Сплошной (непрерывный) спектр в виде радужной полоски дают непрозрачные раскаленные тела и плотные массы газа значительной протяженности. Линейчатый спектр испускания излучения дают пары и разряженные газы при сильном нагревании. Каждый газ излучает свет определенной длины волны и дает линейчатый спектр характерный только для данного элемента. Однако, изменение состояния газа или условий его свечения отражаются в спектре. Линейчатый спектр поглощения дают газы и пары, если за ними находится источник света дающий непрерывный спектр (например, звезда) В этом случае на фоне непрерывного спектра наблюдаются темные полосы поглощения, расположенные в тех местах, где должны находиться линии излучения какого либо газа. Вы должны были заметить, что звезды различны по цветам. Цвет звезды тесно связан с ее температурой. У холодных звезд цвет красный. С повышением температуры цвет переходит в оранжевый, желтый, голубой, белый. К тому же наличие металлов увеличивается с уменьшением температуры звезды. Таким образом, по спектру можно определить температуру звезды, ее химический состав.
Сплошной (непрерывный) спектр в виде радужной полоски дают непрозрачные раскаленные тела и плотные массы газа значительной протяженности. Линейчатый спектр испускания излучения дают пары и разряженные газы при сильном нагревании. Каждый газ излучает свет определенной длины волны и дает линейчатый спектр характерный только для данного элемента. Однако, изменение состояния газа или условий его свечения отражаются в спектре. Линейчатый спектр поглощения дают газы и пары, если за ними находится источник света дающий непрерывный спектр (например, звезда) В этом случае на фоне непрерывного спектра наблюдаются темные полосы поглощения, расположенные в тех местах, где должны находиться линии излучения какого либо газа. Вы должны были заметить, что звезды различны по цветам. Цвет звезды тесно связан с ее температурой. У холодных звезд цвет красный. С повышением температуры цвет переходит в оранжевый, желтый, голубой, белый. К тому же наличие металлов увеличивается с уменьшением температуры звезды. Таким образом, по спектру можно определить температуру звезды, ее химический состав.
Дано:
Т=290К
р=0,8*10^6Па
k=1,38*10^-23Дж\к
найти:(Е) и n.
Основное ур-ние молекулярно-кинетической теории газов
p=1\3n*m0*(Vкв)^2
где (Vкв)^2-средняя квадратичная скорость молекул, n-концентрация молекул, m0-масс одной молекулы.
p=2\3n*(m0* (Vкв)^2\2) =2\3n* (Е),
где (Е)-средняя кинетическая энегрия движения молекул.Отсюда
(Е)=2\3*p\n (1)
другая формула для определениядавления газа
p=n*k*T (2)
где к-постаянная Больцмана,Т-абсалютная температура газа
определим из ур-ия 2 концентрацию молекул газа:
n=p\k*T
n=0,8*10^6\1,38^-23*290 приблизительно равно 2*10^26(1\м^3)
подставляя в ур-е 1 найденное значение,находим среднюю кинетическую энергию движения молекул:
(E)=3\2*0,8*10^6\2*10^26=0,6*10^-20 (Дж)