Věda a technika v pozadí
Spektra
Teorie
Přicházejí–li paprsky ze zdroje rovnou do spektroskopu, získáme spektrum emisní. To může mít podobu spojitého spektra, které vysílají rozžhavené látky ve všech skupenstvích (např. vlákno žárovky, plamen svíčky, elektrický oblouk, jodové páry). Skládá se ze všech vlnových délek (vzhled tohoto spektra je stále stejný a nezáleží na složení zdroje). Nebo čárového spektra, které 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.
Spojité spektrum žárovky a čárová spektra různých látek.
Zdroj: Techmania Science Center. Autor: Magda Králová. Under Creative Commons.
Jestliže bílé světlo projde přes nějakou látku, mluvíme o spektru absorpčním. Tato látka pohlcuje ty vlnové délky, které sama vyzařuje, proto absorpční spektrum vypadá jako negativ spektra emisního, tzn. že na pozadí spojitého spektra jsou tmavé absorpční čáry.
Vznik absorpčního spektra: sluneční světlo projde skrz sodíkový plyn, rozloží se hranolem a na pozadí emisního spektra se objeví dvě černé sodíkové čáry.
Zdroj: www.nasa.gov. Autor: John M. Horack.
Historie
Poprvé popsal temné čáry ve slunečním spektru William Hyde Wollaston v roce 1802. O dvanáct let později Joseph Fraunhofer sestrojil jednoduchý spektroskop, kterým 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.
Gustav Kirchhof a Robert Bunsen v roce 1859 zjistili, že polohy tmavých čar ve slunečním spektru souhlasí s polohami jasných emisních čar ve spektru plamene, do nehož byly dopraveny atomy různých prvků. Podařilo se jim tak ke každému z tehdy známých prvků přiřadit určité spektrální čáry. Ve slunečním spektru našli navíc množství dalších čar, které takto identifikovat nemohli. Vyslovili tedy domněnku, že čáry patří k dosud neobjeveným prvkům. A skutečně v roce 1868 pozoroval při úplném zatmění Slunce Pierre Janssen ve slunečním spektru neznámé žluté čáry, které přiřadil novému prvku. Ten byl pojmenován podle řeckého boha Slunce Helia. Na Zemi byl prvek izolován až v roce 1895 Williamem Ramseyem.
Na základě poznatku, že poloha čar ve spektru každého prvku je jiná a je pro něj zcela charakteristická (neexistují dva prvky se stejným čárovým spektrem), založili Bunsen a Kirchhof 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. Henri Draper v roce 1872 pořídil první fotografii spektra Síria. Brzy společně s Williamem Hugginsem pořídil 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.
Kromě toho se spektrální analýza používá v různých průmyslových oborech, v chemii, v lékařství, v potravinářství apod. V hutnictví se užívá spektrálního rozboru k zjišťování jakosti rudy, složení taveniny, strusky i kychtových plynů. Podobně ve slévárnách se kontroluje tavenina, ingoty, různé druhy oceli i lehké kovy. 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. Díky spektrální analýze byla objevena řada prvků – rubidium, cesium talium, indium, galium apod.
