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

к.ф.-м.н., доцент кафедры ФиОИ Возианова А.В.
09.02.2017

Лекция 1

История возникновения спектроскопии
2

Что такое спектр?

Спектр (лат. Spectrum «видЕние») – распределение
значений физической величины (энергии,
частоты, массы). Графическое представление
такого
распределения
называется
спектральной диаграммой или спектром.
Каждый атом и молекула имеют уникальное
строение,
которому
соответствует
свой
уникальный спектр.
3

Типы спектров

(по характеру распределения физической
величины)
Непрерывный (сплошной)
Линейчатый
Полосатый
(по взаимодействия излучения с материей)
эмиссионные (спектры излучения)
адсорбционные (спектры поглощения) и
спектры рассеивания
4

Линейчатый спектр

Линейчатые спектры 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 спектров. Изолированные атомы
данного химического элемента излучают строго определенные длины
волн. При увеличении плотности атомарного газа отдельные
спектральные линии расширяются и, наконец при очень большой
плотности
газа,
когда
взаимодействие
атомов
становится
существенным, эти линии перекрывают друг друга, образуя
непрерывный спектр.
5

Непрерывный (сплошной) спектры

Непрерывные (или сплошные) спектры, дают тела, находящиеся в
твердом или жидком состоянии, а также сильно сжатые газы. Для
получения непрерывного спектра нужно нагреть тело до высокой
температуры. Характер непрерывного спектра 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 спектр дает
также высокотемпературная плазма. Электромагнитные волны
излучаются плазмой в основном при столкновении электронов с ионами.
6

Полосатые спектры

Для простейших молекул характерны дискретные полосатые
спектры, состоящие из более или менее узких полос со сложной
линейчатой структурой. Для наблюдения молекулярных спектров так
же, как и для наблюдения линейчатых спектров, обычно используют
свечение паров в пламени или свечение газового разряда. С помощью
очень хорошего спектрального аппарата можно обнаружить, что каждая
полоса представляет собой совокупность большого числа очень тесно
расположенных линий, разделённых тёмными промежутками. Это
полосатый спектр. В отличие от линейчатых спектров полосатые
спектры создаются не атомами, а молекулами, не связанными или слабо
связанными друг с другом.
7

Первый этап развития. Исаак Ньютон

8
Сэр Исаак Ньютон впервые нашел свою теорию
света и цветов еще в 1666 г. После передачи ему дром Барроу профессорской кафедры математики в
Кэмбридже в 1669 г., он избрал это предметом своих
публичных лекций в этом университете. В 1671 г. он
описал отражательный телескоп в "Philosophical
Transactions". В то же время он предполагал
опубликовать свои «Лекции по оптике», в которых
эти вопросы разбирались полнее вместе с трактатом
о рядах и флюксиях. Но возникшие споры, от коих он
очень страдал, заставили его отказаться от сего
намерения. У него появился такой страх в отношении
всего, похожего на пререкания, что постоянные
настояния друзей не могли заставить его напечатать
его книгу "Оптику" ранее 1704 г. Что же касается
"Лекций", они были положены, в то время когда они
читались, в архив университета. С них были сняты
многие копии, ходившие по рукам среди
интересовавшихся вопросом.

История возникновения

Исаак Ньютон «Оптика»
«Лекции по оптике» и
«Новая теория света и
цветов»
(1669-1672)
В 1704 году Исаак Ньютон в своём труде «Оптика»
опубликовал результаты своих опытов разложения с
помощью призмы белого света на отдельные компоненты
различной цветности и преломляемости, то есть получил
спектры солнечного излучения, и объяснил их природу,
показав, что цвет есть собственное свойство света, а не
вносятся призмой, как утверждал Роджер Бэкон в XIII веке.
В «Оптике» он описал все три используемых поныне метода
разложения света - преломление, интерференцию
и дифракцию, а его призма с коллиматором, щелью и
линзой была первым спектроскопом.
9

10. Королевское Общество. Доклад «Новая теория света и цветов», 6 февраля 1672 года

«1. Световые лучи различаются в их способности показывать ту или иную особую окраску точно так же, как они различаются по
степени преломляемости. Цвета не являются, как думают обыкновенно, видоизменениями света, претерпеваемыми им при
преломлении или отражении от естественных тел, но суть первоначальные, прирожденные свойства света. Некоторые
лучи способны производить красный цвет и никакого другого, другие желтый и никакого другого, третьи зеленый и
никакого иного и т. д.
2. К одной и той же степени преломляемости всегда относится один и тот же цвет и обратно. Наименее преломляемые лучи
способны порождать только красный цвет, и, наоборот, все лучи, кажущиеся красными, обладают наименьшей
преломляемостью. Наиболее преломляемые лучи кажутся глубоко фиолетовыми и, наоборот, глубокие фиолетовые лучи
преломляются более всего, и соответственно промежуточные лучи имеют средние степени преломляемости. Эта связь
цветов и преломляемости столь точна и строга, что лучи либо вполне точно согласуются в отношении того и другого, либо
одинаково отличаются в обоих.
3. Поскольку я мог открыть, вид окраски и степень преломляемости, свойственные какому-либо роду лучей, не могут быть
изменены ни преломлением, ни отражением от тел, ни какой-либо иной причиной. Когда какой-либо род лучей
полностью выделялся от лучей другого рода, то он упорно удерживал свои цвет, несмотря на крайние мои старания его
изменить. Я преломлял их в призмах и отражал от тел, которые на данном свету кажутся другой окраски, я пропускал их
через тонкие окрашенные воздушные слои, появляющиеся между двумя прижатыми друг к другу стеклянными
пластинками, заставляя проходить через окрашенные среды и через среды, освещаемые иными сортами лучей; но никогда
мне не удавалось вызвать в лучах иную окраску, чем та, которая была им свойственна сначала. При собирании или рассеянии
они становились живее или слабее и при потере многих лучей иногда совершенно темными, но никогда цвет их не
изменялся.
4. Изменения цвета могут кажущимся образом происходить, когда имеется какая-либо смесь лучей различных родов. В
таких смесях нельзя отличить отдельных слагающих; они, влияя друг на друга, образуют среднюю окраску. Если отделить
преломлением или каким-нибудь другим способом различные лучи, скрытые в подобных смесях, то появятся цвета,
отличные от окраски смеси; однако эти цвета не возникли вновь, но стали только видимыми вследствие разделения.
Разумеется, так же, как при помощи разложения смеси, так и при соединении простых цветов можно вызвать
изменения окраски: их также нельзя рассматривать как действительные превращения.
5. Поэтому мы должны различать два рода цветов: одни первоначальные и простые, другие же сложенные из них.
Первоначальные, или первичные, цвета суть красный, желтый, зеленый, синий и фиолетовый, пурпур, так же как оранжевый,
индиго, и неопределенное множество промежуточных оттенков.
10

11. Королевское Общество. Доклад «Новая теория света и цветов», 6 февраля 1672 года

6. Точно такие же по виду цвета, как и простые, могут быть получены смешением: ибо смесь желтого с синим дает
зеленый, красного с желтым - оранжевый, оранжевого и желтовато-зеленого - желтый. Только те цвета,
которые в спектре находятся на далеком расстоянии друг от друга, не дают промежуточных цветов:
оранжевый и индиго не создают промежуточного зеленого, глубоко красный и зеленый не дают желтого.
7. Наиболее удивительная и чудесная смесь цветов – белый цвет. Не существует такого сорта лучей, который в
отдельности мог бы вызвать белый цвет: он всегда сложен, и для получения его требуются все вышеупомянутые
цвета в правильных пропорциях. Часто с удивлением я наблюдал, как все призматические цвета, сходясь и
смешиваясь так же, как в свете, который падает на призму, снова давали совершенно чистый и белый свет,
который заметно отличался от прямого солнечного света только в том случае, когда примененные стекла не
были вполне чистыми и бесцветными.
8. В этом причина того, почему свет обыкновенно имеет белую окраску; ибо свет - запутанная смесь лучей всех видов
и цветов, выбрасываемых из различных частей светящихся тел. Подобная сложная смесь кажется белой, когда
ингредиенты находятся в правильной пропорции; если, однако, имеет преимущество один цвет, то свет
склоняется в сторону соответствующей окраски, как, например, в синем пламени серы, желтом пламени свечи и в
различных окрасках неподвижных звезд.
9. Отсюда становится очевидным, каким образом возникают цвета в призме.
10. Отсюда же ясно, почему появляются цвета радуги в падающих дождевых каплях.
12. Отсюда же ясна причина того поразительного опыта, о котором м-р Гук сообщает в своей «Микрографии». Если
поставить один за другим два прозрачных сосуда с двумя прозрачными жидкостями, синей и красной, то вместе
они кажутся совершенно непрозрачными. Один сосуд пропускает только красные, другой только синие лучи,
потому через оба вместе не могут пройти никакие лучи.
13. Я мог бы добавить еще много примеров такого рода, но закончу общим заключением, что цвета естественных тел
происходят только от различной способности тел отражать одни виды света в ином количестве, чем
другие. И это я доказал, отбрасывая простые цвета на тела в темной комнате.
После всего этого нельзя больше спорить о том, существуют ли цвета в темноте и являются ли они свойствами
тел, которые мы видим, или же свет, может быть, является телом.
...Мы видели, что причина цветов находится не в телах, а в свете, поэтому у нас имеется прочное основание считать
свет субстанцией... Не так легко, однако, с несомненностью и полно определить, что такое свет, почему он
преломляется и каким способом или действием он вызывает в нашей душе представление цветов; я не хочу здесь
смешивать домыслов с достоверностью».
11

12. Открытие дискретных спектров испускания и поглощения

Волластон впервые наблюдал
темные линии в солнечном
спектре. Он их рассматривал как
«границы цветов»
Уильям Хайд Волластон (1766-1828)
- английский учёный, который открыл палладий (1803) и родий (1804), впервые получил
(1803) в чистом виде платину. Открыл (1801) ультрафиолетовое излучение,
сконструировал рефрактометр (1802) и гониометр (1809). Его работы посвящены
неорганической химии, а также физике, астрономии, ботанике и медицине.
Волластон предложил оригинальную технику порошковой металлургии, которая предвосхитила
современные способы промышленного производства изделий из платины, молибдена,
вольфрама и других металлов.
12

13. Открытие дискретных спектров. Фраунгофер

В 1814 году Фраунгофер обнаружил много сотен
темных линий в солнечном спектре – линий
поглощения (фраунгоферовы линии). Наиболее
интенсивные линии он обозначил латинскими
буквами. Длины их волн были измерены
Фраунгофером. Также были обнаружены светлые
линии – линии испускания – в спектрах пламен и
искр.
13

14. Второй этап. Закон Кирхгофа.

Густав Роберт Кирхгоф (12.03.1824-17.10.1887)
Научная деятельность Кирхгофа охватила многие
разделы
физики.
Его
работы
посвящены
электричеству, механике, оптике, математической
физике, теории упругости, гидродинамике. Наиболее
известными являются - общая теория движения тока
в проводниках и один из основных законов теплового
излучения.
Роберт Вильгельм Бунзен (1811-1899)
В 1854 году изобрел горелку, которая давала чистое и
бесцветное пламя. Поэтому, при введении в него какоголибо вещества, было отчетливо видно изменение цвета
огонька. Например, введение крупинки стронциевой
соли давало яркий малиновый огонь. Кальция -
кирпично-красный; бария - зеленый; натрия - яркожелтый.
14

15. Опыты Кирхгофа и Бунзена

Спектроскоп Кирхгофа-Бунзена, Annalen der Physik und der
Chemie (Poggendorff),Vol. 110 (1860).
15
Открытие оптического метода исследования химического состава тел и
их физического состояния содействовало выявлению новых
химических элементов (индия (In), цезия (Cs), рубидия (Rb), гелия
(He), таллия (Tl) и галлия (Ga)), возникновению астрофизики.
Кирхгоф показал, что с помощью спектрального анализа можно
определять химический состав небесных тел и объяснил темные
полосы в спектре Солнца (фраунгоферовы линии).Сформулировал
основной закон теплового излучения, ввел понятие абсолютного
черного тела.

16. Закономерности в расположении линий в атомных спектрах

1885 г. Балмер показал, что длины волн 13 линий спектральной
серии водорода, могут с большой точностью быть представлены
формулой
Ридберг определил формулы для важнейших спектральных линий
щелочных металлов, представив волновые числа как разность двух
спектральных термов (энергии, взятые с обратным знаком)
Формулы для спектральных серий Кайзера, Рунге и Пашена
В 1908 г. Ритц сформулировал комбинационный принцип
Деландр нашел формулы, определяющие расположения полос в
молекулярных спектрах и расположения линий, на которые эти
полосы распадаются при достаточной дисперсии
16

17. Достижения в смежных областях

1860-1865 гг. - открытие радиоволн (электромагнитное излучение
большой длины волны)
1869 г. открытие закона периодических элементов Менделеевым
Открытие рентгеновских и гамма-лучей (малые длины волн)
1896 г. Беккерель открытие явления радиоактивности
Дисперсия электромагнитных волн в веществе, теория
нормальной и аномальной дисперсии (Рождественский,
исследования аномальной дисперсии)
Лоренц объяснил явление расщепления спектральных линий в
магнитном поле (в простейшем случае на три составляющих)
1900 г. Планк впервые выдвинул гипотезу квантов излучения
1905 г. Эйнштейн ввел представление о квантах как о частицах
света (фотонах)
1911 г. Модель атома Резерфорда, состоящего из ядра и электронов
17

18. Модель атома по Резерфорду

1. в центре атома - положительно заряженное ядро:
заряд ядра q = Z·e, где Z-порядковый номер элемента в
таблице Менделеева,
e =1.6·10-19 Кл - элементарный заряд;
размер ядра 10-13 см;
масса ядра фактически равна массе атома.
2. электроны движутся вокруг ядра по круговым и
эллиптическим орбитам, как планеты вокруг Солнца:
электроны удерживаются на орбите кулоновской силой
притяжения к ядру, создающей центростремительное
ускорение.
число электронов в атоме равно Z (порядковый номер
элемента)
электроны движутся с большой скоростью,
образуя электронную оболочку атома.
18
По законам классической электродинамики, движущийся с ускорением заряд должен излучать
электромагнитные волны, при этом энергия атома уменьшается. За короткое время (порядка 10–8 с)
все электроны в атоме Резерфорда должны растратить всю свою энергию и упасть на ядро, а
атом прекратить свое существование.!

19. Постулаты Бора. Правило квантования

1913 г. Бор предположил, что величины, характеризующие микромир
должны квантоваться (принимать дискретные значения)
Три постулата Бора «спасающих» атом Резерфорда
Законы микромира - квантовые законы! Эти законы в начале 20 столетия
еще не были установлены наукой. Бор сформулировал их в виде трех
постулатов. дополняющих (и "спасающих") атом Резерфорда.
Первый постулат:
Атомы имеют ряд стационарных состояний соответствующих
определенным значениям энергий: Е1, Е2...En. Находясь в стационарном
состоянии, атом энергии не излучает, несмотря на движение электронов.
Второй постулат:
В стационарном состоянии атома электроны движутся по стационарным
орбитам, для которых выполняется квантовое соотношение:
Mp n
h
2
где M p - момент импульса, n=1,2,3..., h-постоянная Планка.
Третий постулат:
Излучение или поглощение энергии атомом происходит при переходе его
из одного стационарного состояния в другое. При этом излучается или
поглощается порция энергии (квант), равная разности энергий
стационарных состояний, между которыми происходит переход:
hvkn Ek En
19

20. Схемы перехода атома

из основного стационарного
состояния в возбужденное
20
из возбужденного
стационарного состояния в
основное

21. Сравнение оптических и радиотехнических методов описания явлений

Радиотехника
21
Оптика
Наименование волн
Радиволны
Описание
пропускания
Классический
перенос
Квантовый переход
Измерение
Напряженность
электрического
поля
Интенсивность
Инструменты
Контур, антенна,
волновод
Линза, зеркало,
световод
Приближение
Однородное поле
Однородная среда

22. Спектральный анализ в наши дни

Наука и техника ТГц (субмм) волн начала активно развиваться с 60-
70-х годов XX века, когда стали доступны первые источники и
приёмники такого излучения
Большую
важность имеют исследования в области ТГц
спектроскопии различных веществ, что позволит найти для них
новые применения.
В ТГц диапазоне расположены частоты межуровневых переходов
некоторых неорганических веществ (линии воды, кислорода, CO,
например), длинноволновых колебаний решёток ионных и
молекулярных кристаллов изгибных колебаний длинных молекул, в
том числе полимеров и биополимеров. Поэтому особый интерес
представляет исследование воздействия ТГц излучения на живой
организм и биообъекты.
22

23. Терагерцевое излучение

Частотный диапазон: 0,1 до 10 ТГц
Диапазон длин волн: 3 мм – 30 мкм
тера (русское обозначение: Т; международное: T) - одна из приставок, используемых в
Международной системе единиц (СИ) для образования наименований и обозначений
десятичных кратных единиц. Единица, наименование которой образовано путём
присоединения приставки тера к наименованию исходной единицы, получается в
результате умножения исходной единицы на число 1012, т.е. на один триллион.
В качестве приставки СИ принята XI Генеральной конференцией по мерам и весам в 1960
году. Наименование происходит от греческого слова τέρας, что означает чудовище, то
23есть единиц с указанной приставкой «чудовищно много».

24.

Актуальность ТГц излучения:
Спектры молекул и атомов
24
В ТГц диапазоне расположены частоты:
межуровневых переходов неорганических веществ (Н2О, О2, CO);
вращений и колебательных возбуждений биополимеров (молекулы белков, ДНК);
длинноволновых колебаний решеток ионных и молекулярных кристаллов;
примесей в диэлектриках и полупроводниках.

25.

Актуальность ТГц излучения: Преимущества
Терагерцовое излучение является неионизирующим, в отличие от
рентгеновского излучения, используемого в медицинской диагностике. В
то же время, различные биологические ткани обладают существенно
различным поглощением в данном диапазоне, что позволяет обеспечить
контрастность снимков.
По сравнению с видимым и ИК излучением, терагерцовое излучение
является длинноволновым, а значит, что оно менее подвержено
рассеянию. В результате, в этом диапазоне прозрачны многие сухие
диэлектрические материалы, такие как ткани, дерево, бумага,
пластмассы. Поэтому терагерцовое излучение можно использовать для
неразрушающего контроля материалов, сканирования в аэропортах, и пр.
В терагерцовом диапазоне лежат резонансы вращательных и
колебательных переходов многих молекул. Это позволяет проводить
идентификацию молекул по их спектральным «отпечаткам пальцев». В
сочетании с получением изображения (имиджингом) в терагерцовом
диапазоне это позволяет определить не только форму, но и состав
исследуемого объекта.
Терагерцовое излучение может быть продетектировано во временной
области, т.е. может быть измерена как амплитуда, так и фаза поля. Это
позволяет напрямую измерять вносимый исследуемым объектом сдвиг
фаз, а значит, позволяет исследовать быстропротекающие процессы и даже
управлять ими.

26. Применение ТГц излучения

Квантовые точки:
Системы безопасности:
возбуждение КТ
когерентное управление КТ
сканирование пассажиров,
багажа на наличие взрывчатых
веществ, оружия, наркотиков
Высокоскоростная связь
ТГц
излучение
Экологический мониторинг
Медицинская
диагностика:
для обнаружения рака,
для обследования зубов
Контроль качества
медикаментов

27.

Круговая диаграмма современных областей ТГц исследований
27
Кси-Ченг Жанг, Джингджю Шю «Терагерцовая фотоника», 2016 год

28. Области применения СА

Исследование органических веществ и неорганических
28
соединений (химическая, химико-фармацевтическая
и нефтеперерабатывающая промышленность)
Производство полимеров (сверхвысокая концентрация
примесей)
Исследование атомов и молекул (определение энергий и
квантовых чисел состояний)
Физические характеристики (давление, температура,
скорость движения, магнитная индукция) газовых
облаков и звезд - астрофизика
Криминалистика
Медицина (диагностика, спектральный анализ крови,
проверка минерального состава тела - волосы)
Геология (оценка разнообразных объектов)

29. Какие характеристики веществ можно получить с помощью спектрального анализа?

Химический состав изучаемого объекта
Изотопный состав рассматриваемого объекта
Температуру вещества
Сверхточная концентрация примесей в
мономерах
Наличие магнитного поля и его напряженность
Скорость движения и др.
Спектральный анализ дает возможность
определить компоненты в составе вещества,
масса которого не выше 10-10

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.

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.

Задумывались ли вы над тем, откуда мы знаем о свойствах далёких небесных тел?

Наверняка вам известно о том, что таким знаниям мы обязаны спектральному анализу. Однако нередко мы недооцениваем вклад этого метода в само понимание . Появления спектрального анализа перевернуло многие устоявшиеся парадигмы о строении и свойствах нашего мира.

Благодаря спектральному анализу мы имеем представление о масштабе и величии космоса. Благодаря нему мы перестали ограничивать Вселенную Млечным Путём. Спектральный анализ открыл нам великое разнообразие звезд, рассказал об их рождении, эволюции и смерти. Этот метод лежит в основе практически всех современных и даже грядущих астрономических открытий.

Узнать о недосягаемом

Ещё два столетия назад было принято считать, что химических состав планет и звезд навсегда останется для нас загадкой. Ведь в представлении тех лет космические объекты всегда останутся для нас недоступными. Следовательно, мы никогда не получим пробного образца какой-либо звезды или планеты и никогда не узнаем об их составе. Открытие спектрального анализа полностью опровергло это заблуждение.

Спектральный анализ позволяет дистанционно узнать о многих свойствах далёких объектов. Естественно, без такого метода современная практическая астрономия просто бессмысленна.

Линии на радуге

Темные линии на спектре Солнца заметил ещё в 1802 году изобретатель Волластон. Однако сам первооткрыватель особо не зациклился на этих линиях. Их обширное исследование и классификацию произвел в 1814 году Фраунгофер. В ходе своих опытов он заметил, что своим набором линий обладает Солнце, Сириус, Венера и искусственные источники света. Это означало, что эти линии зависят исключительно от источника света. На них не влияет земная атмосфера или свойства оптического прибора.

Природу этих линий в 1859 открыл немецкий физик Кирхгоф вместе с химиком Робертом Бунзеном. Они установили связь между линиями в спектре Солнца и линиями излучения паров различных веществ. Так они сделали революционное открытие о том, что каждый химический элемент обладает своим набором спектральных линий. Следовательно, по излучению любого объекта можно узнать о его составе. Так был рождён спектральный анализ.

В ходе дальнейших десятилетий благодаря спектральному анализу были открыты многие химические элементы. В их число входит гелий, который был сначала обнаружен на Солнце, за что и получил своё название. Поэтому изначально он считался исключительно солнечным газом, пока через три десятилетия не был обнаружен на Земле.

Три вида спектра

Чем же объясняется такое поведение спектра? Ответ кроется в квантовой природе излучения. Как известно, при поглощении атомом электромагнитной энергии, его внешний электрон переходит на более высокий энергетический уровень. Аналогично при излучении – на более низкий. Каждый атом имеет свою разницу энергетических уровней. Отсюда и уникальная частота поглощения и излучения для каждого химического элемента.

Именно на этих частотах излучает и испускает газ. В тоже время твёрдые и жидкие тела при нагревании испускают полный спектр, независящий от их химического состава. Поэтому получаемый спектр подразделяется на три типа: непрерывный, линейчатый спектр и спектр поглощения. Соответственно, непрерывный спектр излучают твёрдые и жидкие тела, линейчатый – газы. Спектр поглощения наблюдается тогда, когда непрерывное излучение поглощается газом. Другими словами, разноцветные линии на тёмном фоне линейчатого спектра будут соответствовать тёмным линиям на разноцветном фоне спектра поглощения.

Именно спектр поглощения наблюдается у Солнца, тогда как нагретые газы испускают излучение с линейчатым спектром. Это объясняется тем, что фотосфера Солнца хоть и является газом, она не прозрачна для оптического спектра. Похожая картина наблюдается у других звёзд. Что интересно, во время полного солнечного затмения спектр Солнца становится линейчатым. Ведь в таком случае он исходит от прозрачных внешних слоёв её .

Принципы спектроскопии

Оптический спектральный анализ относительно прост в техническом исполнении. В основе его работы лежит разложение излучения исследуемого объекта и дальнейший анализ полученного спектра. Используя стеклянную призму, в 1671 году Исаак Ньютон осуществил первое «официальное» разложение света. Он же и ввёл в слово «спектр» в научный обиход. Собственно, раскладывая таким же образом свет, Волластон и заметил чёрные линии на спектре. На этом принципе работают и спектрографы.

Разложение света может также происходить с помощью дифракционных решёток. Дальнейший анализ света можно производить самыми различными методами. Изначально для этого использовалась наблюдательная трубка, затем – фотокамера. В наши дни получаемый спектр анализируется высокоточными электронными приборами.

До сих пор речь шла об оптической спектроскопии. Однако современный спектральный анализ не ограничивается этим диапазоном. Во многих областях науки и техники используется спектральный анализ практически всех видов электромагнитных волн – от радио до рентгена. Естественно, такие исследования осуществляются самыми различными методами. Без различных методов спектрального анализа мы бы не знали современной физики, химии, медицины и, конечно же, астрономии.

Спектральный анализ в астрономии

Как отмечалось ранее, именно с Солнца началось изучение спектральных линий. Поэтому неудивительно, что исследование спектров сразу же нашло своё применение в астрономии.

Разумеется, первым делом астрономы принялись использовать этот метод для изучения состава звезд и других космических объектов. Так у каждой звезды появился свой спектральный класс, отражающий температуру и состав их атмосферы. Также стали известны параметры атмосферы планет солнечной системы. Астрономы приблизились к пониманию природы газовых туманностей, а также , и многих других небесных объектов и явлений.

Однако с помощью спектрального анализа можно узнать не только о качественном составе объектов.

Измерить скорость

Эффект Доплера в астрономииЭффект Доплера в астрономии

Эффект Доплера был теоретически разработан австрийским физиком в 1840 году, в честь которого он и был назван. Этот эффект можно пронаблюдать, прислушиваясь к гудку проезжающего мимо поезда. Высота гудка приближающегося поезда будет заметно отличаться от гудка отдаляющегося. Примерно таким образом Эффект Доплера и был доказан теоретически. Эффект заключается в том, что для наблюдателя длина волны движущегося источника искажается. Она увеличивается при удалении источника и уменьшается при приближении. Аналогичным свойством обладают и электромагнитные волны.

При отдалении источника всё темные полосы на спектре его излучения смещаются к красной стороне. Т.е. все длины волн увеличиваются. Точно также при приближении источника они смещаются к фиолетовой стороне. Таким образом стал отличным дополнением к спектральному анализу. Теперь по линиям в спектре можно было узнать то, что раньше казалось невозможным. Измерить скорости космических объекта, рассчитать орбитальные параметры двойных звёзд, скорости вращения планет и многое другое. Особую роль эффект «красного смещения» произвёл в космологии.

Открытие американского учёного Эдвина Хаббла сравнимо с разработкой Коперником гелиоцентрической системы мира. Исследуя яркость цефеид в различных туманностях, он доказал, что многие из них расположены намного дальше Млечного Пути. Сопоставив полученные расстояния с спектров галактик, Хаббл открыл свой знаменитый закон. Согласно нему, расстояние до галактик пропорционально скорости их удаления от нас. Хотя его закон несколько разнится с современными представлениями, открытие Хаббла расширило масштабы Вселенной.

Спектральный анализ и современная астрономия

Сегодня без спектрального анализа не происходит практически ни одного астрономического наблюдения. С его помощью открывают новые экзопланеты и расширяют границы Вселенной. Спектрометры несут на себе марсоходы и межпланетные зонды, космические телескопы и исследовательские спутники. Фактически без спектрального анализа не было бы современной астрономии. Мы так и дальше бы вглядывались пустой безликий свет звёзд, о котором не знали бы ничего.