Когда луч солнца проходит через призму, то на экране позади нее возникает спектр. За двести лет к этому явлению привыкли. Если не вглядываться пристально, то кажется, что между отдельными частями спектра нет резких границ: красный непрерывно переходит в оранжевый, оранжевый в желтый и т. д.

Тщательнее других в 1802 году рассмотрел спектр английский врач и химик Уильям Хайд Волластон (1766–1828). Волластон обнаружил при этом несколько резких темных линий, которые без видимого порядка пересекали спектр Солнца в разных местах. Ученый этим линиям особого значения не придал. Он полагал, что их появление вызвано либо особенностями призмы, либо особенностями источника света, либо другими какими-то побочными причинами. Сами линии представляли для него интерес только потому, что они отделяли друг от друга цветные полосы спектра. Позднее эти темные линии назвали фраунгоферовыми, увековечив имя их настоящего исследователя.

Иосиф Фраунгофер (1787–1826) в 11 лет, после смерти родителей, пошел в ученье к шлифовальных дел мастеру. Из-за работы на школу времени оставалось мало. До 14 лет Иосиф не умел ни читать, ни писать. Но не было счастья, да несчастье помогло. Однажды дом хозяина рухнул. Когда же Иосифа извлекали из-под обломков, мимо проезжал наследный принц. Он пожалел юношу и вручил ему значительную сумму денег. Денег хватило юноше, чтобы купить себе шлифовальный станок и начать учиться.

Фраунгофер в заштатном городке Бенедиктбейрене учился шлифовать оптические стекла.

В своем предисловии к собранию сочинений Фраунгофера Э. Лом-мель так подытоживал его вклад в практическую оптику. "Благодаря введению своих новых и усовершенствованных методов, механизмов и измерительных инструментов для вращения и полировки линз... ему удалось получить достаточно большие образцы флинтгласа и кронгласа без всяких прожилок. Особенно большое значение имел найденный им метод точного определения формы линз, который совершенно изменил направление развития практической оптики и довел ахроматический телескоп до такого совершенства, о котором раньше нельзя было и мечтать".

Чтобы произвести точные измерения дисперсии света в призмах, Фраунгофер в качестве источника света использовал свечу или лампу. При этом он обнаружил в спектре яркую желтую линию, известную теперь как желтая линия натрия. Вскоре установили, что эта линия находится всегда в одном и том же месте спектра, так что ее очень удобно использовать для точного измерения показателей преломления. После этого, говорит Фраунгофер в своей первой работе 1815 года: "...я решил выяснить, можно ли видеть подобную светящуюся линию в солнечном спектре. И я с помощью телескопа обнаружил не одну линию, а чрезвычайно большое количество вертикальных линий, резких и слабых, которые, однако, оказались темнее остальной части спектра, а некоторые из них казались почти совершенно черными".

Всего он насчитал их там 574. Фраунгофер дал названия и указал их точное местоположение в спектре. Обнаружилось, что положение темных линий было строго неизменным, в частности, всегда в одном и том же месте желтой части спектра появлялась резкая двойная линия. Ее Фраунгофер назвал линией О. Ученый также обнаружил, что в спектре пламени спиртовки на том же самом месте, где и темная линия О в спектре Солнца, всегда присутствует яркая двойная желтая линия. Лишь много лет спустя стало понятно значение этого открытия.

Продолжая свои исследования темных линий в спектре Солнца, Фраунгофер понял главное: их причина не в оптическом обмане, а в самой природе солнечного света. В результате дальнейших наблюдений он обнаружил подобные линии в спектре Венеры и Сириуса.

Одно открытие Фраунгофера, как выяснилось позднее, оказалось особенно важным. Речь идет о наблюдении над двойной Д-линией. В 1814 году, когда ученый опубликовал свои исследования, на это наблюдение особого внимания не обратили. Однако спустя 43 года Вильям Сван (1828–1914) установил, что двойная желтая линия О в спектре пламени спиртовки возникает в присутствии металла натрия. Увы, как и многие до него, Сван не осознал значения этого факта. Он так и не сказал решающих слов: "Эта линия принадлежит металлу натрию".

В 1859 году к этой простой и важной мысли пришли два ученых: Густав Роберт Кирхгоф (1824–1887) и Роберт Вильгельм Бунзен (1811–1899). В университетской лаборатории Гейдельберга они поставили следующий опыт. До них через призму пропускали либо только луч Солнца, либо только свет от спиртовки. Ученые решили пропустить их одновременно. В результате они обнаружили явление, о котором рассказывает подробно в своей книге Л.И. Пономарев: "Если на призму падал только луч Солнца, то на шкале спектроскопа они видели спектр Солнца с темной линией О на своем обычном месте. Темная линия по-прежнему оставалась на месте и в том случае, когда исследователи ставили на пути луча горящую спиртовку. Но когда на пути солнечного луча они ставили экран и освещали призму только светом спиртовки, то на месте темной линии О четко проявлялась яркая желтая линия О натрия. Кирхгоф и Бунзен убирали экран - линия О вновь становилась темной.

Потом они луч Солнца заменяли светом от раскаленного тела - результат был всегда тот же: на месте ярко-желтой линии возникала темная. То есть всегда пламя спиртовки поглощало те лучи, которые оно само испускало.

Чтобы понять, почему это событие взволновало двух профессоров, проследим за их рассуждениями. Ярко-желтая линия О в спектре пламени спиртовки возникает в присутствии натрия. В спектре Солнца на этом же месте находится темная линия неизвестной природы.

Спектр луча от любого раскаленного тела - сплошной, и в нем нет темных линий. Однако если пропустить такой луч через пламя спиртовки, то его спектр ничем не отличается от спектра Солнца - в нем также присутствует темная линия и на том же самом месте. Но природу этой темной линии мы уже почти знаем, во всяком случае, мы можем догадываться, что она принадлежит натрию.

Следовательно, в зависимости от условий наблюдения линия О натрия может быть либо ярко-желтой, либо темной на желтом фоне. Но в обоих случаях присутствие этой линии (все равно какой - желтой или темной!) означает, что в пламени спиртовки есть натрий.

А поскольку такая линия спектра пламени спиртовки в проходящем свете совпадает с темной линией О в спектре Солнца, то, значит, и на Солнце есть натрий. Причем он находится в газовом внешнем облаке, которое освещено изнутри раскаленным ядром Солнца".

Короткая заметка в две страницы, написанная Кирхгофом в 1859 году, содержала сразу четыре открытия:

Каждый элемент имеет свой линейчатый спектр, а значит строго определенный набор линий;

Подобные линии можно использовать для анализа состава веществ не только на Земле, но и на звездах;

Солнце состоит из горячего ядра и сравнительно холодной атмосферы раскаленных газов;

На Солнце есть элемент натрий.

Первые три положения вскоре подтвердились, в частности, гипотеза о строении Солнца. Экспедиция Французской академии наук в 1868 году во главе с астрономом Жансеном побывала в Индии. Она обнаружила, что при полном солнечном затмении, в момент, когда его раскаленное ядро закрыто тенью Луны и светит только корона, - все темные линии в спектре Солнца вспыхивают ярким светом.

Второе положение Киргхоф и Бунзен не только блестяще подтвердили, но и воспользовались им для открытия двух новых элементов: рубидия и цезия.

Так родился спектральный анализ, с помощью которого теперь можно узнавать химический состав далеких галактик, измерять температуру и скорость вращения звезд и многое другое.

Позднее для приведения элементов в возбужденное состояние стали использовать чаще всего электрическое напряжение. Под воздействием напряжения элементы излучают свет, характеризующийся определенными длинами волн, т. е. имеющий определенную окраску. Этот свет расщепляется в спектральном аппарате (спектроскопе), главной частью которого является стеклянная или кварцевая призма. При этом образуется полоса, состоящая из отдельных линий, каждая из которых является характерной для определенного элемента.

Например, и раньше было известно, что минерал клевеит при его нагревании выделяет газ, похожий на азот. Этот газ при его исследовании с помощью спектроскопа оказался новым, еще неизвестным благородным газом. При электрическом возбуждении он испускал линии, которые уже раньше были обнаружены при анализе лучей Солнца с помощью спектроскопа. Это был своеобразный случай, когда элемент, открытый ранее на Солнце, был обнаружен Рамзаем и на Земле. Ему было присвоено название гелий, от греческого слова "гелиос" - Солнце.

Сегодня известно два вида спектров: сплошной (или тепловой) и линейчатый.

Как пишет Пономарев, "тепловой спектр содержит все длины волн, излучается он при нагревании твердых тел и не зависит от их природы.

Линейчатый спектр состоит из набора отдельных резких линий, возникает при нагревании газов и паров (когда малы взаимодействия между атомами), и - что особенно важно - этот набор линий неповторим для любого элемента. Более того, линейчатые спектры элементов не зависят от вида химических соединений, составленных из этих элементов. Следовательно, их причину надо искать в свойствах атомов.

То, что элементы однозначно и вполне определяются видом линейчатого спектра, вскоре признали все, но то, что этот же спектр характеризует отдельный атом, осознали не сразу, а лишь в 1874 году, благодаря работам знаменитого английского астрофизика Нормана Локьера (1836–1920). А когда осознали, сразу же пришли к неизбежному выводу: поскольку линейчатый спектр возникает внутри отдельного атома, то атом должен иметь структуру, то есть иметь составные части!"

Читайте и пишите полезные

Введение ………………………………………………………………………………….2

Механизм излучения……………………………………………………………………..3

Распределение энергии в спектре……………………………………………………….4

Виды спектров…………………………………………………………………………….6

Виды спектральных анализов……………………………………………………………7

Заключение………………………………………………………………………………..9

Литература……………………………………………………………………………….11

Введение

Спектр – это разложение света на составные части, лучи разных цветов.

Метод исследования химического состава различных веществ по их линейчатым спектрам испускания или поглощения называют спектральным анализом. Для спектрального анализа требуется ничтожное количество вещества. Быстрота и чувствительность сделали этот метод незаменимым как в лабораториях, так и в астрофизике. Так как каждый химический элемент таблицы Менделеева излучает характерный только для него линейчатый спектр испускания и поглощения, то это дает возможность исследовать химический состав вещества. Впервые его попробовали сделать физики Кирхгоф и Бунзен в 1859 году, соорудив спектроскоп. Свет пропускался в него через узкую щель, прорезанную с одного края подзорной трубы (эта труба с щелью называется коллиматор). Из коллиматора лучи падали на призму, накрытую ящиком, оклеенным изнутри черной бумагой. Призма отклоняла в сторону лучи, которые шли из щели. Получался спектр. После этого завесили окно шторой и поставили у щели коллиматора зажженную горелку. В пламя свечи вводили поочередно кусочки различных веществ, и смотрели через вторую подзорную трубу на получающийся спектр. Оказывалось, что раскаленные пары каждого элемента давали лучи строго определенного цвета, и призма отклоняла эти лучи на строго определенное место, и ни один цвет поэтому не мог замаскировать другой. Это позволило сделать вывод, что найден радикально новый способ химического анализа – по спектру вещества. В 1861 Кирхгоф доказал на основе этого открытия присутствие в хромосфере Солнца ряда элементов, положив начало астрофизике.

Механизм излучения

Источник света должен потреблять энергию. Свет - это электромагнитные волны с длиной волны 4*10 -7 - 8*10 -7 м. Электромагнитные волны излучаются при ускоренном движении заряженных частиц. Эти заряженные частицы входят в состав атомов. Но, не зная, как устроен атом, ничего достоверного о механизме излучения сказать нельзя. Ясно лишь, что внутри атома нет света так же, как в струне рояля нет звука. Подобно струне, начинающей звучать лишь после удара молоточка, атомы рождают свет только после их возбуждения.

Для того чтобы атом начал излучать, ему необходимо передать энергию. Излучая, атом теряет полученную энергию, и для непрерывного свечения вещества необходим приток энергии к его атомам извне.

Тепловое излучение. Наиболее простой и распространенный вид излучения - тепловое излучение, при котором потери атомами энергии на излучение света компенсируются за счет энергии теплового движения атомов или (молекул) излучающего тела. Чем выше температура тела, тем быстрее движутся атомы. При столкновении быстрых атомов (молекул) друг с другом часть их кинетической энергии превращается в энергию возбуждения атомов, которые затем излучают свет.

Тепловым источником излучения является Солнце, а также обычная лампа накаливания. Лампа очень удобный, но малоэкономичный источник. Лишь примерно 12% всей энергии, выделяемой в лампе электрическим током, преобразуется в энергию света. Тепловым источником света является пламя. Крупинки сажи раскаляются за счет энергии, выделяющейся при сгорании топлива, и испускают свет.

Электролюминесценция. Энергия, необходимая атомам для излучения света, может заимствоваться и из нетепловых источников. При разряде в газах электрическое поле сообщает электронам большую кинетическую энергию. Быстрые электроны испытывают соударения с атомами. Часть кинетической энергии электронов идет на возбуждение атомов. Возбужденные атомы отдают энергию в виде световых волн. Благодаря этому разряд в газе сопровождается свечением. Это и есть электролюминесценция.

Катодолюминесценция. Свечение твердых тел, вызванное бомбардировкой их электронами, называют катодолюминисенцией. Благодаря катодолюминесценции светятся экраны электронно-лучевых трубок телевизоров.

Хемилюминесценция. При некоторых химических реакциях, идущих с выделением энергии, часть этой энергии непосредственно расходуется на излучение света. Источник света остается холодным (он имеет температуру окружающей среды). Это явление называется хемиолюминесценкией.

Фотолюминесценция. Падающий на вещество свет частично отражается, а частично поглощается. Энергия поглощаемого света в большинстве случаев вызывает лишь нагревание тел. Однако некоторые тела сами начинают светиться непосредственно под действием падающего на него излучения. Это и есть фотолюминесценция. Свет возбуждает атомы вещества (увеличивает их внутреннюю энергию), после этого они высвечиваются сами. Например, светящиеся краски, которыми покрывают многие елочные игрушки, излучают свет после их облучения.

Излучаемый при фотолюминесценции свет имеет, как правило, большую длину волны, чем свет, возбуждающий свечение. Это можно наблюдать экспериментально. Если направить на сосуд с флюоресцеитом (органический краситель) световой пучок,

пропущенный через фиолетовый светофильтр, то эта жидкость начинает светиться зелено - желтым светом, т. е. светом большей длины волны, чем у фиолетового света.

Явление фотолюминесценции широко используется в лампах дневного света. Советский физик С. И. Вавилов предложил покрывать внутреннюю поверхность разрядной трубки веществами, способными ярко светиться под действием коротковолнового излучения газового разряда. Лампы дневного света примерно в три-четыре раза экономичнее обычных ламп накаливания.

Перечислены основные виды излучений и источники, их создающие. Самые распространенные источники излучения - тепловые.

Спектроскопом называют оптическое устройство для получения, наблюдения и анализа спектра излучения.

Простейшим спектроскопом можно считать призму Ньютона, с помощью которой он открыл спектр видимого света, представляющий собой непрерывную полосу из семи разных цветов, расположенных в последовательности: красный , оранжевый , жёлтый , зелёный , голубой , синий , фиолетовый . Но с помощью своего устройства Ньютон только констатировал, что видимый белый свет состоит из разных цветов, но не мог исследовать параметры цветовых волн.

Как устроен спектроскоп

Первым создателем спектроскопа считают немецкого физика Йозефа Фраунгофера . Спектроскопическая установка, созданная им, представляла собой щель в ставне, через которую солнечный свет падал на призму. Спектр цветов не проектировался на экран, а попадал в объектив зрительной трубы, установленной за призмой. Таким образом, учёный наблюдал его субъективно.

Позднее по такому принципу был построен простейший спектроскоп, который состоял из 2 труб и помещённой между ними треугольной стеклянной призмы. Первая труба называлась к оллиматором . На одном конце она имела узкую щель, через которую в неё попадал свет. На другом её конце располагалась двояковыпуклаялинза. Пройдя через линзу, свет выходил из неё параллельными лучами и направлялся на призму. Затем, разложенный призмой в спектр, он попадал во вторую трубу, которая представляла собой обычную зрительнуютрубу.

Впоследствии для исследования спектров Фраунгофер стал использовать не призмы, а дифракционные решётки, изготовленные из тончайших, близко расположенных металлических нитей. Тонкий пучок света в тёмном помещении, проходя через такую решётку, раскладывался на спектр.

Спектральный анализ

Йозеф Фраунгофер

Объектом исследований Фраунгофера был солнечный свет. В 1814 г. учёный обнаружил на непрерывном солнечном спектре отчётливые тёмные линии. Такие же линии он увидел и в спектрах Венеры и Сириуса, а также искусственных источников света.

Нужно сказать, что ещё за 12 лет до этого, в 1802 г., эти же линии в солнечном спектре обнаружил английский учёный Уильям Хайд Волластон (Уолластон), изучая солнечный свет с помощью камеры-обскуры . Он подумал, что это линии, разделяющие цвета спектра, поэтому и не пытался найти объяснение их появлению.

Как и Волластон, Фраунгофер также не смог объяснить природу тёмных линий. Но линии эти стали называться Фраунгоферовы линии , а сам спектр - Фраунгоферовым спектром .

В 1854 г. немецкий химик-экспериментатор Роберт Вильгельм Бу́нзен изобрёл горелку, способную давать очень чистое белое пламя. Для чего нужна была такая горелка? Оказывается, атомы разных химических элементов испускают свет разной длины волны. И если нагревать в таком чистом пламени вещество, то пламя будет окрашиваться в разные цвета. Например, натрий даст ярко-жёлтый цвет пламени, калий - фиолетовый, барий - зелёный. Этот опыт называется пробой на окрашивание пламени . Именно по цвету пламени определяли в те времена химический состав вещества. Но если в пламя вводили сложное вещество, состоящее из нескольких элементов, то довольно трудно было точно определить его цвет.

Роберт Вильгельм Бунзен

В 1859 г. коллега Бунзена, один из великих физиков XIX века Густав Роберт Кирхгоф, предложил изучать не цвет пламени, окрашенного парами металлических солей, а его спектр. Говорят, что свой первый спектроскоп Бунзен и Кирхгоф сделали, распилив пополам подзорную трубу и поместив эти половинки в отверстия, проделанные в коробке из-под сигар, в которой находилась стеклянная призма. Так ли было на самом деле, сказать трудно, но с помощью спектроскопа они смогли продолжить опыты по определению спектра химических элементов, которые и позволили определить причину появления Фраунгоферовых линий .

Густав Роберт Кирхгоф

Учёные стали раскалять в чистом белом пламени образцы химических элементов, а затем пропускали световые лучи от них через призму, чтобы получить их спектр. К своему удивлению они обнаружили, что длина и частота некоторых ярких светлых линий в спектре этих элементов совпадает с длиной и частотой тёмных линий Фраунгофера в спектре Солнца. И вот это и стало ключом к разгадке природы этих линий.

Всё дело в том, что химический элемент поглощает лучи такой же частоты, которые сам и испускает. Это означает, что в солнечной короне находятся химические элементы, которые поглощают часть солнечного спектра, имеющего такую же частоту излучения. То есть, спектральные линии характеризуют химические элементы, излучающие их. Так как каждый элемент имеет свой спектр, отличный от спектров других элементов, то исследуя спектры небесных тел, можно определить их химический состав.

Так было положено начало спектральному анализу , позволившему определять качественный и количественный состав исследуемого объекта дистанционно.

Спектроскоп Кирхгофа-Бунзена

Позднее в спектроскоп была встроена шкала с делениями, обозначающими длины волн.

Спектроскопом часто называют настольный прибор, с помощью которого вручную рассматривают участки различных спектров. Спектроскоп, который способен регистрировать спектр для его дальнейшего анализа с помощью различных методов, называется спектрометром . Если окуляр спектроскопа заменить регистрирующим прибором (например, фотокамерой), то получится спектрограф .

Спектрометры способны исследовать спектры в широком диапазоне волн: от гамма до инфракрасного излучения.

Конечно, современные спектроскопы отличаются от своих предков. И хотя они имеют множество модификаций, функции их остались прежними.

Применение спектроскопов

Спектроскоп - основной инструмент спектроскопии. Без спектроскопа не могут обойтись химики и астрономы. С его помощью можно определить химический состав вещества, структуру поверхности, физические параметры объекта, исследовать космические объекты, находящиеся от нас на громадных расстояниях.

Введение

Исследование линейчатого cпектpа вещества позволяет определить, из каких химических элементов оно состоит и в каком количестве содержится каждый элемент в данном веществе.

Количественное содержание элемента в исследуемом образце определяется путем сравнения интенсивности отдельных линий cпектpа этого элемента с интенсивностью линий другого химического элемента, количественное содержание которого в образце известно.

Метод определения качественного и количественного состава вещества по его cпектpу называется cпектpальным aнaлизом. Cпектpальный aнaлиз широко применяется при поисках полезных ископаемых для определения химического состава образцов руды. В промышленности cпектpальный aнaлиз позволяет контролировать составы сплавов и примесей, вводимых в металлы для получения материалов с задаными свойствами.

Достоинствами cпектpального aнaлиза являются высокая чувствительность и быстрота получения результатов. С помощью cпектpального aнaлиза можно обнаружить в пробе массой 6*10 -7 г присутствие золота при его массе всего 10 -8 г. Определение марки стали методом cпектpального aнaлиза может быть выполнено за несколько десятков секунд.

Cпектpальный aнaлиз позволяет определить химический состав небесных тел, удаленных от Земли на расстояния в миллиарды световых лет. Химический состав атмосфер планет и звезд, холодного газа в межзвездном пространстве определяется по cпектpам поглощения.

Изучая cпектpы, ученые смогли определить не только химический состав небесных тел, но и их температуру. По смещению cпектpальных линий можно определять скорость движения небесного тела.

История открытия спектра и спектрального анализа

В 1666 году Исаак Ньютон, обратив внимание на радужную окраску изображений звезд в телескопе, поставил опыт, в результате которого открыл дисперсию света и создал новый прибор – спектроскоп. Ньютон направил пучок света на призму, а потом для получения более насыщенной полосы заменил круглое отверстие на щелевое. Дисперсия – зависимость показателя преломления вещества от длины волны света. Благодаря дисперсии белый свет разлагается в спектр при прохождении через стеклянную призму. Поэтому такой спектр называют дисперсионным.

Излучение абсолютно черного тела, проходя через молекулярное облако, приобретает линии поглощения с своем спектре. У облака также можно наблюдать эмисионный спектр. Разложение электромагнитного излучения по длинам волн с целью их изучения называется спектроскопией. Анализ спектров – основной метод изучения астрономических объектов, применяемый в астрофизике.

Наблюдаемые спектры делятся на три класса:

линейчатый спектр излучения. Нагретый разреженный газ испускает яркие эмиссионные линии;

непрерывный спектр. Такой спектр дают твердые тела, жидкости или плотный непрозрачный газ в нагретом состоянии. Длина волны, на которую приходится максимум излучения, зависит от температуры;

линейчатый спектр поглощения. На фоне непрерывного спектра заметны темные линии поглощения. Линии поглощения образуются, когда излучение от более горячего тела, имеющего непрерывный спектр, проходит через холодную разреженную среду.

Изучение спектров дает информацию о температуре, скорости, давлении, химическом составе и о других важнейших свойствах астрономических объектов. История спектрального анализа началась в 1802 году, когда англичанин Волланстон, наблюдая спектр Солнца, впервые увидел темные линии поглощения. Он не смог объяснить их и не придал своему открытию особого значения.

В 1814 году немецкий физик Фраунгофер вновь обнаружил в солнечном спектре темные линии поглощения и верно смог объяснить их появление. С тех пор их называют линиями Фраунгофера. В 1868 году в спектре Солнца были обнаружены линии неизвестного элемента, названного гелием (греч. helios «Солнце»). Через 27 лет небольшое количество этого газа обнаружилось и в земной атмосфере. Сегодня известно, что гелий – второй по распространенности элемент во Вселенной. В 1918–1924 годах вышел в свет каталог Генри Дрепера, содержащий классификацию спектров 225 330 звезд. Этот каталог стал основой для Гарвардской классификации звезд. В спектрах большинства астрономических объектов наблюдаются линии водорода, возникающие при переходе на первый энергетический уровень. Это серия Лаймана, наблюдаемая в ультрафиолете; отдельные линии серии имеют обозначения Lα (λ = 121,6 нм), Lβ (λ = 102,6 нм), Lγ (λ = 97,2 нм) и так далее. В видимой области спектра наблюдаются линии водорода серии Бальмера. Это линии Hα (λ = 656,3 нм) красного, Hβ (λ = 486,1 нм) голубого, Hγ (λ = 434,0 нм) синего и Hδ (λ = 410,2 нм) фиолетового цвета. Линии водорода наблюдаются и в инфракрасной части спектра – серии Пашена, Брэккета и другие, более далекие.

Спектральные серии в спектре водорода

Почти все звезды имеют линии поглощения в спектре. Наиболее интенсивная линия гелия расположена в желтой части спектра: D3 (λ = 587,6 нм). В спектрах звезд типа Солнца наблюдаются также линии натрия: D1 (λ = 589,6 нм) и D2 (λ = 589,0 нм), линии ионизованного кальция: Н (λ = 396,8 нм) и К (λ = 393,4 нм). Фотосферы звезд дают непрерывный спектр, пересеченный отдельными темными линиями, которые возникают при прохождении излучения через более холодные слои атмосферы звезды. По спектру поглощения (точнее, по наличию определенных линий в спектре) можно судить о химическом составе атмосферы звезды. Яркие линии в спектре показывают, что звезда окружена расширяющейся оболочкой из горячего газа. У красных звезд с низкой температурой в спектре видны широкие полосы молекул окиси титана, оксидов. Ионизированный межзвездный газ, нагретый до высоких температур, дает спектры с максимумом излучения в ультрафиолетовой области. Необычные спектры дают белые карлики. У них линии поглощения во много раз шире, чем у обычных звезд и имеются линии водорода, которые отсутствуют при таких температурах у обычных звезд. Это объясняется высоким давлением в атмосферах белых карликов.

Виды спектров

Cпектpальный состав излучения различных веществ весьма разнообразен. Но, несмотря на это, все cпектpы, как показывает опыт, можно разделить на три сильно отличающихся друг от друга типа.

Непрерывные cпектpы.

Солнечный cпектp или cпектp дугового фонаря является непрерывным. Это означает, что в cпектpе представлены волны всех длин. В cпектpе нет разрывов, и на экране cпектpографа можно видеть сплошную разноцветную полосу.

Распределение энергии по частотам, т. е. Cпектpальная плотность интенсивности излучения, для различных тел различно. Например, тело с очень черной поверхностью излучает электромагнитные волны всех частот, но кривая зависимости cпектpальной плотности интенсивности излучения от частоты имеет максимум мри определенной частоте. Энергия излучения, приходящаяся на очень малые и очень большие частоты, ничтожно мала. При повышении температуры максимум cпектpальной плотности излучения смещается в сторону коротких волн.

Непрерывные (или сплошные) cпектpы, как показывает опыт, дают тела, находящиеся в твердом или жидком состоянии, а также сильно сжатые газы. Для получения непрерывного cпектpа нужно нагреть тело до высокой температуры.

Характер непрерывного cпектpа и сам факт его существования определяются не только свойствами отдельных излучающих атомов, но и в сильной степени зависят от взаимодействия атомов друг с другом.

Непрерывный cпектp дает также высокотемпературная плазма. Электромагнитные волны излучаются плазмой в основном при столкновении электронов с ионами.

Линейчатые cпектpы.

Внесем в бледное пламя газовой горелки кусочек асбеста, смоченного раствором обыкновенной поваренной соли. При наблюдении пламени в cпектpоскоп на фоне едва различимого непрерывного cпектpа пламени вспыхнет ярко желтая линия. Эту желтую линию дают пары натрия, которые образуются при расщеплении молекул поваренной соли в пламени. На cпектpоскопе также можно увидеть частокол цветных линий различной яркости, разделенных широкими темными полосами. Такие cпектpы называются линейчатыми. Наличие линейчатого cпектpа означает, что вещество излучает свет только вполне определенных длин волн (точнее, в определенных очень узких cпектpальных интервалах). Каждая из линий имеет конечную ширину.

Линейчатые cпектpы дают все вещества в газообразном атомарном (но не молекулярном) состоянии. В этом случае свет излучают атомы, которые практически не взаимодействуют друг с другом. Это самый фундаментальный, основной тип cпектpов.

Изолированные атомы данного химического элемента излучают строго определенные длины волн.

Обычно для наблюдения линейчатых cпектpов используют свечение паров вещества в пламени или свечение газового разряда в трубке, наполненной исследуемым газом.

При увеличении плотности атомарного газа отдельные cпектpальные линии расширяются и, наконец при очень большой плотности газа, когда взаимодействие атомов становится существенным, эти линии перекрывают друг друга, образуя непрерывный cпектp.

Полосатые cпектpы.

Полосатый cпектp состоит из отдельных полос, разделенных темными промежутками. С помощью очень хорошего cпектpального аппарата можно обнаружить, что каждая полоса представляет собой совокупность большого числа очень тесно расположенных линий. В отличие от линейчатых cпектpов полосатые cпектpы создаются не атомами, а молекулами, не связанными или слабо связанными друг с другом.

Для наблюдения молекулярных cпектpов так же, как и для наблюдения линейчатых cпектpов, обычно используют свечение паров в пламени или свечение газового разряда.

Cпектpы поглощения.

Все вещества, атомы которых находятся в возбужденном состоянии, излучают световые волны, энергия которых определенным образом распределена по длинам волн. Поглощение света веществом также зависит от длины волны. Так, красное стекло пропускает волны, соответствующие красному свету, и поглощает все остальные.

Если пропускать белый свет сквозь холодный, неизлучающий газ, то на фоне непрерывного cпектpа источника появляются темные линии. Газ поглощает наиболее интенсивно свет как раз тех длин волн, которые он испускает в сильно нагретом состоянии. Темные линии на фоне непрерывного cпектpа - это линии поглощения, образующие в совокупности cпектp поглощения.

Существуют непрерывные, линейчатые и полосатые cпектpы излучения и столько же видов cпектpов поглощения.

Важно знать, из чего состоят окружающие нас тела. Изобретено много способов определения их состава. Но состав звезд и галактик можно узнать только с помощью cпектpального aнaлиза.

Стимулом к изучению спектрального состава излучения послужили открытия инфракрасной и ультрафиолетовой частей спектра солнечного излучения.
В 1800 г. английский ученый Вильям Гершель поставил задачу выяснить характер распределения теплового действия различных участков спектра солнечного излучения. Было принятосчитать, что все участки спектра греют одинаково. Гершель решил проверить, так ли это, и произвел эксперимент, который до сих пор показывают в школах всего мира: чувствительный термометр перемещается по всем участкам сплошного спектра, который дает Солнце или любое раскаленное тело (теперь - электрическая дуга). Эксперимент дал поразительный результат. Оказалось, что температура, которую показывал термометр, не только непрерывно повышалась от ультрафиолетовой части к красной, но ее максимум достигался только при переходе за красную часть спектра, где глаз вообще ничего не наблюдал. Так было открыто инфракрасное излучение.
В 1802 г. немецкий физик Иоганн Риттер задался целью исследовать химическое действие различных участков сплошного спектра. В качестве пробного тела он использовал хлорид серебра, почернение которого" под действием солнечных лучей было обнаружено еще в 1727 г. Риттер установил, что химическое действие возрастает в противоположность тепловому от красного конца к фиолетовому и его максимум достигается при переходе за фиолетовую часть спектра. Так было открыто ультрафиолетовое излучение.
В 1802 г. появляется публикация английского физика В. Волластона (1766 - 1828), в которой автор сообщал о наблюдении линейчатых спектров. В сплошном спектре солнечного излучения Волластон обнаружил темные линии. От внутренних частей пламени свечи он наблюдал спектр, состоящий из отдельных цветных линий.
Вспомнили об открытии Волластона только в 1815 г. в связи с работами немецкого физика Иозефа Фраунгофера (1787 - 1826).
Фраунгофер - ученый редкого экспериментаторского дарования и физической интуиции - начал как шлифовальщик оптических стекол и пришел к точным оптическим измерениям. Он изобрел механизмы и измерительные инструменты для вращения и полировки линз, нашёл метод определения формы линз, усовершенствовал ахроматический телескоп, изготовил диффракционные решетки, ввел их в практику спектроскопических исследований. Таким образом, Фраунгофер заложил фундамент спектроскопии.
Независимо от Волластона он открыл существование темных линий в солнечном спектре (они вошли в физику под названием фраунгоферовых линий) и начал их количественное исследование. С помощью своего спектроскопа и диффракционных решеток он произвел первые точные измерения длин волн спектральных линий и уточнил значения показателей преломления различных веществ.
Особенное внимание привлекла линия, обнаруженная в желтой части спектров множества излучателей. Она получила специальное название Д-линии. В 1815 г, Фраунгофер сделал открытие, важность которого была осознана позже,- положение светлой Д-линии спектра пламени масляной горелки совпадает с положением темной (фраунгоферовой) линии солнечного спектра. Он же установил факт тождественности спектров, полученных от Луны и планет и их отличие от спектров звезд.
В 1834 г. Фокс Тальбот (1800 - 1877) - один из изобретателей фотографии - после многочисленных исследований спектра пламени спирта, в котором были растворены различные соли, пришел к следующему заключению: «Когда в спектре пламени появляется какие-нибудь определенные линии, они характеризуют металл, содержащийся в пламени». Так появилась первая мысль, что оптический анализ дает возможность определить химический состав излучающего вещества.
В 1835 г. Ч. Уитстон (1802 - 1875), исследуя спектр электрической искры, подтверждает мысль Тальбота : линии спектра зависят только от качества электродов, причем для каждого материала характерен свой спектр.
В 1849 г. Л. Фуко установил совпадение длин волн фраунгоферовой Д-линии и желтой линии в спектре натрия.
В 1853 г. А. Ангстрем (1814-1874) показал, что излучение раскаленного газа имеет такую же преломляемость, как и излучение, поглощаемое этим газом; понижая давление газа, можно получить характерный для него спектр излучения.
В 1857 г. В. Сван установил, что в спектре каждого вещества можно указать некоторую характеристическую линию с неизменным положением.
После накопления фактов последовал теоретический анализ, приведший к их обобщению в единый закон природы. Это было сделано великим немецким физиком Густавом Робертом Кирхгофом (1824 - 1887).
Кирхгоф родился в Кенигсберге. Уже будучи студентом, опубликовав научные работы, получившие мировую известность. Диссертацию защитил в 1848 г. в Берлине. С 1850 по 1854 г. был экстраординарным профессором в Бреславле. Здесь он встретился с химиком Робертом Бунзеном (1811- 1899), который увлек его с собой в Гейдельберг, ставший родиной спектрального анализа. После избрания в члены Берлинской академии Кирхгоф е 1874 г. до последних дней жизни был профессором физики в Берлине.
Кирхгоф был выдающимся теоретиком и экспериментатором. Он получил фундаментальные результаты во многих областях физики, но особенную известность приобрел открытый им "принцип спектрального анализа.
Кирхгоф впервые увидел в пестром многообразии экспериментальных фактов действие единого закона природы. Начало было положено разгадкой происхождения фраунгоферовых линий (1859).
Кирхгоф поставил следующий эксперимент: через спектроскоп наблюдал темную фраунгоферову Д-линию солнечного излучения. Далее перед щелью спектроскопа помещал пламя горелки с поваренной солью. Солнечный свет, прежде чем попасть в спектроскоп, проходил через пары натрия. При этом на месте темной линии появлялась яркая желтая линия. Так было открыто явление, которое вошло в физику под названием эффекта обращения спектральных линий.
Кирхгоф дал следующее объяснение эффекту обращения. В составе солнечного излучения имеется компонента, принадлежащая излучению натрия. При прохождении через атмосферу Земли она поглощается, и в спектре на месте желтой линии появляется провал - темная линия. При прохождении через пары натрия солнечное излучение снова обогащается желтой компонентой, и Д-линия становится яркой.
Отсюда решающий шаг к принципу спектрального анализа. В работе «О фраунгоферовых линиях» (1859) Кирхгоф писал:
«Я заключаю, что темные линии солнечного спектра, которые не вызваны земной атмосферой, возникают благодаря присутствию в раскаленной солнечной атмосфере тех веществ, которые в спектре пламени дают яркие линии на месте темных линий солнечного спектра. Следует допустить, что яркие линии спектра, совпадающие с Д-линиями солнечного спектра, обусловлены присутствием натрия в пламени; темные Д-линии солнечного спектра позволяют поэтому заключить, что натрий находится в солнечной атмосфере. Брюстер нашел в спектре. пламени селитры линии на месте фраунгоферовых линий А и Б; эти линии указывают на присутствие калия в солнечной атмосфере. Из моего наблюдения, что красной литиевой полоске не соответствует в спектре Солнца никакой темной линии, с вероятностью следует, что литий" в солнечной атмосфере отсутствует или встречается в относительно малых количествах».
Кирхгоф установил соответствие между спектром и качеством излучающего источника. Открывалась поразительная возможность анализа источника излучения, причем можно было не рассматривать вопрос о механизме излучения.
В письме к брату-химику Кирхгоф сообщает: «Я усердно занимаюсь сейчас химией. А именно, я намереваюсь сделать не что иное, как химический анализ Солнца, а позднее, может быть, и неподвижных звезд. Я имел счастье найти ключ к решению этой задачи... Должно быть возможно по свету, который посылает тело, заключить о его химическом составе...
Если эти наблюдения правильны, то удастся заглянуть в спектры с целью открытия веществ, которые иначе могут быть получены лишь с помощью кропотливого химического анализа».
Предшественники Кирхгофа по существу открыли возможность спектрального анализа в частных случаях. Кирхгоф дает общий принцип. Он четко представляет себе его значение и идет дальше в поисках всестороннего экспериментального обоснования. Естественен был его союз с химиком Р. Бунзеном при разработке методики спектрального анализа.
Хотя уже было известно о существовании связи между спектром и химическим составом излучающего вещества, никто еще не доказал, что эта связь универсальна и дает всегда однозначный результат, например, что в случае наличия натрия в излучающем веществе любого состава спектр последнего должен содержать линии натрия независимо от качества пламени, которое возбуждает его свечение. Здесь нужна была кропотливая экспериментаторская работа.
Кирхгоф и Бунзен провели совместно большой цикл исследований спектров щелочных и щелочно-земельных металлов и в середине 1860 г. могли уже заключить: «Разнообразие соединений, в которые входили металлы, разнообразие химических процессов, происходивших в различных пламенях, и огромный интервал температур - все это не оказывает никакого влияния на положение спектральных линий отдельных металлов».
Была установлена фантастическая чувствительность нового метода химического анализа. Прибор обнаруживал присутствие в смеси ничтожного количества примесей. Было открыто существование двух новых щелочных металлов - рубидия и цезия.
В работе 1861 г. «Исследование солнечного спектра и анализ солнечной атмосферы», выполненной с усовершенствованным спектроскопом, Кирхгоф установил совпадение линий ряда химических элементов с фраунгоферовыми линиями спектра и получил возможность говорить о начале химического анализа Солнца и звезд.
Методическое замечание. Спектральный анализ является основным методом физического и химического исследования состава вещества, структуры атомов и молекул. Ясно, что рассказ об истории открытия этого важнейшего метода изучения природы должен быть особенно обстоятельным. Речь должна, идти не только о некоторой последовательности открытий. История спектрального анализа дает особенно богатый материал для показа механизма физического открытия, сущности метода ведущего к научному открытию, а следовательно, воспитания диалектико-материалистического мировоззрения.