Наличие атомов химических элементов в веществе можно выявить по присутствию характерных линий в спектре излучения или поглощения.

Согласно простейшей модели строения атома Бора, электроны можно представить расположенными на четко определенных («разрешенных») орбитах вокруг ядра атома. При этом они могут дискретно переходить с орбиты на орбиту, излучая или поглощая порции энергии, и это явление называется квантовым скачком. Если электрон переходит на более низкую орбиту, он теряет квант энергии и излучает квант света — фотон, который характеризуется строго определенной длиной волны, зависящей от потери энергии при квантовом скачке. Излучаемые таким образом фотоны мы воспринимаем как свечение совершенно определенного цвета — раскаленная медная проволока, например, светится синим (см. Проба на окрашивание пламени). Для перехода на более высокую орбиту электрону, наоборот, требуется дополнительная энергия, и обычно он поглощает ее также в виде фотонов с определенной длиной волны (см. Открытие Кирхгофа—Бунзена).

Такое взаимодействие между светом и атомами вещества легло в основу важной отрасли экспериментально-прикладной науки, которая называется спектроскопия, или спектральный анализ. Поскольку ядра атомов различных элементов содержат различное число протонов, электроны в этих атомах располагаются на отличающихся друг от друга разрешенных орбитах (или, если придерживаться современной, более сложной картины строения атома, — орбиталях, определяющих вероятность нахождения электрона в определенной области, а не его точное местонахождение). Это означает, что в атомах различных химических элементов энергии квантовых скачков между разрешенными орбиталями отличаются, и они будут излучать свет с различными длинами волн. Так, в видимом спектре излучения натрия наблюдаются лишь две близко расположенные линии в желтой части спектра (вот почему уличные натриевые лампы дневного света можно узнать по характерному желтоватому свечению), а у ртути спектральные линии приходятся на сине-голубую область (соответственно, если лампа уличного освещения светится голубоватым светом, значит это ртутная лампа).

Простой, казалось бы, факт, что мы можем судить об атомном составе вещества по длине волн излучаемого им света, дал начало целой отрасли экспериментальных и прикладных исследований — спектроскопии. Набор линий в спектре каждого химического элемента уникален. Далее, если атом ионизирован, этот набор спектральных линий смещается и образует новую характерную серию в спектре. Таким образом, обнаружив серию спектральных линий (или набор излучаемых частот, что, по сути, то же самое) изучаемого тела или вещества (например, при накаливании неизвестного материала неизвестного нам химического состава в пламени горелки Бунзена), мы можем с уверенностью судить о присутствии или отсутствии соответствующих химических элементов в составе исследуемого материала.

Это основа так называемой эмиссионной спектроскопии. Сравнивая интенсивность излучения спектральных линий, характерных для различных элементов, мы можем рассчитать их количественное соотношение в веществе и определить его химический состав. Благодаря этому нам даже не надо исследовать вещество в химической лаборатории, и мы можем судить о химическом составе светящихся объектов, например звезд и галактик, находящихся на колоссальном удалении от них.

Сходным образом работает и абсорбционная спектроскопия. В этом случае через изучаемое вещество пропускается белый свет (представляющий из себя сплошной спектр световых частот), и выявляются линии поглощения, соответствующие частотам и длинам волн квантовых переходов электронов на более высокие орбитали. Соответственно, рассматривая спектральную картину такого света, пропущенного через вещество, мы увидим темные линии поглощения и можем судить о составе вещества. Абсорбционная спектроскопия широко применяется в астрофизике для исследования химического состава планет, туманностей, газопылевых облаков и других космических объектов, не обладающих собственным свечением, по темным линиям в спектре белых звезд-источников, находящихся за ними.

См. также:

конец XVIII в. Проба на окрашивание пламени

1842 Эффект Доплера

1868, 1895 Открытие гелия

1892 Открытие аргона

1896 Эффект Зеемана