barvy o vlnových délkách 589,0 nm a 589,6 nm. Poloha čar ve spektru každého prvku je jiná a je pro něj zcela charakteristická. Neexistují dva prvky se stejným čárovým spektrem. Zvláštním druhem spektra je pásové spektrum, které je vytvořeno velkým množstvím čar ležících v těsné blízkosti. Tyto skupiny čar tvoří charakteristické pásy, oddělené temnými úseky. Zdrojem pásového spektra jsou zářící molekuly látek, sloučeniny.
Spektra látek.
Zdroj: Techmania Science Center. Autor: Magda Králová. Under Creative Commons.
Charakter absorpčního spektra má i sluneční spektrum, které obsahuje řadu temných čar. Jejichž původ vysvětlujeme tím, že záření z vnitřní vrstvy Slunce (fotosféry) prochází okrajovou vrstvou (chromosférou), která má nižší teplotu. Spektrum záření fotosféry je spojité a při průchodu chladnější chromosférou nastává absorpce záření určitých vlnových délek. V odpovídajících místech spektra se pak objevují temné čáry, které poprvé popsal William Wollaston v roce 1802. Joseph Fraunhofer je studoval od roku 1814, kdy zkoušel různé druhy skla a brousil z nich hranoly, které pak použil ve svém jednoduchém spektroskopu. Ve slunečním spektru objevil několik tisíc tmavých čar, polohy nejsilnějších pečlivě proměřil a pak nakreslil mapu slunečního spektra se 324 čarami. Tmavé čáry později našel i ve spektrech nejjasnějších hvězd. Jeho spektroskop už byl natolik dokonalý, že mohl rozlišit sodíkový dublet jak v absorpci u Slunce, tak v emisi u spektra laboratorního kahanu. Příčinu přítomnosti čar ve spektru ještě neznal.
Spektroskop Roberta Kirchhoffa.
Zdroj: commons.wikimedia.org. Autor: Poul la Cour & Jacob Appel (Historisk Fysik bind I). Public domain.
Gustav Kirchhof a Robert Bunsen v roce 1859 ve své laboratoři na Hauptstrasse v Heidelbergu zjistili, že polohy tmavých čar ve slunečním spektru souhlasí s polohami jasných emisních čar ve spektru plamene, do nehož byly nějak dopraveny atomy různých prvků. Podařilo se jim tak ke každému z tehdy známých prvků přiřadit spektrální čáry, které způsobuje. Ve slunečním spektru našli navíc množství dalších čar, které takto identifikovat nemohli. Vyslovili tedy domněnku, že čáry asi patří k dosud neobjeveným prvkům. Na základě těchto poznatků založili analytickou metodu zjišťování chemického složení a fyzikálního stavu látek – spektrální analýzu. Hlavními přednostmi spektrální analýzy jsou velmi vysoká citlivost a nezávislost polohy čar na vzdálenosti spektroskopu od zdroje záření. To umožňuje zjištění nepatrného množství látek a také složení velmi vzdálených zdrojů záření – hvězd. William Huggins zahájil práce spojené s proměřováním spektetr hvězd. Henri Draper v roce 1872 pořídil první fotografii spektra Síria. Brzy oba pořídili stovky fotografií spekter hvězd. Edward Charles Pickering v roce 1886 zahájil náročný projekt získání spekter všech hvězd. Spektra asi 300 000 hvězd byla zařazena do sedmi hlavních spektrálních tříd. Nejdůležitější jsou třídy (ve směru klesající teploty hvězdy): O, B, A, F, G, K, M. Od O k M se postupně objevují absorpční čáry různých prvků a později sloučenin – ne proto, že by chemické složení bylo tak rozdílné, ale zejména proto, že za různých teplot nastávají příznivé podmínky ke vzniku čar jedněch nebo druhých prvků.
Ve spektru Slunce byl v roce 1868 objeven prvek helium (z řeč. helios – Slunce), který byl teprve v roce 1895 zjištěn i na Zemi. Díky spektrální analýze byla objevena řada prvků – rubidium, cesium talium, indium, galium apod. Kromě toho se spektrální analýza používá v různých průmyslových oborech, v chemii, v lékařství, v potravinářství apod. V hutnictví se např. užívá spektrálního rozboru k zjišťování jakosti rudy, složení taveniny, strusky i kychtových plynů. Podobně ve slévárnách se kontroluje tavenina, ingoty, různé druhy oceli i lehkých kovů. Spektrální rozbor je také velmi užitečný při kontrole výrobků, analýze olejů, v mineralogii a geologii při zjišťování složení minerálů a hornin, ve sklářství k určení jakosti skla, pravosti drahých kovů apod.
