Kun auringonsäde kulkee prisman läpi, sen takana olevalle näytölle ilmestyy spektri. Kahdensadan vuoden ajan olemme tottuneet tähän ilmiöön. Jos et katso tarkasti, näyttää siltä, ​​​​että spektrin yksittäisten osien välillä ei ole teräviä rajoja: punainen muuttuu jatkuvasti oranssiksi, oranssi keltaiseksi jne.

Hän harkitsi spektriä tarkemmin kuin muut vuonna 1802 Englantilainen lääkäri ja kemisti William Hyde Wollaston (1766–1828). Wollaston löysi useita teräviä tummia viivoja, jotka ylittivät Auringon spektrin ilman näkyvää järjestystä klo eri paikkoja. Tiedemies ei pitänyt näille linjoille suurta merkitystä. Hän uskoi, että niiden ulkonäkö johtuu joko prisman ominaisuuksista tai valonlähteen ominaisuuksista tai muista toissijaisista syistä. Itse viivat kiinnostavat häntä vain siksi, että ne erottivat spektrin värilliset nauhat toisistaan. Myöhemmin näitä tummia linjoja kutsuttiin Fraunhofer-linjoiksi, mikä säilytti heidän todellisen tutkijansa nimen.

Joseph Fraunhofer (1787-1826) meni 11-vuotiaana vanhempiensa kuoleman jälkeen opiskelemaan hiomamestarin luo. Töiden takia kouluun jäi vähän aikaa. 14-vuotiaaksi asti Joseph ei osannut lukea eikä kirjoittaa. Mutta onnea ei ollut, mutta epäonni auttoi. Eräänä päivänä omistajan talo romahti. Kun Joosef poistettiin raunioista, kruununprinssi ajoi ohi. Hän sääli nuorta miestä ja ojensi hänelle huomattavan summan rahaa. Nuorella miehellä oli tarpeeksi rahaa ostaa itselleen hiomakone ja aloittaa opinnot.

Fraunhofer Benediktbeirenin provinssissa oppi hiomaan optisia laseja.

Esipuheessaan Fraunhoferin kootuille teoksille E. Lommel tiivisti panoksensa käytännön optiikkaan seuraavasti. "Ottamalla käyttöön uusia ja parannettuja linssien pyörittämiseen ja kiillottamiseen tarkoitettuja menetelmiään, mekanismejaan ja mittalaitteitaan... hän pystyi saamaan riittävän suuria näytteitä piikivilasista ja kruunulasista ilman suonitusta. Erityisesti hyvin tärkeä hänellä oli löytämänsä menetelmä tarkka määritelmä linssien muodot, jotka muuttivat täysin käytännöllisen optiikan kehityssuunnan ja toivat akromaattisen kaukoputken sellaiseen täydellisyyteen, josta ei ennen voinut edes uneksia.

Tarkkoja mittauksia varten valon hajoamisesta prismoissa Fraunhofer käytti valonlähteenä kynttilää tai lamppua. Samaan aikaan hän löysi spektristä kirkkaan keltaisen viivan, joka tunnetaan nykyään natriumin keltaisena viivana. Pian todettiin, että tämä viiva on aina samassa paikassa spektrissä, joten on erittäin kätevää käyttää sitä tarkkoihin taitekertoimien mittauksiin. Sen jälkeen Fraunhofer sanoo ensimmäisessä työssään vuonna 1815: "... Päätin selvittää, olisiko mahdollista nähdä niin valoisa viiva auringon spektrissä. Ja kaukoputken avulla en löytänyt yhtä viivaa, vaan erittäin suuri määrä pystysuorat viivat, terävät ja himmeät, jotka kuitenkin osoittautuivat tummemmiksi kuin muu spektri, ja osa niistä vaikutti lähes kokonaan mustilta.

Yhteensä hän laski niitä siellä 574. Fraunhofer antoi nimet ja osoitti niiden tarkan sijainnin spektrissä. Todettiin, että tummien viivojen sijainti oli tiukasti ennallaan; erityisesti spektrin keltaisessa osassa esiintyi aina samassa paikassa terävä kaksoisviiva. Fraunhofer kutsui sitä linjaksi O. Tiedemies havaitsi myös, että alkoholilampun liekin spektrissä samassa paikassa kuin Auringon spektrin tumma viiva O on aina kirkas kaksoiskeltainen viiva. Tämän löydön merkitys tuli selväksi vasta monta vuotta myöhemmin.

Jatkaessaan tutkimuksiaan Auringon spektrin tummista viivoista, Fraunhofer tajusi pääasia: niiden syy ei ole optisessa illuusiossa, vaan auringonvalon luonteessa. Lisähavaintojen seurauksena hän löysi samanlaisia ​​viivoja Venuksen ja Siriuksen spektristä.

Yksi Fraunhoferin löytö, kuten myöhemmin kävi ilmi, osoittautui erityisen tärkeäksi. Se on noin kaksois-D-linjan havainnoissa. Vuonna 1814, kun tiedemies julkaisi tutkimuksensa, tämä havainto erityistä huomiota ei maksanut. Kuitenkin 43 vuotta myöhemmin William Swan (1828–1914) havaitsi, että kaksinkertainen keltainen O-viiva alkoholilampun liekin spektrissä ilmestyy natriummetallin läsnäollessa. Valitettavasti, kuten monet ennen häntä, Swan ei ymmärtänyt tämän tosiasian merkitystä. Hän ei koskaan sanonut ratkaisevia sanoja: "Tämä linja kuuluu natriummetalliin."

Vuonna 1859 kaksi tiedemiestä tulivat tähän yksinkertaiseen ja tärkeään ajatukseen: Gustav Robert Kirchhoff (1824–1887) ja Robert Wilhelm Bunsen (1811–1899). Heidelbergin yliopiston laboratoriossa he perustivat seuraavan kokeen. Ennen heitä joko vain auringonsäde kulki prisman läpi tai vain valo henkilampusta. Tiedemiehet päättivät ohittaa ne samaan aikaan. Tämän seurauksena he löysivät ilmiön, jonka L.I. Ponomarev: "Jos vain Auringon säde putosi prismaan, niin spektroskoopin asteikolla he näkivät Auringon spektrin tummalla viivalla O sen tavallisessa paikassa. Tumma viiva pysyi edelleen paikallaan, vaikka tutkijat asettivat polttavan hengen. lamppu säteen tielle. Mutta kun he asettivat näytön auringonsäteen tielle ja valaisivat prisman vain alkoholilampun valolla, niin tumman viivan tilalle ilmestyi selvästi O kirkkaan keltainen rivi O natrium. Kirchhoff ja Bunsen poistivat näytön - rivi O muuttui taas tummaksi.

Sitten he korvasivat auringonsäteen kuuman kehon valolla - tulos oli aina sama: kirkkaan keltaisen viivan tilalle ilmestyi tumma. Eli henkilampun liekki absorboi aina säteet, joita se itse säteili.

Ymmärtääksemme, miksi tämä tapahtuma innosti kaksi professoria, seuraakaamme heidän päättelyään. Kirkkaankeltainen O-viiva alkoholilampun liekin spektrissä ilmestyy natriumin läsnäollessa. Auringon spektrissä samassa paikassa sijaitsee tuntemattoman luonnon tumma viiva.

Mistä tahansa kuumasta kappaleesta tuleva säteen spektri on jatkuva, eikä siinä ole tummia viivoja. Jos tällainen säde kuitenkin johdetaan alkoholilampun liekin läpi, sen spektri ei eroa Auringon spektristä - siinä on myös tumma viiva samassa paikassa. Mutta tiedämme jo melkein tämän tumman viivan luonteen, joka tapauksessa voimme arvata, että se kuuluu natriumiin.

Siksi havaintoolosuhteista riippuen natrium O -viiva voi olla joko kirkkaan keltainen tai tumma keltaisella pohjalla. Mutta molemmissa tapauksissa tämän viivan läsnäolo (ei väliä kumpi - keltainen vai tumma!) tarkoittaa, että henkilampun liekissä on natriumia.

Ja koska tällainen viiva alkoholilampun liekin spektrissä läpäisevässä valossa osuu yhteen Auringon spektrin tumman viivan O kanssa, se tarkoittaa, että Auringossa on natriumia. Lisäksi se sijaitsee kaasumaisessa ulkopilvessä, jota sisäpuolelta valaisee Auringon kuuma ydin.

Kaksisivuinen lyhyt muistiinpano, jonka Kirchhoff kirjoitti vuonna 1859, sisälsi neljä löytöä kerralla:

Jokaisella elementillä on oma viivaspektri, mikä tarkoittaa tiukasti määriteltyä juovajoukkoa;

Samanlaisia ​​linjoja voidaan käyttää aineiden koostumuksen analysointiin paitsi maan päällä myös tähdissä;

Aurinko koostuu kuumasta ytimestä ja suhteellisen kylmästä kuumien kaasujen ilmakehästä;

Aurinko sisältää alkuaineen natriumia.

Kolme ensimmäistä väitettä vahvistettiin pian, erityisesti hypoteesi Auringon rakenteesta. Ranskan tiedeakatemian retkikunta vuonna 1868 tähtitieteilijä Jansenin johdolla vieraili Intiassa. Hän havaitsi, että täydellisen auringonpimennyksen aikana, sillä hetkellä, kun Kuun varjo peittää sen kuuman ytimen ja vain korona paistaa, kaikki Auringon spektrin tummat viivat välkkyvät kirkkaalla valolla.

Kirghof ja Bunsen eivät vain vahvistaneet loistavasti toista sijaa, vaan käyttivät sitä myös kahden uuden alkuaineen löytämiseen: rubidiumin ja cesiumin.

Näin syntyi spektrianalyysi, jonka avulla on nyt mahdollista selvittää kaukaisten galaksien kemiallinen koostumus, mitata tähtien lämpötilaa ja pyörimisnopeutta ja paljon muuta.

Myöhemmin sähköjännitettä käytettiin useimmiten elementtien saattamiseksi virittyneeseen tilaan. Jännitteen vaikutuksesta elementit lähettävät valoa, jolle on ominaista tietyt aallonpituudet, eli niillä on tietty väri. Tämä valo jaetaan spektrilaitteeseen (spektroskooppi), jonka pääosa on lasi- tai kvartsiprisma. Tässä tapauksessa muodostetaan nauha, joka koostuu erillisistä viivoista, joista jokainen on ominaista tietylle elementille.

Aiemmin tiedettiin esimerkiksi, että mineraali kleveiitti vapauttaa kuumennettaessa typen kaltaista kaasua. Tämä kaasu spektroskoopilla tutkittuna osoittautui uudeksi, toistaiseksi tuntemattomaksi jalokaasuksi. Sähköisesti virittyessään se emittoi viivoja, jotka oli havaittu aiemmin analysoitaessa auringonsäteitä spektroskoopilla. Se oli erikoinen tapaus, kun Ramsay löysi aiemmin Auringosta löydetyn alkuaineen myös maapallolta. Hänelle annettiin nimi helium, kreikan sanasta "helios" - aurinko.

Nykyään tunnetaan kahdenlaisia ​​spektrejä: jatkuva (tai lämpö) ja viiva.

Kuten Ponomarev kirjoittaa, "lämpöspektri sisältää kaikki aallonpituudet, se säteilee kuumennettaessa kiinteät aineet eikä se riipu niiden luonteesta.

Viivaspektri koostuu joukosta yksittäisiä teräviä viivoja, esiintyy, kun kaasuja ja höyryjä kuumennetaan (kun atomien väliset vuorovaikutukset ovat pieniä), ja - mikä on erityisen tärkeää - tämä viivasarja on ainutlaatuinen mille tahansa elementille. Lisäksi alkuaineiden viivaspektrit eivät riipu näistä alkuaineista koostuvien kemiallisten yhdisteiden tyypistä. Siksi niiden syytä on etsittävä atomien ominaisuuksista.

Sen tosiasian, että alkuaineet määräytyvät yksilöllisesti ja täydellisesti viivaspektrin tyypin mukaan, huomasivat pian kaikki, mutta se tosiasia, että sama spektri luonnehtii yksittäistä atomia, ei havaittu heti, vaan vasta vuonna 1874, kiitos linjaspektrin työn. kuuluisa englantilainen astrofyysikko Norman Lockyer (1836-1920). Ja kun he ymmärsivät sen, he tulivat välittömästi väistämättömään johtopäätökseen: koska viivaspektri syntyy yhden atomin sisällä, niin atomilla täytyy olla rakenne, eli siinä on oltava osia!

Lue ja kirjoita hyödyllinen

Fysikaalisten ja matemaattisten tieteiden kandidaatti, fyysisten ja fyysisten instituutioiden osaston apulaisprofessori Vozianova A.V.
09.02.2017

Luento 1

Spektroskopian historia
2

Mikä on spektri?

Spektri (lat. Spectrum "näkemys") - jakelu
arvot fyysinen määrä(energiaa,
taajuus, massa). Graafinen esitys
sellaisia
jakelu
nimeltään
spektrikaavio tai spektri.
Jokaisella atomilla ja molekyylillä on ainutlaatuinen
rakenne,
kenelle
vastaa
Kaivos
ainutlaatuinen spektri.
3

Spektrityypit

(fysikaalisen jakautumisen luonteen mukaan
arvot)
Jatkuva (kiinteä)
Hallitsi
Raidallinen
(säteilyn ja aineen vuorovaikutuksen mukaan)
emissio (emission spektrit)
adsorptio (absorptiospektrit) ja
sirontaspektrit
4

viivaspektri

Viivaspektrit antavat kaikki kaasumaisen atomin aineet
(mutta ei molekyylin) tila. Tässä tapauksessa valoa säteilevät atomit,
jotka eivät käytännössä ole vuorovaikutuksessa keskenään. Tämä on eniten
perustavanlaatuinen, perustyyppiset spektrit. eristettyjä atomeja
tietyn kemiallisen alkuaineen säteilevät tiukasti määritellyt pituudet
aallot. Kun atomikaasun tiheys kasvaa, yksilö
spektriviivat laajenevat ja lopulta erittäin suureksi
tiheys
kaasu,
Kun
vuorovaikutusta
atomeja
tulee
Merkittäviä, nämä viivat menevät päällekkäin muodostaen
jatkuva spektri.
5

Jatkuvat (jatkuvat) spektrit

Jatkuvat (tai jatkuvat) spektrit antavat kappaleita, jotka ovat sisällä
kiinteä tai nestemäinen tila ja erittäin paineistetut kaasut. varten
jatkuvan spektrin saamiseksi sinun on lämmitettävä keho korkealle
lämpötila. Jatkuvan spektrin luonne ja sen tosiasia
olemassaolo määräytyy paitsi yksilön ominaisuuksien perusteella
säteileviä atomeja, mutta myös voimakkaasti riippuvaisia
atomien vuorovaikutus keskenään. Jatkuva spektri antaa
myös korkean lämpötilan plasma. Elektromagneettiset aallot
Plasma säteilee pääasiassa elektronien törmäyksessä ionien kanssa.
6

Raidalliset spektrit

Yksinkertaisimmille molekyyleille on tunnusomaista erilliset raidat
spektrit, jotka koostuvat enemmän tai vähemmän kapeista kaistoista, joissa on kompleksi
rivirakenne. Molekyylispektrien tarkkailemiseen
samaa kuin viivaspektrien havainnointiin, yleensä käytetään
höyryjen hehku liekissä tai kaasupurkauksen hehku. Käyttämällä
erittäin hyvä spektrilaitteisto, voidaan havaita, että jokainen
bändi on kokoelma suuri numero hyvin tungosta
järjestetyt viivat, jotka erotetaan tummilla rakoilla. Tämä
raidallinen spektri. Toisin kuin viivaspektrit, raidallinen
spektrit eivät synny atomeista, vaan molekyyleistä, jotka eivät ole sitoutuneita tai heikosti
yhteydessä toisiinsa.
7

Ensimmäinen kehitysvaihe. Isaac Newton

8
Sir Isaac Newton löysi ensin teoriansa
valoa ja kukkia vuonna 1666. Barrow'n professorin tuolin siirron jälkeen hänelle vuonna
Cambridgessä vuonna 1669, hän valitsi tämän aihekseen
julkisia luentoja tässä yliopistossa. Vuonna 1671 hän
kuvaili heijastavaa teleskooppia teoksessa "Philosophical
Transaktiot". Samalla hän oletti
julkaisee Optiikasta luennot, joissa
näitä kysymyksiä käsiteltiin kattavammin yhdessä tutkielman kanssa
sarjoista ja fluxeista. Mutta syntyneet kiistat, joista hän
kärsi paljon, pakotti hänet luopumaan tästä
aikeet. Hänellä oli sellainen pelko
kaikki, mikä näyttää riitelyltä, on jatkuvaa
ystävien vaatimus ei saanut häntä tulostamaan
hänen kirjansa "Optics" aikaisemmin kuin 1704. Mitä tulee
"Luennot", ne asetettiin silloin, kun he
lue yliopiston arkistosta. Ne otettiin heiltä
monia kopioita, jotka kulkivat kädestä käteen
kiinnostunut asiasta.

Tapahtumien historia

Isaac Newton "Optiikka"
"Optiikan luentoja" ja
"Uusi valoteoria ja
värit"
(1669-1672)
Vuonna 1704 Isaac Newton Optiikassa
julkaisi tulokset hajoamiskokeistaan
käyttämällä valkoista valoprismaa yksittäisiin komponentteihin
erilainen väritys ja taitto, eli vastaanotettu
auringon säteilyn spektrit ja selitti niiden luonteen,
osoittavat, että väri on valon oikea ominaisuus, mutta ei
ne tuodaan esille prismalla, kuten Roger Bacon väitti 1300-luvulla.
Optiikassa hän kuvaili kaikkia kolmea edelleen käytössä olevaa menetelmää.
valon hajoaminen - taittuminen, häiriö
ja diffraktio, ja sen prisma kollimaattorilla, rakolla ja
linssi oli ensimmäinen spektroskooppi.
9

10. Royal Society. Raportti "Uusi valon ja värien teoria", 6. helmikuuta 1672

"1. Valosäteet eroavat kyvystään näyttää tiettyä väriä, aivan kuten ne eroavat toisistaan
taittumisaste. Värit eivät ole, kuten yleensä ajatellaan, valon muunnelmia, joita se käy läpi
taittuminen tai heijastus luonnollisista kappaleista, mutta ovat valon alkuperäisiä, luontaisia ​​ominaisuuksia. Jonkin verran
säteet pystyvät tuottamaan punaista eikä muuta, toiset keltaista eikä muuta, toiset taas vihreää ja
ei muuta jne.
2. Sama väri viittaa aina samaan taittoasteeseen ja päinvastoin. Vähiten taittuneet säteet
pystyvät tuottamaan vain punaista väriä, ja päinvastoin, kaikilla punaisilta näyttävillä säteillä on vähiten
taittuminen. Taittuneimmat säteet näyttävät syvän violetteja ja päinvastoin syviä violetteja säteitä
taittuvat eniten, ja vastaavasti välisäteillä on keskimääräiset taittumisasteet. Tämä yhteys
värit ja taittuminen on niin tarkka ja tiukka, että säteet joko sopivat melko tarkasti molempien suhteen tai
yhtä erilaisia ​​molemmissa.
3. Koska sain selville, minkäänlaisille säteille ominaista väritystä ja taittumisastetta ei voida
ei muuttunut taittumisen, ruumiiden heijastuksen eikä minkään muun syyn vuoksi. Kun kaikenlaisia ​​säteitä
erottui täysin muunlaisista säteistä, sitten hän säilytti itsepintaisesti värinsä huolimatta äärimmäisistä yrityksistäni
muuttaa. Taitin ne prismoissa ja heijastin kappaleista, jotka tässä valossa näyttävät olevan erivärisiä, päästin ne läpi
ohuiden värillisten ilmakerrosten läpi, jotka ilmestyvät kahden toisiaan vasten puristetun lasin väliin
levyt, jotka pakottavat ne kulkemaan värillisten välineiden ja muuntyyppisten säteiden valaisemien välineiden läpi; mutta ei koskaan
En ole pystynyt tuomaan säteissä esiin erilaista väriä kuin se, joka oli heille aluksi ominaista. Kerätessä tai hajotessa
ne muuttuivat elävämmiksi tai heikommiksi, ja kun monet säteet katosivat, niistä tuli joskus täysin tummia, mutta niiden väri ei koskaan kadonnut.
muuttunut.
4. Värimuutoksia saattaa ilmetä, kun erityyppisiä säteitä sekoittuu. SISÄÄN
tällaisissa seoksissa on mahdotonta erottaa yksittäisiä komponentteja; ne, vaikuttavat toisiinsa, muodostavat keskimääräisen värin. Jos erotat
taittuminen tai jollain muulla tavalla sellaisiin seoksiin piilotettuja säteitä, niin värit ilmestyvät,
muut seokset kuin väriaineet; nämä värit eivät kuitenkaan ilmaantuneet uudelleen, vaan ne tulivat näkyviksi vasta erotuksen kautta.
Tietysti, aivan kuten seoksen hajoamisen avulla ja yksinkertaisten värien yhdistelmällä, voidaan kutsua
värimuutokset: niitä ei myöskään voida pitää todellisina muunnoksina.
5. Siksi meidän on erotettava kahdenlaisia ​​kukkia: yksi on ensisijainen ja yksinkertainen, toinen koostuu niistä.
Alkuperäiset tai päävärit ovat punainen, keltainen, vihreä, sininen ja violetti, violetti sekä oranssi,
indigo ja loputon valikoima sävyjä niiden välissä.
10

11. Royal Society. Raportti "Uusi valon ja värien teoria", 6. helmikuuta 1672

6. Värit, jotka ovat ulkonäöltään täsmälleen samanlaisia ​​kuin yksinkertaiset, saadaan sekoittamalla: keltaisen ja sinisen seokselle saadaan
vihreä, punainen ja keltainen - oranssi, oranssi ja kellertävän vihreä - keltainen. Vain ne värit
jotka ovat kaukana toisistaan ​​spektrissä, eivät anna välivärejä:
oranssi ja indigo eivät tuota välivihreitä, syvät punaiset ja vihreät eivät tuota keltaista.
7. Hämmästyttävin ja upein väriyhdistelmä on valkoinen. Sellaisia ​​säteitä ei ole olemassa
yksinään voi aiheuttaa valkoisen: se on aina monimutkainen, ja kaikki edellä mainitut vaaditaan sen saamiseksi.
värit oikeissa mittasuhteissa. Usein katselin hämmästyneenä, kuinka kaikki prismaattiset värit lähentyvät ja
sekoittaen samalla tavalla kuin prismaan putoavassa valossa, ne antoivat jälleen täysin puhtaan ja valkoisen valon,
joka erosi selvästi suorasta auringonvalosta vain silloin, kun käytetyt lasit eivät
olivat täysin kirkkaita ja värittömiä.
8. Tästä syystä valo on yleensä valkoista; sillä valo on sekalainen sekoitus kaikenlaisia ​​säteitä
ja sieltä heitetty kukkia erilaisia ​​osia hehkuvat ruumiit. Tällainen monimutkainen seos näyttää valkoiselta, kun
ainesosat ovat oikeassa suhteessa; jos kuitenkin yksi väri on etu, niin valo
kallistuu vastaavaa väriä kohti, kuten esimerkiksi rikin sinisessä liekissä, kynttilän keltaisessa liekissä ja
erivärisiä kiinteitä tähtiä.
9. Tästä käy ilmi, kuinka värit syntyvät prismassa.
10. Tästä on myös selvää, miksi sateenkaaren värit ilmestyvät putoaviin sadepisaroihin.
12. Tästä on selvä syy siihen hämmästyttävään kokemukseen, jonka Mr. Hooke raportoi "Mikrografiassaan". Jos
laita peräkkäin kaksi läpinäkyvää astiaa, joissa on kaksi läpinäkyvää nestettä, sininen ja punainen, ja sitten yhteen
ne näyttävät täysin läpinäkymättömiltä. Yksi alus läpäisee vain punaisia, toinen vain sinisiä säteitä,
siksi säteet eivät voi kulkea molempien läpi yhdessä.
13. Voisin lisätä monia muitakin tällaisia ​​esimerkkejä, mutta päätän siihen yleiseen johtopäätökseen, että luonnonkappaleiden värit
johtuvat vain kappaleiden erilaisesta kyvystä heijastaa tietyntyyppistä valoa eri määrässä kuin
muu. Ja tämän todistin valamalla yksinkertaisia ​​värejä vartaloille pimeässä huoneessa.
Kaiken tämän jälkeen ei voi enää kiistellä siitä, ovatko värit olemassa pimeässä ja ovatko ne ominaisuuksia
ruumiita, jotka näemme, tai kenties valo on ruumis.
... Olemme nähneet, että värien syy ei ole kehossa, vaan valossa, joten meillä on vahva syy uskoa
valo on substanssi... Ei ole kuitenkaan niin helppoa määrittää varmasti ja täydellisesti, mitä valo on, miksi se
taittuu ja millä tavalla tai toiminnalla se herättää sielussamme värien esityksen; en halua olla täällä
sekoittaa spekulointia varmuuteen.
11

12. Diskreettien emissio- ja absorptiospektrien löytäminen

Wollaston havaitsi ensin
tummat viivat auringossa
spektri. Hän piti niitä sellaisina
"kukkareunukset"
William Hyde Wollaston (1766-1828)
- Englantilainen tiedemies, joka löysi ensin palladiumin (1803) ja rodiumin (1804).
(1803) puhdasta platinaa. Löysi (1801) ultraviolettisäteilyn,
suunnitteli refraktometrin (1802) ja goniometrin (1809). Hänen työnsä on omistautunut
epäorgaaninen kemia sekä fysiikka, tähtitiede, kasvitiede ja lääketiede.
Wollaston ehdotti alkuperäistä jauhemetallurgiatekniikkaa, joka odotti
nykyaikaisia ​​tapoja teollisuustuotanto platina, molybdeeni,
volframi ja muut metallit.
12

13. Diskreettien spektrien löytäminen. Fraunhofer

Vuonna 1814 Fraunhofer löysi monia satoja
tummat viivat aurinkospektrissä - viivat
absorptio (Fraunhofer-linjat). Suurin osa
intensiiviset rivit hän nimesi latinaksi
kirjaimet. Niiden aallonpituudet on mitattu
Fraunhofer. Löytyi myös valoa
viivat - emissioviivat - liekkien spektrissä ja
kipinöitä
13

14. Toinen vaihe. Kirchhoffin laki.

Gustav Robert Kirchhoff (12.3.1824-17.10.1887)
Kirchhoffin tieteellinen toiminta kattoi monia
osiot
fysiikka.
Hänen
tehdä työtä
omistautunut
sähkö, mekaniikka, optiikka, matematiikka
fysiikka, kimmoteoria, hydrodynamiikka. Suurin osa
Tunnettuja ovat - yleinen teoria nykyisestä liikkeestä
johtimissa ja yksi lämmön peruslakeista
säteilyä.
Robert Wilhelm Bunsen (1811-1899)
Vuonna 1854 hän keksi polttimen, joka antoi puhdasta ja
väritön liekki. Siksi, kun siihen lisättiin mitä tahansa ainetta, värin muutos oli selvästi näkyvissä.
kipinä. Esimerkiksi strontiumin jyvien käyttöönotto
suola antoi kirkkaan tummanpunaisen tulen. kalsium -
tiilenpunainen; barium - vihreä; natrium - kirkkaan keltainen.
14

15. Kirchhoffin ja Bunsenin kokeet

Kirchhoff-Bunsen-spektroskooppi, Annalen der Physik und der
Chemie (Poggendorff), voi. 110 (1860).
15
Optisen menetelmän löytäminen kappaleiden kemiallisen koostumuksen tutkimiseksi ja
heidän fyysinen kuntonsa auttoi tunnistamaan uusia
kemialliset alkuaineet (indium (In), cesium (Cs), rubidium (Rb), helium
(He), tallium (Tl) ja gallium (Ga)), astrofysiikan syntyminen.
Kirchhoff osoitti sen spektrianalyysi Voi
määrittää taivaankappaleiden kemiallisen koostumuksen ja selitti pimeyden
vyöhykkeet Auringon spektrissä (Fraunhoferin viivat).
lämpösäteilyn peruslaki, esitteli absoluuttisen käsitteen
musta runko.

16. Säännöllisyydet viivojen järjestelyssä atomispektreissä

1885 Ballmer osoitti, että aallonpituudet 13 spektriviivaa
vetysarja, voidaan esittää suurella tarkkuudella
kaava
Rydberg määritti tärkeimpien spektriviivojen kaavat
alkalimetallit, esittäen aaltoluvut kahden välisenä erona
spektritermit (energiat otettu päinvastaisella merkillä)
Kaiserin, Rungen ja Paschenin spektrisarjan kaavat
Vuonna 1908 Ritz muotoili yhdistelmäperiaatteen
Delandre löysi kaavoja, jotka määrittävät vyöhykkeiden sijainnin
molekyylispektrit ja niiden viivojen järjestys
bändit hajoavat riittävän hajoamalla
16

17. Saavutukset liittyvillä aloilla

1860-1865 - radioaaltojen löytäminen (sähkömagneettinen säteily
pitkä aallonpituus)
Mendelejev löysi jaksollisten elementtien lain 1869
Röntgen- ja gammasäteiden (pienten aallonpituuksien) löytäminen
1896 Becquerel löysi radioaktiivisuusilmiön
Sähkömagneettisten aaltojen dispersio aineessa, teoria
normaali ja epänormaali dispersio (Rozhdestvensky,
epänormaalit hajontatutkimukset)
Lorentz selitti spektriviivojen halkeamisen ilmiön
magneettikenttä (yksinkertaisimmassa tapauksessa kolmeen komponenttiin)
1900 Planck esitti ensin hypoteesin säteilykvanteista
1905 Einstein esitteli kvanttien käsitteen hiukkasina
valo (fotonit)
1911 Rutherfordin malli atomista, joka koostuu ytimestä ja elektroneista
17

18. Rutherfordin mukainen atomin malli

1. atomin keskustassa - positiivisesti varautunut ydin:
ydinvaraus q = Z e, missä Z-sekvenssinumero elementti sisään
jaksollinen järjestelmä,
e =1,6 10-19 C - alkuvaraus;
ytimen koko 10-13 cm;
ytimen massa on itse asiassa yhtä suuri kuin atomin massa.
2. elektronit liikkuvat ytimen ympäri ympyrämäisesti ja
elliptiset kiertoradat kuten planeetat auringon ympäri:
Coulombin voima pitää elektroneja kiertoradalla
vetovoima ytimeen, luoden sentripetaalin
kiihtyvyys.
elektronien lukumäärä atomissa on Z (sarjanumero
elementti)
elektronit liikkuvat suurella nopeudella
muodostavat atomin elektronikuoren.
18
Klassisen sähködynamiikan lakien mukaan kiihtyvän varauksen täytyy säteillä
sähkömagneettisia aaltoja, kun taas atomin energia vähenee. Lyhyessä ajassa (noin 10-8 s)
kaikkien Rutherfordin atomin elektronien täytyy tuhlata kaikki energiansa ja pudota ytimeen, ja
atomi lakkaa olemasta!

19. Bohrin postulaatit. Kvantisointisääntö

1913 Bohr ehdotti mikromaailmaa kuvaavia suureita
on kvantisoitava (ota diskreetit arvot)
Bohrin kolme postulaattia "pelastavat" Rutherfordin atomin
Mikromaailman lait ovat kvanttilakeja! Nämä lait 1900-luvun alussa
tiede ei ole vielä vahvistanut. Bohr muotoili ne kolmeksi
postulaatteja. täydentää (ja "pelastaa") Rutherfordin atomia.
Ensimmäinen postulaatti:
Atomilla on useita stationaarisia tiloja, jotka vastaavat
tietyt energiaarvot: E1, E2...En. Sairaalassa ollessaan
tilassa atomi ei säteile energiaa elektronien liikkeestä huolimatta.
Toinen postulaatti:
Atomin kiinteässä tilassa elektronit liikkuvat paikallaan
kiertoradat, joille kvanttirelaatio pätee:
MP n
h
2
missä M p - liikemäärä, n=1,2,3..., h-Planckin vakio.
Kolmas postulaatti:
Atomin energian emissio tai absorptio tapahtuu sen ohittaessa
kiinteästä tilasta toiseen. Tämä lähettää tai
osa energiasta (kvantti) imeytyy, yhtä suuri kuin erotus energiat
liikkumattomat tilat, joiden välillä tapahtuu siirtymä:
hvkn Ek En
19

20. Atomien siirtymäkaaviot

pääasemasta
tilasta innostuneeksi
20
pois innostuneesta
vakaassa tilassa
perus

21. Optisten ja radioteknisten menetelmien vertailu ilmiöiden kuvaamiseen

Radiotekniikka
21
Optiikka
Aaltojen nimi
radioaallot
Kuvaus
tarttuminen
Klassinen
siirtää
Kvanttisiirtymä
Mittaus
jännitystä
sähköinen
kentät
Intensiteetti
Työkalut
piiri, antenni,
aaltoputki
linssi, peili,
valonohjain
Lähentäminen
yhtenäinen kenttä
Homogeeninen ympäristö

22. Spektrianalyysi tänään

THz (submm) -aaltojen tiede ja teknologia alkoivat kehittyä aktiivisesti 60-luvulta lähtien
XX vuosisadan 70-luku, jolloin ensimmäiset lähteet ja
tällaisen säteilyn vastaanottimet
Iso
THz-tutkimus on tärkeää
spektroskopia erilaisia ​​aineita, jonka avulla he voivat löytää
uusia sovelluksia.
THz-alue sisältää tasojen välisten siirtymien taajuudet
jonkin verran epäorgaaniset aineet(vesi, happi, CO,
esimerkiksi), pitkäaaltoiset ioni- ja värähtelyt
pitkien molekyylien taivutusvärähtelyjen molekyylikiteet, sisään
mukaan lukien polymeerit ja biopolymeerit. Siksi erityisen kiinnostava
esittelee tutkimuksen THz-säteilyn vaikutuksista elämään
eliö ja biologiset esineet.
22

23. Terahertsin säteily

Taajuusalue: 0,1 - 10 THz
Aallonpituusalue: 3 mm - 30 µm
tera ( venäläinen nimitys: T; kansainvälinen: T) - yksi etuliitteistä, joita käytetään
Kansainvälinen yksikköjärjestelmä (SI) nimien ja symbolien muodostamiseen
desimaalikertoja. Yksikkö, jonka nimen muodostaa
liittämällä etuliite tera alkuperäisen yksikön nimeen, käy ilmi
tulos kertomalla alkuperäinen yksikkö luvulla 1012, ts. yksi triljoona.
SI:n etuliitteeksi hyväksyttiin XI paino- ja mittakonferenssi vuonna 1960.
vuosi. Nimi tulee kreikan sanasta τέρας, joka tarkoittaa hirviötä
23 on yksiköitä, joilla on määritetty etuliite "hirvittävän monta".

24.

THz-säteilyn merkitys:
Molekyylien ja atomien spektrit
24
THz-alueen taajuudet ovat:
epäorgaanisten aineiden (H2O, O2, CO) tasojen väliset siirtymät;
biopolymeerien rotaatiot ja värähtelyviritykset (proteiinimolekyylit, DNA);
ioni- ja molekyylikiteiden hilan pitkäaaltovärähtelyt;
eristeiden ja puolijohteiden epäpuhtaudet.

25.

THz-säteilyn merkitys: Edut
Terahertsisäteily on ionisoimatonta, toisin kuin
lääketieteellisessä diagnostiikassa käytettävä röntgensäteily. SISÄÄN
Samaan aikaan erilaisilla biologisilla kudoksilla on merkittävästi
erilainen absorptio tällä alueella, mikä mahdollistaa
kuvan kontrasti.
Verrattuna näkyvään ja IR-säteilyyn, terahertsisäteily
on pitkäaaltoinen, mikä tarkoittaa, että se on vähemmän herkkä
dispersio. Tämän seurauksena monet kuivuvat tällä alueella
dielektriset materiaalit, kuten kankaat, puu, paperi,
muovit. Siksi terahertsisäteilyä voidaan käyttää
materiaalien rikkomaton testaus, lentokenttien skannaus jne.
Terahertsialueella on pyörimis- ja kiertoresonansseja
monien molekyylien värähtelysiirtymiä. Tämä mahdollistaa suorittamisen
molekyylien tunnistaminen niiden spektraalisten "sormenjälkien" perusteella. SISÄÄN
yhdistettynä kuvantamiseen (kuvaukseen) terahertseinä
alueella, tämän avulla voit määrittää muodon lisäksi myös koostumuksen
tutkittava kohde.
Terahertsisäteily voidaan havaita ajoissa
alueet, ts. sekä kentän amplitudi että vaihe voidaan mitata. Tämä
voit mitata suoraan tutkittavan kohteen aiheuttamaa muutosta
vaiheissa, mikä tarkoittaa, että sen avulla voit tutkia nopeita prosesseja ja tasaisia
hallita niitä.

26. THz-säteilyn käyttö

Kvanttipisteet:
Turvajärjestelmät:
viritys CT
yhtenäinen CT-ohjaus
matkustajien skannaus,
matkatavarat räjähteitä varten
aineita, aseita, huumeita
nopea viestintä
THz
säteilyä
Ympäristön seuranta
Lääketieteellinen
diagnostiikka:
syövän havaitsemiseksi
hammaslääkärin tarkastukseen
Laadunvalvonta
lääkkeet

27.

Ympyräkaavio nykyaikaisista THz-tutkimuksen alueista
27
Xi-Cheng Zhang, Jingju Shu "Terahertz Photonics", 2016

28. SA:n hakemukset

Orgaanisten ja epäorgaanisten aineiden tutkimus
28
yhdisteet (kemialliset, kemiallis-farmaseuttiset
ja öljynjalostusteollisuus)
Polymeerituotanto (erittäin korkea pitoisuus
epäpuhtaudet)
Atomien ja molekyylien tutkimus (energioiden ja
tilojen kvanttiluvut)
Fysikaaliset ominaisuudet (paine, lämpötila,
liikenopeus, magneettinen induktio) kaasu
pilvet ja tähdet - astrofysiikka
Kriminalistiikka
Lääketiede (diagnostiikka, veren spektrianalyysi,
tutkimus mineraalikoostumus vartalot - hiukset)
Geologia (eri kohteiden arviointi)

29. Mitä aineiden ominaisuuksia voidaan saada spektrianalyysillä?

Tutkittavan kohteen kemiallinen koostumus
Tarkasteltavan kohteen isotooppinen koostumus
Aineen lämpötila
Erittäin tarkka epäpuhtauksien pitoisuus
monomeerit
Saatavuus magneettikenttä ja sen intensiteetti
Liikenopeus jne.
Spektrianalyysi mahdollistaa sen
tunnistaa aineen ainesosat
jonka massa ei ole suurempi kuin 10-10

Spektroskooppi on optinen laite säteilyspektrin saamiseen, tarkkailuun ja analysointiin.

Yksinkertaisinta spektroskooppia voidaan pitää Newtonin prismana, jolla hän löysi näkyvän valon spektrin, joka onjatkuva seitsemän hengen kaista eri värejä, järjestetty järjestyksessä: punainen, oranssi, keltainen, vihreä, sininen, indigo, violetti. Mutta laitteellasi Newton totesi vain, että näkyvä valkoinen valo koostuu eri väreistä, mutta ei voinut tutkia väriaaltojen parametreja.

Kuinka spektroskooppi toimii

Spekroskoopin ensimmäistä luojaa pidetään Saksalainen fyysikko Joseph Fraunhofer. Hänen luomansa spektroskooppinen järjestely oli rako sulkimessa, jonka läpi auringonvalo putosi prismaan. Värispektriä ei projisoitu näytölle, vaan se putosi prisman taakse asennetun tähtäimen linssiin. Niinpä tiedemies havaitsi sen subjektiivisesti.

Myöhemmin yksinkertaisin spektroskooppi rakennettiin tämän periaatteen mukaan, joka koostui 2 putkea ja niiden väliin kolmiomainen lasiprisma. Ensimmäinen putki kutsuttiin Vastaanottaja ollimaattori . Sen toisessa päässä oli kapea rako, jonka läpi valo pääsi sisään. Sen toisessa päässä oli kaksoiskupera linssi. Kulkiessaan linssin läpi valo lähtee siitä yhdensuuntaisina säteinä ja suuntautuu prismaan. Sitten prisman avulla spektriksi hajotettuna se putosi toiseen putkeen, joka oli tavallinen kaukoputki.

Myöhemmin Fraunhofer ei käyttänyt spektrien tutkimiseen prismoja, vaan ohuimmista, lähekkäin sijaitsevista metallilangoista valmistettuja diffraktiohilaa. Ohut valonsäde pimeässä huoneessa, joka kulki tällaisen hilan läpi, hajosi spektriksi.

Spektrianalyysi

Joseph Fraunhofer

Fraunhoferin tutkimuksen kohteena oli auringonvalo. Vuonna 1814 tiedemies löysi selkeät tummat viivat jatkuvasta auringon spektristä. Hän näki samat viivat Venuksen ja Siriuksen spektrissä sekä keinotekoisia valonlähteitä.

Minun on sanottava, että jopa 12 vuotta sittenV Vuonna 1802 englantilainen tiedemies löysi samat viivat auringon spektristäWilliam Hyde Wollaston (Wollaston)auringonvalon tutkiminen camera obscuralla. Hän ajatteli, että nämä olivat spektrin värit erottavia viivoja, eikä siksi yrittänyt löytää selitystä niiden esiintymiselle.

Kuten Wollaston, Fraunhofer ei myöskään pystynyt selittämään tummien viivojen luonnetta. Mutta näitä linjoja alettiin kutsua Fraunhoferin linjat ja itse spektri Fraunhofer-spektri .

Vuonna 1854 saksalainen kokeellinen kemistiRobert Wilhelm Bunsen keksi polttimen, joka pystyy tuottamaan erittäin puhtaan valkoisen liekin. Mikä tällaisen polttimen tarkoitus oli? Osoittautuu, että eri kemiallisten alkuaineiden atomit lähettävät valoa eri aallonpituuksilla. Ja jos ainetta kuumennetaan niin puhtaassa liekissä, niin liekki värjäytyy eri värejä. Esimerkiksi natrium antaa kirkkaan keltaisen liekin, kalium - violetti, barium - vihreä. Tämä kokemus on ns liekin väritesti. Aineen kemiallinen koostumus määritettiin noina aikoina liekin värin perusteella. Mutta jos liekkiin tuotiin monimutkainen aine, joka koostuu useista elementeistä, sen värin määrittäminen oli melko vaikeaa.

Robert Wilhelm Bunsen

Vuonna 1859 Bunsenin kollega, yksi suurimmista fyysikoista XIX luvulla Gustav Robert Kirchhoff ehdotti, ettei metallisuolojen höyryillä värjätyn liekin värin tutkimista, vaan sen spektriä. Sanotaan, että Bunsen ja Kirchhoff tekivät ensimmäisen spektroskooppinsa sahaamalla kaukoputken kahtia ja sijoittamalla puolikkaat lasiprisman sisältävään sikarilaatikkoon tehtyihin reikiin. Oliko se todella niin, on vaikea sanoa, mutta spektroskoopin avulla he pystyivät jatkamaan kokeita kemiallisten alkuaineiden spektrin määrittämiseksi, mikä mahdollisti esiintymisen syyn määrittämisen.Fraunhoferin linjat .

Gustav Robert Kirchhoff

Tutkijat alkoivat lämmittää kemiallisten alkuaineiden näytteitä puhtaan valkoisessa liekissä ja sitten ohjasivat niistä valonsäteet prisman läpi saadakseen spektrin. Yllätyksekseen he havaitsivat, että joidenkin näiden alkuaineiden spektrin kirkkaiden valoviivojen pituus ja taajuus olivat yhtäpitäviä Auringon spektrin tummien Fraunhofer-viivojen pituuden ja taajuuden kanssa. Ja tämä oli avain näiden linjojen luonteen purkamiseen.

Asia on, että kemiallinen alkuaine absorboi saman taajuuden säteitä kuin se itse lähettää. Tämä tarkoittaa, että aurinkokorona ovat kemiallisia alkuaineita, jotka absorboivat osan auringon spektristä samalla emissiotaajuudella. Toisin sanoen spektriviivat kuvaavat niitä lähettäviä kemiallisia alkuaineita. Koska jokaisella alkuaineella on oma spektrinsä, joka eroaa muiden alkuaineiden spektristä, taivaankappaleiden spektrejä tutkimalla voidaan määrittää niiden kemiallinen koostumus.

Siitä se alkoi spektrianalyysi , joka mahdollisti tutkittavan kohteen laadullisen ja määrällisen koostumuksen etämäärityksen.

Kirchhoff-Bunsen Spektroskooppi

Myöhemmin spektroskooppiin rakennettiin asteikko aallonpituuksia osoittavilla jaoilla.

spektroskooppi kutsutaan usein pöytäkoneeksi, jolla tutkitaan manuaalisesti eri spektrien osia. Spektroskooppi, joka pystyy tallentamaan spektrin lisäanalyysiä varten erilaisia ​​menetelmiä, kutsutaan spektrometri . Jos spektroskoopin okulaari korvataan tallennuslaitteella (esimerkiksi kameralla), saamme spektrografi .

Spektrometrit pystyvät tutkimaan spektrejä laajalla aallonpituusalueella: gammasta infrapunasäteilyyn.

Tietenkin nykyaikaiset spektroskoopit eroavat esi-isänsä. Ja vaikka niillä on monia muutoksia, niiden toiminnot pysyvät samoina.

Spekroskooppien käyttö

Spektroskooppi on spektroskopian tärkein väline. Kemistit ja tähtitieteilijät eivät tule toimeen ilman spektroskooppia. Sen avulla voidaan määrittää aineen kemiallinen koostumus, pintarakenne, fyysiset parametrit objekti, tutkia avaruusobjekteja, jotka sijaitsevat kaukana meistä.

Säteilyn spektrikoostumuksen tutkimisen ärsyke oli auringon säteilyn spektrin infrapuna- ja ultraviolettiosien löytäminen.
Vuonna 1800 englantilainen tiedemies William Herschel asetti tehtäväksi selvittää auringon säteilyspektrin eri osien lämpövaikutuksen jakautumisen luonne. Oletettiin, että kaikki spektrin osat kuumenevat tasaisesti. Herschel päätti tarkistaa, oliko tämä näin, ja teki kokeen, jota näytetään edelleen kouluissa ympäri maailmaa: herkkä lämpömittari liikkuu jatkuvan spektrin kaikkien osien läpi, joka antaa Auringon tai minkä tahansa kuuman kappaleen (nyt sähkökaaren). Kokeilu antoi hämmästyttäviä tuloksia. Kävi ilmi, että lämpömittarin osoittama lämpötila ei vain noussut jatkuvasti ultraviolettisäteilystä punaiseen osaan, vaan sen maksimi saavutettiin vasta ylitettäessä spektrin punaisen osan, jossa silmä ei havainnut yhtään mitään. Näin infrapunasäteily löydettiin.
Vuonna 1802 saksalainen fyysikko Johann Ritter ryhtyi tutkimaan asiaa kemiallinen vaikutus jatkuvan spektrin eri osia. Testikappaleena hän käytti hopeakloridia, jonka mustuminen "auringonvalon vaikutuksesta havaittiin jo vuonna 1727. Ritter havaitsi, että kemiallinen vaikutus lisääntyy, toisin kuin lämpö, ​​punaisesta päästä violettiin, ja sen maksimi saavutetaan ohittaessaan spektrin violetin osan, joten ultraviolettisäteily löydettiin.
Vuonna 1802 englantilainen fyysikko Wollaston (1766 - 1828) julkaisi julkaisun, jossa kirjoittaja raportoi viivaspektrien havainnoista. Wollaston löysi tummia viivoja jatkuvasta auringonsäteilyn spektristä. From sisäosat kynttilän liekki, hän havaitsi spektrin, joka koostui yksittäisistä värillisistä viivoista.
Wollastonin löytö muistettiin vasta vuonna 1815 saksalaisen fyysikon Josef Fraunhoferin (1787 - 1826) työn yhteydessä.
Harvinaisen kokeellisen lahjakkuuden ja fyysisen intuition omaava tiedemies Fraunhofer aloitti optisena lasimyllynä ja saavutti tarkkoja optisia mittauksia. Hän keksi mekanismeja ja mittalaitteita linssien pyörittämiseen ja kiillotukseen, löysi menetelmän linssien muodon määrittämiseksi, paransi akromaattista teleskooppia, valmisti diffraktiohilat ja otti ne osaksi spektroskooppisten tutkimusten käytäntöä. Näin Fraunhofer loi perustan spektroskopialle.
Wollastonista riippumatta hän havaitsi tummien viivojen olemassaolon auringon spektristä (ne tulivat fysiikkaan Fraunhofer-viivojen nimellä) ja aloitti heidän kvantitatiivisen tutkimuksensa. Spekroskooppia ja diffraktiohilaa käyttäen hän teki ensimmäiset tarkat mittaukset spektrilinjojen aallonpituuksista ja tarkensi eri aineiden taitekertoimia.
Erityistä huomiota kiinnitettiin viivaan, joka löytyy monien emitterien spektrien keltaisesta osasta. Hän sai erikoisnimen D-line. Vuonna 1815 Fraunhofer teki löydön, jonka tärkeys havaittiin myöhemmin, että öljypolttimen liekin spektrin valon D-linjan sijainti on sama kuin aurinkospektrin tumman (Fraunhofer) viivan sijainti. Hän selvitti myös Kuusta ja planeetoista saatujen spektrien identiteetin ja niiden eron tähtien spektreihin.
Vuonna 1834 Fox Talbot (1800 - 1877) - yksi valokuvauksen keksijistä - tuli lukuisten tutkimusten jälkeen alkoholiliekin spektristä, jossa erilaisia ​​suoloja oli liuennut, seuraavaan johtopäätökseen: "Kun tietyt viivat ilmestyvät liekin spektri, ne kuvaavat liekin sisältämää metallia." Näin ollen syntyi ensimmäinen ajatus, että optinen analyysi mahdollistaa emittoivan aineen kemiallisen koostumuksen määrittämisen.
Vuonna 1835 sähkökipinän spektriä tutkiva C. Wheatstone (1802 - 1875) vahvistaa Talbotin ajatuksen: spektrin linjat riippuvat vain elektrodien laadusta ja jokaisella materiaalilla on oma spektrinsä.
Vuonna 1849 L. Foucault määritti Fraunhoferin D-linjan ja keltaisen viivan aallonpituuksien yhteensapivuuden natriumin spektrissä.
Vuonna 1853 A. Angstrom (1814-1874) osoitti, että hehkukaasun säteilyllä on sama taitekerroin kuin tämän kaasun absorboima säteily; Kaasun painetta alentamalla saadaan sen ominaisemissiospektri.
Vuonna 1857 W. Swan totesi, että kunkin aineen spektrissä voidaan osoittaa tietty tunnusmerkki, jonka sijainti ei muutu.
Faktojen kertymisen jälkeen seurasi teoreettinen analyysi, joka johti niiden yleistämiseen yhdeksi luonnonlaiksi. Tämän teki suuri saksalainen fyysikko Gustav Robert Kirchhoff (1824 - 1887).
Kirchhoff syntyi Königsbergissä. Jo opiskelija, julkaissut tieteellistä työtä jotka ovat saavuttaneet maailmanlaajuista mainetta. Hän puolusti väitöskirjaansa Berliinissä vuonna 1848. Vuodesta 1850 vuoteen 1854 hän oli ylimääräinen professori Breslaussa. Täällä hän tapasi kemisti Robert Bunsenin (1811-1899), joka vei hänet mukanaan Heidelbergiin, spektrianalyysin synnyinpaikkaan. Kun Kirchhoff valittiin Berliinin akatemian jäseneksi vuonna 1874, hän toimi elämänsä viimeisiin päiviin saakka fysiikan professorina Berliinissä.
Kirchhoff oli erinomainen teoreetikko ja kokeilija. Hän sai perustavanlaatuisia tuloksia monilla fysiikan aloilla, mutta hänen löytämänsä "spektrianalyysin periaate" tuli erityisen kuuluisaksi.
Kirchhoff näki ensimmäistä kertaa kokeellisten tosiasioiden kirjavassa valikoimassa yhden luonnonlain toiminnan. Alun loi Fraunhofer-linjojen alkuperän selvittäminen (1859).
Kirchhoff järjesti seuraavan kokeen: hän havaitsi auringon säteilyn tummaa Fraunhoferin D-linjaa spektroskopin läpi. Seuraavaksi spektroskoopin raon eteen asetettiin polttimen liekki, jossa oli ruokasuolaa. Auringonvalo läpäisee natriumhöyryn ennen kuin se tulee spektroskooppiin. Samaan aikaan tumman viivan tilalle ilmestyi kirkkaan keltainen viiva. Siten löydettiin ilmiö, joka tuli fysiikkaan nimellä spektriviivojen käänteisvaikutus.
Kirchhoff antoi seuraavan selityksen muunnosvaikutukselle. Auringon säteilyn koostumuksessa on natriumsäteilyyn kuuluva komponentti. Kulkiessaan Maan ilmakehän läpi se imeytyy ja spektriin ilmestyy keltaisen viivan - tumman viivan - tilalle notko. Kulkiessaan natriumhöyryn läpi auringon säteily rikastuu jälleen keltaisella komponentilla ja D-viiva kirkastuu.
Tästä syystä ratkaiseva askel kohti spektrianalyysin periaatetta. Kirjassa On Fraunhofer Lines (1859) Kirchhoff kirjoitti:
"Päättelen, että aurinkospektrin tummat viivat, jotka eivät johdu maan ilmakehästä, syntyvät siitä syystä, että kuumassa auringon ilmakehässä on niitä aineita, jotka liekin spektrissä antavat kirkkaita viivoja tummien viivojen tilalle. auringon spektristä. On oletettava, että spektrin kirkkaat viivat, jotka osuvat yhteen aurinkospektrin D-viivojen kanssa, johtuvat natriumin läsnäolosta liekissä; Auringon spektrin tummat D-viivat antavat siksi mahdollisuuden päätellä, että natriumia on auringon ilmakehässä. Brewster löytyy spektristä. salpetterin liekkilinjat Fraunhofer-linjojen A ja B tilalle; nämä viivat osoittavat kaliumin esiintymistä auringon ilmakehässä. Havainnostani, että punainen litiumnauha ei vastaa mitään tummaa viivaa Auringon spektrissä, seuraa todennäköisyydellä, että litiumia "ei ole auringon ilmakehässä tai sitä esiintyy suhteellisen pieniä määriä".
Kirchhoff havaitsi vastaavuuden spektrin ja säteilylähteen laadun välillä. Se avasi silmiinpistävän mahdollisuuden analysoida säteilyn lähdettä, ja oli mahdollista olla ottamatta huomioon kysymystä säteilyn mekanismista.
Kirjeessä veljelleen, kemistille, Kirchhoff sanoo: ”Opiskelen tällä hetkellä ahkerasti kemiaa. Nimittäin en aio tehdä muuta kuin kemiallista analyysiä Auringosta ja myöhemmin ehkä myös kiintotähdistä. Minulla oli onni löytää avain tämän ongelman ratkaisuun... Kehon lähettävästä valosta pitäisi olla mahdollista päätellä sen kemiallinen koostumus...
Jos nämä havainnot pitävät paikkansa, on mahdollista tutkia spektrejä, jotta voidaan löytää aineita, joita muuten saadaan vain huolellisen kemiallisen analyysin avulla.
Kirchhoffin edeltäjät avasivat oleellisesti mahdollisuuden spektrianalyysiin tietyissä tapauksissa. Kirchhoff antaa yleinen käytäntö. Hän ymmärtää selvästi sen merkityksen ja menee pidemmälle etsiessään kattavaa kokeellista perustetta. Luonnollinen oli hänen liittonsa kemisti R. Bunsenin kanssa spektrianalyysimenetelmien kehittämisessä.
Vaikka spektrin ja emittoivan aineen kemiallisen koostumuksen välisen suhteen olemassaolo tiedettiin jo aiemmin, kukaan ei ole vielä osoittanut, että tämä suhde on universaali ja antaa aina yksiselitteisen tuloksen, esimerkiksi että jos natriumia on läsnä minkä tahansa koostumuksen säteilevää ainetta, jälkimmäisen spektrin tulisi sisältää natriumviivoja riippumatta sen hehkua herättävän liekin laadusta. Tämä vaati huolellista kokeellista työtä.
Kirchhoff ja Bunsen suorittivat yhdessä laajan alkali- ja maa-alkalimetallien spektrien tutkimuskierroksen ja saattoivat jo vuoden 1860 puolivälissä tehdä johtopäätöksen: ”Metalleja sisältävien yhdisteiden monimuotoisuus kemiallisia prosesseja esiintyy erilaisissa liekeissä ja valtava lämpötila-alue - kaikella tällä ei ole mitään vaikutusta yksittäisten metallien spektriviivojen sijaintiin.
Uuden kemiallisen analyysimenetelmän fantastinen herkkyys todettiin. Laite havaitsi seoksessa merkityksettömän määrän epäpuhtauksia. Kahden uuden alkalimetallin, rubidiumin ja cesiumin, olemassaolo löydettiin.
Vuonna 1861 tekemässään työssään "Auringon spektrin tutkimus ja auringon ilmakehän analyysi", joka suoritettiin parannetulla spektroskoopilla, Kirchhoff totesi useiden kemiallisten alkuaineiden linjojen yhteensopivuuden spektrin Fraunhofer-viivojen kanssa ja pystyi puhumaan. Auringon ja tähtien kemiallisen analyysin alusta.
Metodologinen huomautus. Spektrianalyysi on tärkein menetelmä aineen koostumuksen, atomien ja molekyylien rakenteen fysikaalisessa ja kemiallisessa tutkimuksessa. On selvää, että tarina tämän löytämisestä tärkein menetelmä luonnontutkimuksen tulee olla erityisen perusteellista. Sen ei pitäisi koskea vain jotain löytöjen sarjaa. Spektrianalyysin historia tarjoaa erityisen rikkaan aineiston fysikaalisen löydön mekanismin, menetelmän olemuksen osoittamiseen, mikä johtaa tieteellinen löytö ja näin ollen dialektis-materialistisen maailmankuvan kasvatus.

Oletko koskaan miettinyt, kuinka tiedämme kaukaisten taivaankappaleiden ominaisuuksista?

Tiedät varmasti, että olemme tällaisen tiedon velkaa spektrianalyysille. Usein aliarvioimme kuitenkin tämän menetelmän panoksen itsensä ymmärtämiseen. Spektrianalyysin syntyminen on kumonnut monia vakiintuneita paradigmoja maailmamme rakenteesta ja ominaisuuksista.

Spektrianalyysin ansiosta meillä on käsitys kosmoksen laajuudesta ja loistosta. Hänen ansiosta olemme lakanneet rajoittamasta maailmankaikkeutta Linnunrataan. Spektrianalyysi paljasti meille suuren valikoiman tähtiä, kertoi niiden syntymästä, kehityksestä ja kuolemasta. Tämä menetelmä on lähes kaikkien nykyaikaisten ja jopa tulevien tähtitieteellisten löytöjen taustalla.

Opi saavuttamattomasta

Kaksi vuosisataa sitten yleisesti hyväksyttiin, että planeettojen ja tähtien kemiallinen koostumus jää ikuisesti mysteeriksi meille. Todellakin, noiden vuosien näkemyksen mukaan avaruuskohteet jäävät meille aina saavuttamattomissa. Näin ollen emme koskaan saa testinäytettä yhdestäkään tähdestä tai planeettasta, emmekä koskaan tiedä niiden koostumuksesta. Spektrianalyysin löytö kumosi täysin tämän väärinkäsityksen.

Spektrianalyysin avulla voit oppia etäyhteyden monista kaukana olevien kohteiden ominaisuuksista. Luonnollisesti ilman tällaista menetelmää nykyaikainen käytännön tähtitiede on yksinkertaisesti merkityksetöntä.

Viivat sateenkaaressa

Keksijä Wollaston huomasi tummat viivat Auringon spektrissä vuonna 1802. Löytäjä itse ei kuitenkaan erityisemmin kiinnittänyt huomiota näihin linjoihin. Fraunhofer suoritti heidän laajan tutkimuksensa ja luokittelunsa vuonna 1814. Kokeidensa aikana hän huomasi, että Auringolla, Siriuksella, Venuksella ja keinotekoisilla valonlähteillä on omat linjansa. Tämä tarkoitti, että nämä viivat riippuvat yksinomaan valonlähteestä. Maan ilmakehä tai optisen laitteen ominaisuudet eivät vaikuta niihin.

Näiden linjojen luonteen löysi vuonna 1859 saksalainen fyysikko Kirchhoff yhdessä kemisti Robert Bunsenin kanssa. He loivat yhteyden Auringon spektrin viivojen ja eri aineiden höyryjen emissiolinjojen välille. Joten he tekivät vallankumouksellisen löydön, että jokaisella kemiallisella elementillä on omat spektriviivat. Siksi minkä tahansa kohteen säteilyn avulla voidaan oppia sen koostumuksesta. Näin syntyi spektrianalyysi.

Seuraavien vuosikymmenten aikana spektrianalyysin ansiosta löydettiin monia kemiallisia alkuaineita. Näitä ovat helium, joka löydettiin ensimmäisen kerran Auringosta, mistä se sai nimensä. Siksi sitä pidettiin alun perin yksinomaan aurinkokaasuna, kunnes kolme vuosikymmentä myöhemmin se löydettiin maapallolta.

Kolme tyyppistä spektriä

Mikä selittää tämän spektrin käyttäytymisen? Vastaus on säteilyn kvanttiluonteessa. Kuten tiedät, kun atomi absorboi sähkömagneettista energiaa, sen ulompi elektroni siirtyy korkeammalle energiatasolle. Samoin säteilyn kanssa - alempaan. Jokaisella atomilla on oma eronsa energiatasoissa. Tästä syystä kunkin kemiallisen alkuaineen ainutlaatuinen absorption ja emission taajuus.

Juuri näillä taajuuksilla se säteilee ja emittoi kaasua. Samaan aikaan kiinteät ja nestemäiset kappaleet lähettävät kuumennettaessa täyden spektrin riippumatta niiden kemiallisesta koostumuksesta. Tästä syystä tuloksena oleva spektri on jaettu kolmeen tyyppiin: jatkuva, viivaspektri ja absorptiospektri. Vastaavasti kiinteät ja nestemäiset kappaleet säteilevät jatkuvaa spektriä, kaasut viivaspektriä. Absorptiospektri havaitaan, kun jatkuva säteily absorboituu kaasuun. Toisin sanoen moniväriset viivat viivaspektrin tummalla taustalla vastaavat tummia viivoja absorptiospektrin monivärisellä taustalla.

Se on absorptiospektri, jota havaitaan auringossa, kun taas kuumennetut kaasut lähettävät säteilyä, jolla on viivaspektri. Tämä selittyy sillä, että vaikka Auringon fotosfääri on kaasu, se ei ole läpinäkyvä optiselle spektrille. Samanlainen kuva havaitaan muissa tähdissä. Mielenkiintoista, koko ajan auringonpimennys Auringon spektristä tulee lineaarinen. Todellakin, tässä tapauksessa se tulee sen läpinäkyvistä ulkokerroksista.

Spektroskopian periaatteet

Optinen spektrianalyysi on teknisesti suhteellisen yksinkertaista. Hänen työnsä perustana on tutkittavan kohteen säteilyn hajottaminen ja tuloksena olevan spektrin jatkoanalyysi. Isaac Newton suoritti vuonna 1671 lasiprisman avulla ensimmäisen "virallisen" valon hajotuksen. Hän otti myös sanan "spektri" tieteelliseen käyttöön. Itse asiassa, kun Wollaston asetti valon samalla tavalla, huomasi mustia viivoja spektrissä. Spektrografit toimivat myös tällä periaatteella.

Valon hajoaminen voi tapahtua myös diffraktiohilojen avulla. Valon lisäanalyysi voidaan suorittaa useilla eri menetelmillä. Aluksi tähän käytettiin havaintoputkea, sitten kameraa. Nykyään tuloksena oleva spektri analysoidaan erittäin tarkoilla elektronisilla instrumenteilla.

Toistaiseksi olemme puhuneet optisesta spektroskopiasta. Nykyaikainen spektrianalyysi ei kuitenkaan rajoitu tälle alueelle. Monilla tieteen ja teknologian aloilla käytetään lähes kaikentyyppisten sähkömagneettisten aaltojen spektrianalyysiä - radiosta röntgensäteisiin. Luonnollisesti tällaisia ​​tutkimuksia tehdään useilla menetelmillä. Ilman erilaisia ​​spektrianalyysimenetelmiä emme tietäisi modernia fysiikkaa, kemiaa, lääketiedettä ja tietysti tähtitiedettä.

Spektrianalyysi tähtitieteessä

Kuten aiemmin todettiin, spektriviivojen tutkimus aloitettiin Auringosta. Siksi ei ole yllättävää, että spektrien tutkimus löysi heti sovelluksensa tähtitiedessä.

Tietenkin, ensimmäinen asia, mitä tähtitieteilijät tekivät, oli käyttää tätä menetelmää tähtien ja muiden avaruusobjektien koostumuksen tutkimiseen. Jokaisella tähdellä on siis oma spektriluokkansa, joka heijastaa niiden ilmakehän lämpötilaa ja koostumusta. Tuli tunnetuksi myös planeettojen ilmakehän parametrit aurinkokunta. Tähtitieteilijät ovat tulleet lähemmäksi kaasusumujen ja monien muiden taivaankappaleiden ja ilmiöiden luonteen ymmärtämistä.

Spektrianalyysin avulla voidaan kuitenkin oppia paitsi esineiden laadullisesta koostumuksesta.

Mittaa nopeus

Doppler-ilmiö tähtitieteessä Doppler-ilmiö tähtitieteessä

Doppler-ilmiön kehitti teoriassa itävaltalainen fyysikko vuonna 1840, jonka mukaan se nimettiin. Tämä vaikutus voidaan havaita kuuntelemalla ohi kulkevan junan äänitorvi. Lähestyvän junan torven korkeus eroaa huomattavasti lähtevän junan torven korkeudesta. Suunnilleen tällä tavalla Doppler-ilmiö todistettiin teoreettisesti. Vaikutus on, että havaitsijalle liikkuvan lähteen aallonpituus vääristyy. Se kasvaa lähteen siirtyessä pois ja vähenee lähestyessään. Sähkömagneettisilla aalloilla on samanlainen ominaisuus.

Lähteen siirtyessä pois, kaikki sen säteilyspektrin tummat nauhat siirtyvät punaista puolta kohti. Nuo. kaikki aallonpituudet kasvavat. Samalla tavalla, kun lähde lähestyy, ne siirtyvät violetille puolelle. Siten siitä tuli erinomainen lisä spektrianalyysiin. Nyt oli mahdollista oppia spektrin viivoista se, mikä oli aiemmin tuntunut mahdottomalta. Mittaa avaruusobjektin nopeutta, laske kaksoistähtien rataparametrit, planeettojen pyörimisnopeudet ja paljon muuta. Punasiirtymäefektillä on ollut erityinen rooli kosmologiassa.

Amerikkalaisen tiedemiehen Edwin Hubblen löytö on verrattavissa Kopernikuksen kehittämään maailman heliosentriseen järjestelmään. Tutkimalla kefeidien kirkkautta eri sumuissa hän osoitti, että monet niistä sijaitsevat paljon kauempana kuin Linnunrata. Vertaamalla saatuja etäisyyksiä galaksien spektristä Hubble löysi kuuluisan lakinsa. Hänen mukaansa galaksien etäisyys on verrannollinen niiden poistumisnopeuteen meistä. Vaikka hänen lakinsa on hieman erilainen kuin moderneja ideoita, Hubblen löytö laajensi maailmankaikkeuden mittakaavaa.

Spektrianalyysi ja moderni tähtitiede

Nykyään lähes mitään tähtitieteellistä havaintoa ei tapahdu ilman spektrianalyysiä. Sen avulla he löytävät uusia eksoplaneettoja ja laajentavat maailmankaikkeuden rajoja. Spektrometrit kuljettavat roveria ja planeettojenvälistä luotainta, avaruusteleskooppeja ja tutkimussatelliitteja. Itse asiassa ilman spektrianalyysiä ei olisi modernia tähtitiedettä. Jatkamme kurkistamista tähtien tyhjään kasvottomaan valoon, josta emme tietäisi mitään.