Absorptie en emissie

Leerdoelen

•Je kunt energieniveauschema's verklaren met behulp van het atoommodel van Bohr.

•Je kunt golflengtes en frequenties van spectraallijnen bepalen uit energieniveauschema's.

•Je kunt de begrippen foton, grondtoestand, aangeslagen toestand, ionisatie-energie en Fraunhofer-lijnen uitleggen en toepassen.

•Je kunt absorptie- en emissiespectra verklaren.

•Je kunt een uitspraak doen over de aanwezigheid van elementen in sterren aan de hand van het spectrum.

•Je kunt de formules voor de fotonenergie toepassen.

Wat zijn fotonen en hoe bereken je hun energie?

Licht kan zich gedragen als een golf, maar ook als een deeltje. Deze deeltjes heten fotonen. Fotonen spelen een belangrijke rol bij absorptie en emissie van licht, omdat zij energie opnemen of afgeven wanneer elektronen van energieniveau veranderen. Lichtenergie wordt uitgezonden in een stroom van energiepakketjes, waarbij ieder foton een vaste hoeveelheid energie heeft. De energie van een foton () kan met de volgende formule worden berekend:

•

Voor elektromagnetische straling geldt:

•

Door deze formule in de formule van fotonenergie te gebruiken, kan de energie ook worden berekend met:

•

De energie van een foton neemt toe naarmate de frequentie groter is en de golflengte kleiner. Daarom heeft blauw licht een hogere fotonenergie dan rood licht.

Hierin is:

•: de fotonenergie in joule (J). Vaak wordt ook de eenheid elektronvolt (eV) gebruikt. Eén elektronvolt isjoule (Binas-tabel 5).

•: de constante van Planck,joule seconde ().

•: de frequentie in hertz (Hz).

•: de lichtsnelheid (constante).

•: de golflengte in meter (m).

Hoe werkt het atoommodel van Bohr en wat zijn energieniveaus?

In het atoommodel van Bohr bezetten elektronen verschillende energieniveaus rond de kern van protonen en neutronen. De hoeveelheid energie van een energieniveau hangt af van de soort stof. Het laagste energieniveau () wordt de grondtoestand genoemd. Als een elektron zich op een hoger energieniveau bevindt (), verkeert het atoom in een aangeslagen toestand. Hoe hoger het getal, hoe groter de energie van het elektron.

Er is een bepaalde hoeveelheid energie nodig om een elektron naar een hoger niveau te brengen. Dit proces heet absorptie: een atoom neemt een foton op dat precies de energie heeft die overeenkomt met het verschil tussen twee energieniveaus. Wanneer een elektron terugvalt van een hoger naar een lager energieniveau, zendt het atoom een foton uit. Dit proces heet emissie. De energie van het uitgezonden foton is gelijk aan het energieverschil tussen de twee niveaus. De energie van een geabsorbeerd of uitgezonden foton () kan worden berekend met de formule:. Hierin zijnende energieën die horen bij de energieniveausen. De absolute waarde zorgt ervoor dat de fotonenergie altijd positief is. Een aangeslagen elektron valt altijd weer terug naar de grondtoestand. Dit kan in één keer of in meerdere stappen.

Wat is ionisatie-energie?

Ionisatie-energie is de energie die nodig is om een elektron volledig los te maken van het atoom. Dit gebeurt wanneer het elektron naar een oneindig ver gelegen energieniveau (n=\inftyn=n=n=n=n=\text{o}n=\text{on}n=\text{one}n=\text{onei}n=\text{onein}n=\text{oneind}n=\text{oneindi}) gaat. Voor een waterstofatoom is de ionisatie-energie 13,6 eV (terug te vinden in Binas-tabel 21C). Mogelijke oorzaken van absorptie, emissie en ionisatie zijn niet alleen de absorptie van fotonen, maar ook energieoverdracht door botsingen met invallende elektronen, warmte of elektrische energie.

Energieniveaus voor waterstof

De energie () die hoort bij een specifiek energieniveauin een waterstofatoom kan worden berekend met de formule: (in elektronvolt, eV). De energiewaarde voorn=\inftyn=n=n=n=n=\text{o}n=\text{on}n=\text{one}n=\text{onei}n=\text{onein}n=\text{oneind}n=\text{oneindi}is 0 eV.

Voorbeeldberekening: golflengte van een uitgezonden foton bij waterstof

Stel, een elektron in een waterstofatoom valt terug vannaar. We berekenen de golflengte van het uitgezonden foton.

1.Bereken de energieniveaus:

•Voor:

•Voor:

2.Bereken de fotonenergie:

3.Reken de fotonenergie om naar joule:

4.Bereken de golflengte:

•De formule voor fotonenergie is. Dit herschrijf je naar.

•\lambda=\frac{(6,626\times10^{-34}\text{ J}\cdot\text{s})\times(2,998\times10^8\text{ m/s})}{1,63404\times10^{-18}\text{ J}}\approx1,216\times10^{-7}\text{ m}\lambda=\frac{(6,626\times10^{-34}\text{ Js})\times(2,998\times10^8\text{ m/s})}{1,63404\times10^{-18}\text{ J}}\approx1,216\times10^{-7}\text{ m}\lambda=\frac{(6,626\times10^{-34}\text{ Js})\times(2,998\times10^8\text{ m/s})}{1,63404\times10^{-18}\text{ J}}\approx1,21\times10^{-7}\text{ m}\lambda=\frac{(6,626\times10^{-34}\text{ Js})\times(2,998\times10^8\text{ m/s})}{1,63404\times10^{-18}\text{ J}}\approx1,218\times10^{-7}\text{ m}\lambda=\frac{(6,626\times10^{-34}\text{ Js})\times(2,99\times10^8\text{ m/s})}{1,63404\times10^{-18}\text{ J}}\approx1,218\times10^{-7}\text{ m}\lambda=\frac{(6,626\times10^{-34}\text{ Js})\times(2,9\times10^8\text{ m/s})}{1,63404\times10^{-18}\text{ J}}\approx1,218\times10^{-7}\text{ m}\lambda=\frac{(6,626\times10^{-34}\text{ Js})\times(2,\times10^8\text{ m/s})}{1,63404\times10^{-18}\text{ J}}\approx1,218\times10^{-7}\text{ m}\lambda=\frac{(6,626\times10^{-34}\text{ Js})\times(2,0\times10^8\text{ m/s})}{1,63404\times10^{-18}\text{ J}}\approx1,218\times10^{-7}\text{ m}\lambda=\frac{(6,626\times10^{-34}\text{ Js})\times(2,00\times10^8\text{ m/s})}{1,63404\times10^{-18}\text{ J}}\approx1,218\times10^{-7}\text{ m}\lambda=\frac{(6,626\times10^{-34}\text{ Js})\times(,00\times10^8\text{ m/s})}{1,63404\times10^{-18}\text{ J}}\approx1,218\times10^{-7}\text{ m}\lambda=\frac{(6,626 \times10^{-34} \text{ Js}) \times(3,00 \times10^8 \text{ m/s})}{1,63404 \times10^{-18} \text{ J}}\approx1,218\times10^{-7}\text{ m}\lambda=\frac{(6,626 \times10^{-34} \text{ Js}) \times(3,00 \times10^8 \text{ m/s})}{1,63404 \times10^{-18} \text{ J}}\approx1,21\times10^{-7}\text{ m}\lambda=\frac{(6,626 \times10^{-34} \text{ Js}) \times(3,00 \times10^8 \text{ m/s})}{1,63404 \times10^{-18} \text{ J}}\approx1,216\times10^{-7}\text{ m}\lambda=\frac{(6,626 \times10^{-34} \text{ Js}) \times(3,00 \times10^8 \text{ m/s})}{1,63404 \times10^{-18} \text{ J}}\approx1,2165\times10^{-7}\text{ m}\lambda=\frac{(6,626 \times10^{-34} \text{ Js}) \times(3,00 \times10^8 \text{ m/s})}{1,63404 \times10^{-18} \text{ J}}\approx1,216\times10^{-7}\text{ m}\lambda=\frac{(6,626 \times10^{-34} \text{ Js}) \times(3,00 \times10^8 \text{ m/s})}{1,63404 \times10^{-18} \text{ J}}\approx1,21\times10^{-7}\text{ m}\lambda=\frac{(6,626 \times10^{-34} \text{ Js}) \times(3,00 \times10^8 \text{ m/s})}{1,63404 \times10^{-18} \text{ J}}\approx1,2\times10^{-7}\text{ m}\lambda=\frac{(6,626 \times10^{-34} \text{ Js}) \times(3,00 \times10^8 \text{ m/s})}{1,63404 \times10^{-18} \text{ J}}\approx1,22\times10^{-7}\text{ m}\lambda=\frac{(6,626 \times10^{-34} \text{ Js}) \times(3,00 \times10^8 \text{ m/s})}{1,63404 \times10^{-18} \text{ J}}\approx1,2\times10^{-7}\text{ m}\lambda=\frac{(6,626 \times10^{-34} \text{ Js}) \times(3,00 \times10^8 \text{ m/s})}{1,63404 \times10^{-18} \text{ J}}\approx1,21\times10^{-7}\text{ m}\lambda=\frac{(6,626 \times10^{-34} \text{ Js}) \times(3,00 \times10^8 \text{ m/s})}{1,63404 \times10^{-18} \text{ J}}\approx1,216\times10^{-7}\text{ m}.

•Omrekenen naar nanometeris dit:\lambda\approx121,6\text{ nm}\lambda\approx121,\text{ nm}\lambda\approx121,8\text{ nm}(\lambda\approx121,8\text{ nm}(1\lambda\approx121,8\text{ nm}(1\text{ }\lambda\approx121,8\text{ nm}(1\text{ m}\lambda\approx121,8\text{ nm}(1\text{ m}=\lambda\approx121,8\text{ nm}(1\text{ m}=1\lambda\approx121,8\text{ nm}(1\text{ m}=10\lambda\approx121,8\text{ nm}(1\text{ m}=10^{}\lambda\approx121,8\text{ nm}(1\text{ m}=10^9\lambda\approx121,8\text{ nm}(1\text{ m}=10^9\text{ }\lambda\approx121,8\text{ nm}(1\text{ m}=10^9\text{ n}\lambda\approx121,8\text{ nm}(1\text{ m}=10^9\text{ nm}\lambda\approx121,8\text{ nm}(1\text{ m}=10^9\text{ nm})\lambda\approx121,8\text{ nm}(1\text{ m}=10^9\text{ nm}):\lambda\approx121,8\text{ nm}(1\text{ m}=10^9\text{ nm}):\lambda\approx121,\text{ nm}(1\text{ m}=10^9\text{ nm}):\lambda\approx121,6\text{ nm}.

•De berekende golflengte is ongeveer 121,6 nm. Afgerond is dit 122 nm, wat overeenkomt met de waarde in de video en in Binas-tabel 21A.

Wat is een energieniveauschema?

Een energieniveauschema is een schematische weergave van de mogelijke energieniveaus van elektronen in een atoom. Dit schema van waterstof is te vinden in Binas-tabel 21A. Overgangen tussen deze niveaus creëren spectraallijnen, die gegroepeerd kunnen worden in series zoals de Lyman-serie (elektronen vallen terug naar), de Balmer-serie (naar) en de Paschen-serie (naar).

Absorptie en emissie: wat zijn emissie- en absorptiespectra?

•Een continu spectrum is een spectrum waarin alle golflengtes van licht aanwezig zijn, zonder onderbrekingen. Dit spectrum wordt uitgezonden door gloeiende voorwerpen of sterren.

•Een emissielijnenspectrum is een spectrum met heldere, specifieke lijnen op bepaalde golflengtes. Deze lijnen zijn karakteristiek voor een stof en ontstaan wanneer elektronen in aangeslagen toestand terugvallen naar lagere energieniveaus en daarbij fotonen met specifieke energieën uitzenden. Het energieverschil tussen de energieniveaus bepaalt welke kleur de uitgezonden spectraallijn heeft.

•Een absorptiespectrum is het omgekeerde van een emissiespectrum. Het ontstaat wanneer licht met een continu spectrum door een stof gaat. De stof absorbeert dan specifieke golflengtes die overeenkomen met de energieverschillen in zijn atomen, waardoor zwarte lijnen ontstaan in het spectrum. De dikte van de absorptielijnen is een maat voor de hoeveelheid van de stof: hoe dikker de lijn, hoe meer van de stof aanwezig is.

Hoe werkt spectraalanalyse?

Spectraalanalyse is de methode om de chemische samenstelling van een stof te bepalen door haar emissie- of absorptiespectrum te analyseren. Sterren zenden een continu spectrum uit. Als dit sterrenlicht door een gaswolk (zoals de buitenlagen van de ster of gas in de ruimte) gaat, absorberen de atomen in het gas specifieke golflengtes. Hierdoor ontstaan zwarte absorptielijnen in het spectrum dat ons bereikt. De geabsorbeerde fotonen worden vervolgens door de aangeslagen atomen in het gas in willekeurige richtingen opnieuw uitgezonden, wat een emissiespectrum van het gas veroorzaakt. Door de karakteristieke patronen van de spectraallijnen in de waargenomen spectra te vergelijken met bekende elementen, kan de aanwezigheid van specifieke elementen worden vastgesteld.

Aanwezigheid van helium in de zon

In het absorptiespectrum van de zon, dat wordt gekenmerkt door donkere Fraunhofer-lijnen, zijn niet direct lijnen van helium te zien. Dit komt doordat de fotosfeer, het zichtbare oppervlak van de zon, relatief koud is. Hierdoor worden heliumatomen niet voldoende in een aangeslagen toestand gebracht om significante absorptielijnen te creëren. De corona, de buitenste, hetere atmosfeer van de zon, straalt daarentegen zwak licht uit en is wel heet genoeg. Tijdens een zonsverduistering, wanneer de fotosfeer is afgedekt, is de corona waarneembaar. Het emissiespectrum van de corona toont wel degelijk duidelijke spectraallijnen die overeenkomen met helium. Sterrenkundigen ontdekten zo helium in de zon voordat het element op aarde werd geïsoleerd.