Broken rainbows

W 1801 roku William Wollaston dokładnie obserwował tęcze i zauważył małe ciemne linie widma widzialnego. Oto eksperymentalny rysunek pryzmatycznych obserwacji Wollastona, w widmie słońca:
Reproduced from Philosophical Transactions of the Royal Society of London, vol. 92 (1802), p. 380
In 1817 Fraunhofer took an even closer look at the Sun’s spectrum (IR, UV and visible) by expanding the spectrum onto a large wall. As a result, he found thousands of slices that were missing.
Image Credit: NASA
These are known as absorption lines or ‘Fraunhofer lines’. But why do they occur?

Colorful gasses

Dużym postępem było wyjaśnienie występowania ciemnych lini przez Gustava Kirchhoffa i Roberta Bunsena w 1859 roku. Kiedy pewne związki chemiczne były podgrzewane w palniku Bunsena, pojawiały się charakterstyczne jasne linie.
Image Credit: Jan Fijalkowski
In some cases these were at exactly the same points in the spectrum as Fraunhofer's dark lines. For example, these are the spectrum lines visible when we heat hydrogen gas. This is known as the Balmer series :
Image Credit: Jan Homann
Light passing through cooler atmospheric hydrogen will show absorption lines in the exact same position. For example imagine sunlight passing through a tube of hydrogen gas and then split using a prism:
Hydrogen absorption and emission lines in the visible spectrum
Emission lines refer to the fact that glowing hot gas emits lines of light, whereas absorption lines refer to the tendency of cool atmospheric gas to absorb the same lines of light. When light passes through gas in the atmosphere some of the light at particular wavelengths is scattered resulting in darker bands. These lines came to be known as ‘spectral lines’ and were cataloged by heating common elements until they produced light and measuring the wavelengths emitted.
Poniżej znajduję się interaktywna ilustracja. Kliknij na różne gazy, aby zobaczyć, jak wchłanianiają różne długości fal światła:
Te linie papilarne pierwiastków potwierdziły obecność pierwiastków chemicznych w odległych obiektach. Astronomowie używają tych linii papilarnych (które obejmują całe spektrum) do określenia składu chemicznego odległych gwiazd, (zasadniczo kul płonącego gazu) oraz atmosfer gwiazd i planet , (które pochłaniają światło przechodzące przez ich atmosfery).