Absorpční a emisní čáry

V roce 1801 pozoroval William Wollaston duhu a všiml si ve viditelné oblasti tmavých čar. Na obrázku je schematicky zakreslen Wollastonův pokus pozorování slunečního spektra přes skleněný hranol.

V roce 1817 sluneční spektrum ještě blíže prozkoumal Fraunhofer (infračervené, UV a okem viditelné), a to tak, že celé spektrum promítal na velkou zeď. Díky tomu objevil, že ve spektrech jsou mezery.

Dnes se jim říká "Fraunhoferovy čáry" či spektrální čáry. Proč ale vlastně vznikají?

K velkému pokroku došlo, když v roce 1859 Gustav Kirchhoff a Robert Bunsen vysvětlili, proč se ve spektrech tyto tmavé čary vyskytují. Když v Bunsenově kahanu (To je celkem běžný kahan na zemní plyn.) zahřáli určité látky, objevily se ve spektrech charakteristické jasné čáry.

V některých případech se nacházely na přesně těch stejných místech spektra, co Fraunhoferovy tmavé čáry. Tyto spektrální čáry jsou například viditelné, když zahřejeme vodík. Jsou známy jako Balmerova série.

Světlo procházející chladnějším atmosférickým vodíkem vytváří absorpční čáry v přesně těch samých místech. Představ si například sluneční světlo procházející trubicí vodíku a pak se láme průchodem přes skleněný hranol.

Zatímco emisní čáry souvisí s tím, že zářící horký plyn vyzařuje světelné čáry, tak absorpční čáry jsou způsobeny tím, že chladný plyn absorbuje světlo o stejné vlnové délce a tyto temné čáry jsou ta místa, kde světlo o dané vlnové délce chybí. Když světlo v atmosféře plynem prochází, část tohoto světla v určitých vlnových délkách se rozptýlí, což vede k tmavším pruhům. Těmto čarám se říká "spektrální čáry" a vznikají při zahřívání plynných prvků, kdy dochází k tomu, že začnou zářit a vlnová délka tohoto světla může být změřena.

Vyzkoušej si interaktivní ilustraci. Klikni na různé plyny (popořadě to jsou vodík, uhlík, kyslík, dusík, síra a sodík) a podívej se, jak absorbují různé vlnové délky světla.

Díky tomuto objevu je možno potvrdit přítomnost chemických látek, i když se nacházejí velmi daleko. Astronomové to využívají k tomu, aby určili složení různých vesmírných těles - hvězd a planet (které absorbují světlo procházející jejich atmosférou).