Spektrum

, uspořádání hodnot nějaké veličiny; fyzika rozdělení četnosti daného fyzikálního jevu v závislosti na měřitelném parametru. Spektrum optického záření je závislost zářivého toku na kmitočtu (vlnové délce) záření. Spektrum hmotnostní, závislost počtu částic na jejich hmotnosti. Podle celkového vzhledu může být spektrum spojité, pásové nebo nespojité (čárové). Spojité spektrum záření obsahuje všechny vlnové délky v určitém intervalu (brzdné záření, tepelné záření), pásové spektrum záření vysílaného molekulami plynů nebo pevnými látkami je složeno z kvazikontinua vzniklého přechody mezi vibračními, respektive rotačními energetickými hladinami systému. Spektrum čárové je typické pro izolované atomy; obsahuje navzájem oddělené čáry, jednoduché nebo s jemnou strukturou. Podle typu přítomných spektrálních čar se rozlišují absorpční spektrum, emisní spektrum nebo pásové spektrum. Podle způsobu získání se rozlišuje hranolové spektrum nebo mřížkové spektrum. Někdy se spektrem nazývá soubor obrazů vstupní štěrbiny spektroskopu vytvořených optickým zářením po jeho průchodu např. hranolem nebo mřížkou. Viz též optické spektrum.

Ottův slovník naučný: Spektrum

Spektrum (z lat.), vidmo, jest úkaz optický vznikající rozkladem složeného světla. Rozkladu dosahuje se lomem složeného světla procházejícího hranolem, neb ohybem na diffrakční mřižce. Složeným světlem osvětlí se štěrbina přímá a úzká, spojnou čočkou utvoříme pak její reálný obraz na stínítku; vložíme-li za čočku trojboký, přímý hranol ústředí průhledného, jehož hrana lámavá jest rovnoběžná se štěrbinou, obraz štěrbiny uchýlí se z původního směru a rozloží se v řadu barevných obrazů, které se nazývají spektrum Čisté s., t. j. takové, při kterém se nekryjí jednotlivé obrazy štěrbiny, příslušející různým jednoduchým druhům světla, obsaženým ve světle původním, zjednáme si objektivně (na stínítku) Hořejším způsobem, když hranol stočíme do minimální úchylky pro paprsky střední lomivosti (zelené). Subjektivně pozoruje se čisté spektrum spektroskopem . K fotografování spekter zařizeny jsou spektrografy. Spektrum hranolové závislé jest při témž zdroji světelném na látce hranolu; naproti tomu spektrum ohybové nezávisí na materiále mřížky diffrakční. Z tohoto důvodu a z jednoduchého vztahu mezi deviací a délkou světelné vlny, který platí při zvláštním postavení mřížky pro spektrum diffrakční, zavádí se toto spektrum jako spektrum normální. Ačkoliv s tohoto stanoviska každé spektrum hranolové jest anomální, zachovává se tento název výhradně pro ta spektra, při nichž – alespoň v některé partii – přibývá indexu lomu s rostoucí délkou světelné vlny. Ve vyobr. naznačena jsou tři spektra hranolová a jedno normální. Jednotlivé druhy světelné vyznačeny jsou Fraunhoferovými čarami , celkový rozklad mezi čarou B a H jest u všech spekter týž. První spektrum (I) utvořeno jest hranolem flintovým, druhé (II) hranolem korunovým, třetí (III) hranolem vodním, čtvrté (IV) vyznačuje spektrum normální. U vody jest modrá a fialová čásť spektra sražena proti části červené, která jest ve srovnání se spektry (I a II) širší. Spektra zdrojů světelných pozorují se buďto přímo, t. j. tak, že paprsky zdroje vcházejí do přístroje spektrálného aniž procházejí nějakým ústředím absorbujícím, aneb se studují spektra paprsků, které absorbujícím ústředím prošly. Spektra onoho druhu slují emissní, spektra tato jsou absorpční. Poněvadž hranoly skleněné a pod. vždy některý druh paprsků absorbují, jsou do jisté míry spektra hranolová vždy spektry absorpčními. Spektra emissní. Při spektrech emissních přihlíží se jednak k povaze zdroje světelného, jednak k povaze a vzhledu spektra. Podle povahy zdroje rozdělují se spektra na spektra plamene, ať již svítivého rozžhavenými částicemi uhlíku nebo plamene zbarveného parami jiné látky, na spektra jiskrová, oblouková atd. Podle vzhledu svého spektra emissní jsou druhu trojího. Při spektrech spojitých odstín barevný přechází v druhý bez jakéhokoliv přerušení, spektra čárová naproti tomu skládají se z jednotlivých světlých čar od sebe oddělených. Spektra pásmová tvoří přechod mezi oběma druhy jmenovanými, skládají se ze širších jasných pruhů, které při dostatečně mohutné dispersi složeny jsou z četných, jemných čar. Emissní spektra spojitá vznikají, je-li zdrojem světelným rozžhavená látka tuhá nebo kapalná. Napneme-li před štěrbinu spektroskopu tenký drátek platinový, jejž zahříváme elektrickým proudem stoupající intensity, ukáže se při temp. asi 530° červený konec spektra. S rostoucí temperaturou rozšiřuje se spektrum a dosáhne při 1000° části žluté; stoupá-li temperatura až k 1600°, objeví se plné spektrum spojité. Podobně dávají spektrum spojité plamen svíčky, vlákno lampičky žárové, lampa oblouková s elektrodami uhlíkovými, žárové těleso Auerovo, svítivý plamen plynový atd. – Čárová spektra jsou charakteristická pro zdroje, v nichž svítí žhavé plyny a páry. Výjimku činí páry iódu, brómu, chlóru, síry, arsénu a sodíku, mají-li temperaturu zvláště vysokou. Příkladem čárových spekter jsou emissní spektra plamene Bunsenova, v němž rozkládá se na př. chlórid lithnatý, strontnatý a pod., nebo spektra pIynů zředěných, které svítí v úzké části Geiszlerovy trubky při střídavém výboji elektrickém. Dalším příkladem jsou jiskrová a oblouková spektra kovův. Spektra pásmová pozorují se u některých svítících plynů a par. Při velikém rozkladě světla světlé pruhy těchto spekter rozdělují se v jednotlivé světlé čáry velmi jemné a hustě u sebe položené. Pruhy spekter pásmových bývají k jednomu kraji obyčejně světlejší, ke druhému kraji matnější a neurčitější. Čárové spektrum charakterisuje páry prvku, který svítí v plameni, jiskře, oblouku a pod. Kirchhoff a Bunsen pozorovali spektra plynového plamene nesvítivého, jejž zbarvili parami K, Na, Li, Sr, Cr a Ba a shledali, že tyto prvky mají určitá spektra čárová, ať povstávají rozkladem té neb oné sloučeniny, jež je obsahuje, dále pak, že čárové spektrum prvku se nezmění, zvýší-li se neb sníží-li se temperatura plamene. Novější práce spektrálné ukázaly, že poloha a intensita emissních čar kovů poněkud se mění, mění-li se temperatura a hustota par kovů. Zejména jiskrová a oblouková spektra podrobena byla četným měřením, která poukazují k závislosti na rozmanitých veličinách. Tak na př. spektrum obloukové určitého kovu záleží nejen na temperatuře oblouku, ale i na tlaku a povaze ústředí, kterým oblouk jest obklopen.Zvětšuje-li se tlak ústředí oblouk obklopujícího, posunují se emissní čáry kovů, některé čáry se konečně převrátí, t. j. stanou se tmavými na jasnějším pozadí, které konečně vyjasní se tak, že spektrum čárové přejde ve spektrum spojité. U spekter jiskrových ukazuje se značná závislost na elektrických podmínkách jiskrového výboje, který je příčinou rozžhavení částiček kovových, odtržených od elektrod jiskřiště. Hemsalech nalezl zejména závislost těchto spekter na samoindukci v kruhu výbojovém. Nejnovější práce (Hartmann, Eberhard 1903) ukazují, že různost spekter obloukových a jiskrových u téže látky mizí, svítí-li oblouk pod vodou nebo v atmosféře vodíka. Jasné čáry spektrálné vyznačují určité druhy světla stanovené délkou vlny světelné. Místo světelné vlny lze zavésti též počet kmitů podle vztahu l n = c, kde l značí délku vlny, n počet kmitů a c rychlost šíření se světla. Podle způsobu, kterým postupuje tento počet kmitů u čar prvku, čárová spektra rozdělují se na dva druhy. První druh spekter čárových charakterisován jest význačnými čarami dvojitými a trojitými, které srovnány podle svých počtů kmitů, ukazují zřejmě ke krajní hodnotě kmitočtu. Spektra druhého druhu nemají dubletů ani tripletů, čáry jejich možno však sestaviti v řádky a sloupce toho způsobu, že rozdíly počtů kmitu čar v řádcích a sloupcích jsou veličinami stálými. Čárová spektra prvého druhu obsahují řady hlavní (primární) a dvojí řadu sekundární. Řady hlavní (dvě až tři) limitují svými počty kmitů k téže společné hodnotě, korresponduiící členy v řadách hlavních mají takové počty kmitů, že jejich differencí ubývá se stoupajícím řádem. Sekundární – též vedlejší zvané – řady jsou dvojí D a S. Onen typ sluje též serii čar »mlhových«, ježto triplety a dublety těchto řad mají ve svých čarách čáry neostré »mlhové«. Druhý typ S obsahuje řady (dvě až tři), jejichž korrespondující čáry tvořící dublety a triplety mají stálou differenci v počtě kmitů. Značí-li n1 a n2 počty kmitů dubletů, n1'; n2'; n3' kmitočty tripletů, jest n1 – n2 = konst = r, n1 – n2 = konst = r1, n2 – n3 = konst = r2 a dále r1 = 2r2. Počty kmitů obou typů sekundárních serií (D a S) limitují k téže společné hodnotě počtu kmitů. Balmer (1885) ukázal, že lze spektrum vodíku, které náleží spektrům prvého druhu, vyjádřiti mathematicky. Postupem času ukázalo se, že formule Balmerova platí pro všechna spektra prvého druhu. W. Ritz (1903) dal vzorci Balmerovu tvar tento: n = A – N : (m + a + b/m2)2 kde m = 2, 3, 4 atd. a kde A, a, b a N jsou konstanty, n značí počet kmitů čar hlavních řad. Serie řad sekundárních prvého typu lze vyjádřiti vzorcem podobným (změnou konstant), serie sekundární typu druhého pak vzorcem n = A’ – N : (m + 1/2 + a’ + b’ : (m + 1/2)2 Konstanta N má hodnotu 109675 stálou pro všecka spektra prvého druhu. Ve vyobr. naznačeny jsou čárová spektra prvků Li, Na, K, Rb a Cs a to podle stoupajících počtů kmitů. Serie hlavní vyznačeny jsou čarami plně vytaženými, serie vedlejší první čarami tečkovanými, serie vedlejší druhá čarami na konci opatřenými šipkou. Věta o limitujícím počtě kmitů jest patrna z výkresu na první pohled, u spekter Rb a Cs zřetelně vystupují dublety – u ostatních spekter jsou dublety kresleny, ačkoliv by v malém tom měřítku čáry se kryly. Limitní počet kmitů spektrálních čar prvého druhu souvisí s hmotou atomovou prvků v souhlase s periodickou soustavou prvků. V každé skupině chemicky příbuzných prvků mění se atomové číslo od prvku k prvku tak jako určitá mocnina rozdílu počtu kmitů dvou čar dubletu. Na základě této věty stanovili Runge a Precht z pozorování spektrálných atomovou hmotu radia. Široké pruhy spekter pásmových začínají se intensivní čarou krajovou, k níž přidružují se četné čáry ve směru k fialovému konci spektra. Deslandres ukázal, že čáry téhož pruhu spolu souvisí, tak že počet kmitů jejich lze vyjádřiti vzorcem n = n' + bm2, kde m = 1, 2, 3..., n' a b jsou konstanty. Veličina n' značí patrně počet kmitů krajové čáry, který lze pro různá pásma počítati podle vzorce n’ = A + Bm +Cm2, kde A, B, C jsou veličiny stálé. Spektra absorpční. Spektra emissní charakterisují svítící zdroj; chceme-li spektrálně studovati průhledné ústředí, pozorujeme s., které vznikne průchodem paprsků zdroje bílého oním ústředím a spektroskopem. Spektra tato slují absorpční. Bílý zdroj má býti té povahy, aby sám poskytoval spektrum spojité. Absorpční spektra mají dvojí ráz; jsou to jednak spektra prostoupená širokými pruhy na krajích obyčejně neostrými, jednak spektra obsahující na světlé půdě ostré černé čáry, analogické čarám spekter čárových. Procházejí-li paprsky bílého světla na př. roztokem dvojchrómanu draselnatého, zmizí ve spojitém spektru celá čásť od zelených paprskův až ke konci fialovému. Absorpční spektrum vodního roztoku síranu měďnato-ammonatého vykazuje absorpční pruh od červeného konce spektra až k paprskům modrým – prochází-li bílé světlo oběma roztoky, zmizí absorpcí veškeré světlo. Zředěný roztok hypermanganu draselnatého dává s., v němž jest pět pruhův absorpčních, překrásné absorpční spektrum čárové má kysličník dusičitý a páry iódové. Šířka, intensita a počet absorpčních pruhů spekter absorpčních mění se s tloušťkou vrstvy ústředí absorbujícího a s koncentrací roztoků. Mezi chemickým složením absorbujícího ústředí a jeho spektrem absorpčním jsou vztahy, na nichž zakládá se spektrální analysa na základě spekter absorpčních. Velmi zajímavým spektrem absorpčním jest spektrum slunce. Absorpce jeví se tu četnými Fraunhoferovými čarami , které svou polohou resp. délkou vlny toho druhu světelného, který na jejich místo připadá, srovnávají se s polohou jasných čar svítících par a plynů. Kirchhoff ukázal tento souhlas pokusem velmi instruktivním. Spektroskopem pozoroval spektrum sluneční, před štěrbinu pak postavil plamen zbarvený parami natria, tak že světlo bílé projíti musilo parami těmito. Pokud světlo sluneční bylo slabé, vystoupilo zřetelně čárové spektrum natria, totiž dvě světlé žluté linie, bylo-li světlo sluneční sesíleno, pak se ukázalo absorpční spektrum sluneční, jehož čáry D1 a D2 připadající přesně na místo předešlých čar natriových, byly značně temnější nežli bez plamenu. Podle absorpčního spektra slunce soudíme o jeho konstituci. Vlastním svítícím tělesem jest žhavé jádro sluneční, jehož povrch (fotosfera) obklopen jest vrstvou žhavých par a plynů, které absorbují paprsky, jež jinak samy schopny jsou vysílati. Ze srovnání Fraunhoferových čar s čárovými spektry prvků shledány na slunci prvky: Na, Mg, Ca, Ba, Sr, Fe, Co, Ni, Cr, Mn, H, Ti, He. Při zatmění slunce (středního jádra) ukazuje se emissní spektrum par, převrácením čar Fraunhoferových, mimo to vystoupí emissní spektrum vodíku a helia, kteréžto prvky tvoří povrch obalu slunečního (chromosféru). Z tohoto jediného příkladu astrofysikálního patrna jest důležitost spekter stálic, jejichž fysikální povaha studuje se spektroskopem a spektrografem pohodlně a jistě. Ze změn pozorovaných na spektrech hvězd lze podle Dopplerova principu souditi o pohybu jejich a měřiti jeho rychlost. Vogel učinil r. 1874 pokus rozděliti hvězdy podle jejich spekter ve tři třídy, které by obsahovaly hvězdy různé temperatury resp. různého stáří. Podle novějších prací, zejména N. Lockyera, zdá se velmi pravdě podobným, že chemické rozdíly, které se usuzují ze spekter hvězd, souvisí s růzností temperatury, tak že lze hvězdy rozděliti podle stoupající a klesající temperatury na 16 tříd. (Srv. čl. A. Fowlerův, The Classification of stars according to their temperatures and chemistry, »Nature«, 70, 611 a 635, 1904). Veškeré spektrum není soustředěno ve viditelném pruhu barevném, jak před koncem červeným tak za koncem fialovým spektrum pokračuje. Literatura spektroskopie jest neobyčejně četná a bohatá. Velmi podrobně sestavena jest v díle »Handbuch der Spektroskopie« od H. Kaysera, jehož prvé dva díly vyšly v Lipsku r. 1900 a 1902. nvk.

Související hesla