Fraunhoferlijnen: verschil tussen versies

3.252 bytes toegevoegd ,  13 jaar geleden
uitbreiding
k (robot Erbij: lt:Fraunhoferio linijos)
(uitbreiding)
'''Fraunhoferlijnen''' zijn donkere lijnen in een absorptie[[spectrum]],. dieDergelijke lijnen werden voor het eerst werden waargenomen in [[1814802]] door de Duitse natuurkundigechemicus [[JosephWilliam vonHyde FraunhoferWollaston]] ([[1787]]-[[1826]])in het spectrum van de zon. In het spectrum van zonlicht zijn Fraunhoferlijnen zichtbaar als scherpe pieken die een lagere lichtintensiteit dan het omliggende golflengtegebied.
 
Hij ontdekte dat de gele [[natrium]]lijnen ('''D''') uit een kaarsvlam ook in het [[zon]]nespectrum voorkomen. Hij zag 700 duidelijk zwart afgetekende [[spectraallijn|lijnen]] in het spectrum. [[Gustav Robert Kirchhoff|Gustav Kirchhoff]] gaf in [[1859]] samen met [[Robert Bunsen]] de eerste verklaring voor deze 'Fraunhoferlijnen': de kern van de zon zendt alle mogelijke straling uit, de buitenste laag absorbeert die en zendt die weer uit, maar niet ieder type straling wordt dezelfde richting uitgezonden. Op deze manier heeft men ook het element [[Helium]] ontdekt; het zonnespectrum bevatte vreemde lijnen, die niet door een bekend element veroorzaakt konden worden. Dit element heeft men naar de zon ([[Helios]]) genoemd. Helium is later pas ook op [[aarde (planeet)|aarde]] gevonden.
==Ontdekking==
Deze lijnen worden echter toegekend aan de Duitse natuurkundige [[Joseph von Fraunhofer]] ([[1787]]-[[1826]]) die ze in [[1814]] herontdekt heeft en intensief bestudeerd heeft. Hij ontdekte dat de gele [[natrium]]lijnen ('''D''') uit een kaarsvlam ook in het [[zon]]nespectrum voorkomen. Hij zag 700 duidelijk zwart afgetekende [[spectraallijn|lijnen]] in het spectrum. [[Gustav Robert Kirchhoff|Gustav Kirchhoff]] gaf in [[1859]] samen met [[Robert Bunsen]] de eerste verklaring voor deze 'Fraunhoferlijnen': de kern van de zon zendt alle mogelijke straling uit, de buitenste laag absorbeert die en zendt die weer uit, maar niet ieder type straling wordt dezelfde wijze geabsorbeerd en uitgezonden. Er werd een link gelegd tussen deze lijnen en de spectraallijnen van de chemische elementen. Op deze manier heeft men het element [[Helium]] ontdekt, vermits het zonnespectrum vreemde lijnen bevatte, die niet door een toen bekend element veroorzaakt konden worden. Dit element heeft men naar de zon ([[Helios]]) genoemd. Helium is pas later op [[aarde (planeet)|aarde]] teruggevonden.
 
[[Afbeelding:Fraunhofer lines.jpg]]
 
De absorbtie van licht door gassen tussen de zon en de aarde is een deel van de verklaring van de lijnen. Een ander deel wordt gevormd door de theoretische achtergrond van de plaats (of golflengte) van de lijnen. Zie hiervoor het artikel over het [[waterstofspectrum]].
 
==Een overzicht van de belangrijkste Franhoferlijnen==
{| class="wikitable"
|- bgcolor=#dddddd
! Symbool
! [[Chemisch element|Element]]
! style="border-right:2px solid #aaa" | [[Golflengte]] ([[Nanometer|nm]])
! Symbool
! Element
! Golflengte (nm)
|-
| y
| [[Zuurstof|O<sub>2</sub>]]
| style="border-right:2px solid #aaa" | 898.765
| c
| Fe
| 495,761
|-
| Z
| O<sub>2</sub>
| style="border-right:2px solid #aaa" | 822,696
| F
| H &beta;
| 486,134
|-
| A
| O<sub>2</sub>
| style="border-right:2px solid #aaa" | 759,370
| d
| Fe
| 466,814
|-
| B
| O<sub>2</sub>
| style="border-right:2px solid #aaa" | 686,719
| e
| Fe
| 438,355
|-
| C
| [[Waterstof|H]] &alpha;
| style="border-right:2px solid #aaa" | 656,281
| G'
| H &gamma;
| 434,047
|-
| a
| O<sub>2</sub>
| style="border-right:2px solid #aaa" | 627,661
| G
| Fe
| 430,790
|-
| D<sub>1</sub>
| [[Natrium|Na]]
| style="border-right:2px solid #aaa" | 589,594
| G
| [[Calcium|Ca]]
| 430,774
|-
| D<sub>2</sub>
| Na
| style="border-right:2px solid #aaa" | 588,997
| h
| H &delta;
| 410,175
|-
| D<sub>3</sub>
| [[Helium|He]]
| style="border-right:2px solid #aaa" | 587,565
| H
| Ca<sup>+</sup>
| 396,847
|-
| E<sub>2</sub>
| [[Ijzer|Fe]]
| style="border-right:2px solid #aaa" | 527,039
| K
| Ca<sup>+</sup>
| 393,368
|-
| b<sub>1</sub>
| [[Magnesium|Mg]]
| style="border-right:2px solid #aaa" | 518,362
| L
| Fe
| 382,044
|-
| b<sub>2</sub>
| Mg
| style="border-right:2px solid #aaa" | 517,270
| N
| Fe
| 358,121
|-
| b<sub>3</sub>
| Fe
| style="border-right:2px solid #aaa" | 516,891
| P
| [[Titanium|Ti]]<sup>+</sup>
| 336,112
|-
| b<sub>4</sub>
| Fe
| style="border-right:2px solid #aaa" | 516,751
| T
| Fe
| 302,108
|-
| b<sub>4</sub>
| Mg
| style="border-right:2px solid #aaa" | 516,733
| t
| [[Nickel|Ni]]
| 299,444
|}
 
De C-, F-, G'- en h-lijnen komen overeen met de alfa, bèta, gamma en delata lijnen van de [[Balmer serie]] van [[emissielijn]]en van waterstof. De gele D<sub>1</sub> en D<sub>2</sub> lijnen komen overeen met het natrium D doublet dat een centrale golflengte van 589,29 nm heeft. Er moet echter opgemerkt worden dat er voor sommige Fraunhoferlijnen geen overeenkomst is in de literatuur voor het symbool. Zo kan de Fraunhofer d-lijn niet alleen met de 466,814 nm lijn van ijzer overeenkomen, maar ook met de gele helium lijn bij 587,5618 nm (alternatief aangeduid met D<sub>3</sub>). Er is eveneens een probleem met de e-lijn, die kan refereren naar spectrale lijnen van ijzer en [[kwik]]. Om discussie te vermijden plaats men het symbool van het atoom voor de betwiste notaties (bijvoorbeeld kwik e-lijn).
 
Omdat Fraunhoferlijnen een goed gedefinieerde golflengte hebben, worden ze dikwijls gebruikt voor het karakteriseren van de [[refractieve index]] en [[dispersie]]eigenschappen van optische materialen.
 
 
[[Categorie:Spectroscopie]]
20.047

bewerkingen