Keď slnečný lúč prechádza hranolom, na obrazovke za ním sa objaví spektrum. Za dvesto rokov sme si na tento jav zvykli. Ak sa nepozeráte pozorne, zdá sa, že medzi jednotlivými časťami spektra nie sú žiadne ostré hranice: červená sa plynule mení na oranžovú, oranžová na žltú atď.

Pozornejšie ako ostatní v roku 1802 zvažoval spektrum anglický lekár a chemik William Hyde Wollaston (1766–1828). Wollaston objavil niekoľko ostrých tmavých čiar, ktoré pretínali spektrum Slnka bez zjavného poradia rôzne miesta. Vedec týmto riadkom neprikladal veľký význam. Veril, že ich vzhľad je spôsobený buď charakteristikami hranola, alebo charakteristikami svetelného zdroja, alebo nejakými inými sekundárnymi príčinami. Samotné čiary ho zaujímali len preto, že od seba oddeľovali farebné pásy spektra. Neskôr sa tieto tmavé čiary nazývali Fraunhoferove čiary, čím sa zachovalo meno ich skutočného výskumníka.

Joseph Fraunhofer (1787-1826) sa ako 11-ročný po smrti rodičov odišiel učiť k brusičskému majstrovi. Kvôli práci zostávalo na školu málo času. Až do veku 14 rokov nevedel Jozef čítať ani písať. Nebolo však šťastia, ale pomohlo nešťastie. Jedného dňa sa majiteľkin dom zrútil. Keď Jozefa vytiahli z trosiek, išiel okolo korunný princ. Nad mladíkom sa zľutoval a odovzdal mu nemalú sumu peňazí. Mladý muž mal dosť peňazí na to, aby si kúpil brúsku a začal študovať.

Fraunhofer v provinčnom meste Benediktbeiren sa naučil brúsiť optické sklá.

E. Lommel vo svojom predhovore k súborným dielam Fraunhofera zhrnul svoj príspevok k praktickej optike nasledujúcim spôsobom. "Zavedením svojich nových a vylepšených metód, mechanizmov a meracích prístrojov na otáčanie a leštenie šošoviek... dokázal získať dostatočne veľké vzorky flintového a korunkového skla bez akéhokoľvek žilkovania. Najmä veľký význam mal metódu, ktorú našiel presná definícia tvary šošoviek, ktoré úplne zmenili smer vývoja praktickej optiky a doviedli achromatický ďalekohľad k takej dokonalosti, o akej sa predtým nedalo ani len snívať.

Na presné meranie rozptylu svetla v hranoloch použil Fraunhofer ako zdroj svetla sviečku alebo lampu. Zároveň objavil v spektre jasne žltú čiaru, dnes známu ako žltá čiara sodíka. Čoskoro sa zistilo, že táto čiara je vždy na rovnakom mieste v spektre, takže je veľmi vhodné ju použiť na presné merania indexov lomu. Potom hovorí Fraunhofer vo svojom prvom diele z roku 1815: "... rozhodol som sa zistiť, či je možné vidieť takú svetelnú čiaru v slnečnom spektre. A pomocou ďalekohľadu som našiel nie jednu čiaru, ale extrémne veľké množstvo zvislé čiary, ostré a slabé, ktoré sa však ukázali byť tmavšie ako zvyšok spektra a niektoré sa zdali takmer úplne čierne.

Celkovo ich tam napočítal 574. Fraunhofer uviedol mená a uviedol ich presné umiestnenie v spektre. Zistilo sa, že pozícia tmavých čiar bola striktne nezmenená, najmä ostrá dvojitá čiara sa vždy objavila na rovnakom mieste v žltej časti spektra. Fraunhofer to nazval čiara O. Vedec tiež zistil, že v spektre plameňa alkoholovej lampy na rovnakom mieste ako tmavá čiara O v spektre Slnka je vždy jasná dvojitá žltá čiara. Až o mnoho rokov neskôr sa ukázal význam tohto objavu.

Fraunhofer, ktorý pokračoval v štúdiu tmavých čiar v spektre Slnka, si uvedomil hlavnú vec: ich príčina nie je v optickej ilúzii, ale v samotnej podstate slnečného svetla. V dôsledku ďalších pozorovaní našiel podobné čiary v spektre Venuše a Síria.

Jeden objav Fraunhofera, ako sa neskôr ukázalo, sa ukázal byť obzvlášť dôležitý. Je to o o pozorovaní dvojitej D-čiary. V roku 1814, keď vedec zverejnil svoj výskum, toto pozorovanie osobitnú pozornosť nezaplatil. O 43 rokov neskôr však William Swan (1828–1914) zistil, že dvojitá žltá čiara O v spektre plameňa liehovej lampy sa objavuje v prítomnosti kovového sodíka. Bohužiaľ, ako mnohí pred ním, ani Swan si neuvedomil význam tejto skutočnosti. Nikdy nepovedal rozhodujúce slová: "Táto línia patrí kovu sodíka."

V roku 1859 prišli s touto jednoduchou a dôležitou myšlienkou dvaja vedci: Gustav Robert Kirchhoff (1824-1887) a Robert Wilhelm Bunsen (1811-1899). V laboratóriu univerzity v Heidelbergu pripravili nasledujúci experiment. Pred nimi cez hranol prechádzal buď len lúč Slnka, alebo len svetlo z duchovnej lampy. Vedci sa ich zároveň rozhodli preskočiť. V dôsledku toho objavili fenomén, ktorý L.I. Ponomarev: „Ak by na hranol dopadol iba lúč Slnka, tak na stupnici spektroskopu videli na obvyklom mieste spektrum Slnka s tmavou čiarou O. Tmavá čiara stále zostávala na mieste, aj keď výskumníci umiestnili horiaceho ducha lampa v dráhe lúča. Ale keď do dráhy slnečného lúča umiestnili clonu a hranol osvetlili len svetlom liehovej lampy, tak sa na mieste tmavej čiary O jasne objavil svetlá žltá línia O sodík. Kirchhoff a Bunsen odstránili obrazovku - riadok O opäť stmavol.

Potom nahradili slnečný lúč svetlom z horúceho telesa – výsledok bol vždy rovnaký: na mieste jasne žltej čiary sa objavil tmavý. To znamená, že plameň duchovnej lampy vždy absorboval lúče, ktoré sám vyžaroval.

Aby sme pochopili, prečo táto udalosť vzrušila dvoch profesorov, pozrime sa na ich odôvodnenie. Jasne žltá O čiara v spektre plameňa liehoviny sa objavuje v prítomnosti sodíka. V spektre Slnka sa na rovnakom mieste nachádza tmavá čiara neznámej povahy.

Spektrum lúča z akéhokoľvek horúceho telesa je spojité a nie sú v ňom žiadne tmavé čiary. Ak však takýto lúč prechádza plameňom liehovej lampy, potom sa jeho spektrum nelíši od spektra Slnka – na rovnakom mieste má aj tmavú čiaru. Povahu tejto tmavej línie už ale takmer poznáme, v každom prípade môžeme hádať, že patrí sodíku.

Preto v závislosti od podmienok pozorovania môže byť čiara sodíka O buď jasne žltá alebo tmavá na žltom pozadí. Ale v oboch prípadoch prítomnosť tejto čiary (je jedno, ktorá - žltá alebo tmavá!) znamená, že v plameni duchovnej lampy je sodík.

A keďže sa takáto čiara v spektre plameňa liehovej lampy v prechádzajúcom svetle zhoduje s tmavou čiarou O v spektre Slnka, znamená to, že na Slnku je sodík. Navyše sa nachádza v plynnom vonkajšom oblaku, ktorý je zvnútra osvetlený horúcim jadrom Slnka.

Krátka dvojstránková poznámka, ktorú napísal Kirchhoff v roku 1859, obsahovala štyri objavy naraz:

Každý prvok má svoje vlastné čiarové spektrum, čo znamená presne definovanú množinu čiar;

Podobné čiary možno použiť na analýzu zloženia látok nielen na Zemi, ale aj na hviezdach;

Slnko pozostáva z horúceho jadra a relatívne studenej atmosféry horúcich plynov;

Slnko obsahuje prvok sodík.

Prvé tri tvrdenia sa čoskoro potvrdili, najmä hypotéza o štruktúre Slnka. Expedícia Francúzskej akadémie vied v roku 1868 pod vedením astronóma Jansena navštívila Indiu. Zistila, že pri úplnom zatmení Slnka, v momente, keď je jeho horúce jadro zakryté tieňom Mesiaca a svieti len koróna, všetky tmavé čiary v spektre Slnka blikajú jasným svetlom.

Kirghof a Bunsen nielenže brilantne potvrdili druhú pozíciu, ale využili ju aj na objavenie dvoch nových prvkov: rubídia a cézia.

Tak sa zrodila spektrálna analýza, pomocou ktorej je dnes možné zistiť chemické zloženie vzdialených galaxií, merať teplotu a rýchlosť rotácie hviezd a mnoho ďalšieho.

Neskôr sa na uvedenie prvkov do vybudeného stavu najčastejšie využívalo elektrické napätie. Pod vplyvom napätia prvky vyžarujú svetlo charakterizované určitými vlnovými dĺžkami, to znamená, že majú určitú farbu. Toto svetlo sa štiepi v spektrálnom prístroji (spektroskope), ktorého hlavnou časťou je sklenený alebo kremenný hranol. V tomto prípade sa vytvorí pásik pozostávajúci zo samostatných línií, z ktorých každá je charakteristická pre určitý prvok.

Napríklad už predtým bolo známe, že minerál kleveit pri zahrievaní uvoľňuje plyn podobný dusíku. Tento plyn sa pri skúmaní spektroskopom ukázal ako nový, zatiaľ neznámy vzácny plyn. Pri elektrickom vzrušení vyžaroval čiary, ktoré boli predtým detekované pri analýze slnečných lúčov spektroskopom. Bol to zvláštny prípad, keď prvok predtým objavený na Slnku objavil Ramsay aj na Zemi. Dostal meno hélium, z gréckeho slova „helios“ – slnko.

Dnes sú známe dva typy spektier: spojité (alebo tepelné) a čiarové.

Ako píše Ponomarev, „tepelné spektrum obsahuje všetky vlnové dĺžky, vyžaruje sa pri zahrievaní pevné látky a nezávisí od ich povahy.

Čiarové spektrum pozostáva zo sady jednotlivých ostrých čiar, vyskytuje sa pri zahrievaní plynov a pár (keď sú interakcie medzi atómami malé) a - čo je obzvlášť dôležité - táto sada čiar je jedinečná pre akýkoľvek prvok. Okrem toho čiarové spektrá prvkov nezávisia od typu chemických zlúčenín zložených z týchto prvkov. Preto ich príčinu treba hľadať vo vlastnostiach atómov.

Skutočnosť, že prvky sú jednoznačne a úplne určené typom čiarového spektra, si čoskoro uvedomili všetci, ale skutočnosť, že rovnaké spektrum charakterizuje individuálny atóm, si neuvedomili hneď, ale až v roku 1874, vďaka prácam tzv. slávny anglický astrofyzik Norman Lockyer (1836-1920). A keď si to uvedomili, okamžite dospeli k nevyhnutnému záveru: keďže čiarové spektrum vzniká vo vnútri jedného atómu, potom musí mať atóm štruktúru, to znamená, že musí mať jednotlivé časti!

Čítaj a píš užitočné

Kandidátka fyzikálnych a matematických vied, docentka Katedry fyzikálnych a fyzikálnych inštitúcií Vozianova A.V.
09.02.2017

Prednáška 1

História spektroskopie
2

Čo je to spektrum?

Spectrum (lat. Spectrum "vision") - distribúcia
hodnoty fyzikálne množstvo(energia,
frekvencia, hmotnosť). Grafické znázornenie
taký
distribúcia
volal
spektrálny diagram alebo spektrum.
Každý atóm a molekula má unikát
štruktúra,
komu
zodpovedá
môj
jedinečné spektrum.
3

Typy spektier

(podľa povahy distribúcie fyzických
hodnoty)
Nepretržitý (plný)
Rozhodol
Pruhované
(podľa interakcie žiarenia s hmotou)
emisia (emisné spektrá)
adsorpcia (absorpčné spektrá) a
rozptylové spektrá
4

čiarové spektrum

Čiarové spektrá udávajú všetky látky v plynnom atóme
(ale nie molekulárnom) stave. V tomto prípade je svetlo vyžarované atómami,
ktoré spolu prakticky neinteragujú. Toto je najviac
fundamentálny, základný typ spektier. izolované atómy
daného chemického prvku emitujú presne definované dĺžky
vlny. S nárastom hustoty atómového plynu, individuálne
spektrálne čiary sa rozširujú a nakoniec sú veľmi veľké
hustota
plyn,
Kedy
interakcia
atómov
sa stáva
významné, tieto čiary sa navzájom prekrývajú, tvoria
spojité spektrum.
5

Spojité (kontinuálne) spektrá

Spojité (alebo spojité) spektrá dávajú telesá, ktoré sú v
pevné resp tekutom stave a vysoko stlačené plyny. Pre
aby ste získali spojité spektrum, musíte telo zahriať na vysokú úroveň
teplota. Povaha spojitého spektra a jeho samotná skutočnosť
existenciu neurčujú len vlastnosti jednotlivca
emitujúce atómy, ale tiež silne závisia od
vzájomné interakcie atómov. Spojité spektrum dáva
aj vysokoteplotná plazma. Elektromagnetické vlny
sú emitované plazmou hlavne pri zrážke elektrónov s iónmi.
6

Pruhované spektrum

Najjednoduchšie molekuly sa vyznačujú diskrétnymi pruhmi
spektrá pozostávajúce z viac-menej úzkych pásov s komplexom
líniová štruktúra. Pozorovať molekulové spektrá
to isté ako pri pozorovaní čiarových spektier sa zvyčajne používa
žiara pár v plameni alebo žiara výboja plynu. Používaním
veľmi dobrý spektrálny aparát, možno zistiť, že každý
kapela je zbierka Vysoké číslo veľmi preplnené
usporiadané čiary oddelené tmavými medzerami. Toto
pruhované spektrum. Na rozdiel od čiarových spektier pruhované
spektrá nevytvárajú atómy, ale molekuly, ktoré nie sú viazané alebo slabo
navzájom prepojené.
7

Prvá etapa vývoja. Isaac Newton

8
Sir Isaac Newton prvýkrát našiel svoju teóriu
svetlom a kvetmi ešte v roku 1666. Po prenesení Barrowovej profesorskej stolice na neho v r
Cambridge v roku 1669, vybral si to za svoj námet
verejné prednášky na tejto univerzite. V roku 1671 ho
opísal odrazový ďalekohľad v knihe „Filozof
Transakcie.“ Zároveň predpokladal
publikovať svoje Prednášky z optiky, v ktorých
tieto otázky boli podrobnejšie riešené spolu s pojednaním
o sériách a tokoch. Ale spory, ktoré vznikli, z ktorých on
veľmi trpel, prinútil ho to vzdať
zámery. Mal taký strach
všetko, čo vyzerá ako hádka, ktorá je konštantná
naliehanie priateľov ho nedokázalo prinútiť tlačiť
jeho kniha "Optika" skôr ako v roku 1704. Pokiaľ ide o
"Prednášky", boli položené, v čase, keď oni
prečítať v archíve univerzity. Boli od nich odobraté
veľa kópií, ktoré šli z ruky do ruky
záujem o danú problematiku.

História výskytu

Isaac Newton "Optika"
„Prednášky z optiky“ a
„Nová teória svetla a
farby"
(1669-1672)
V roku 1704 Isaac Newton vo svojej optike
zverejnil výsledky svojich pokusov s rozkladom s
pomocou hranola bieleho svetla na jednotlivé komponenty
rôzna farebnosť a lom, teda prijaté
spektrá slnečného žiarenia a vysvetlili ich povahu,
ukazuje, že farba je vlastnou vlastnosťou svetla a nie
sú zavedené hranolom, ako tvrdil Roger Bacon v trinástom storočí.
V Optike opísal všetky tri dodnes používané metódy.
rozklad svetla - lom, interferencia
a difrakcia, a jej hranol s kolimátorom, štrbinou a
šošovka bola prvým spektroskopom.
9

10. Kráľovská spoločnosť. Správa „Nová teória svetla a farieb“, 6. februára 1672

"1. Svetelné lúče sa líšia svojou schopnosťou ukázať jednu alebo druhú farbu, rovnako ako sa líšia
stupeň lomu. Farby nie sú, ako sa zvyčajne predpokladá, modifikáciami svetla, ktorým podlieha
lom alebo odraz od prírodných telies, ale sú pôvodnými, vrodenými vlastnosťami svetla. Niektorí
lúče sú schopné produkovať červenú a žiadnu inú, iné žlté a žiadne iné, iné zase zelené a
nič iné atď.
2. Rovnaká farba sa vždy vzťahuje na rovnaký stupeň lomu a naopak. Najmenej lámané lúče
sú schopné produkovať iba červenú farbu a naopak, všetky lúče, ktoré sa javia ako červené, majú najmenej
lom. Najviac lomené lúče sa javia ako sýtofialové a naopak sýtofialové lúče
sa lámu najviac, a preto majú stredné lúče priemerné stupne lomu. Toto spojenie
farby a lom je taký presný a prísny, že lúče buď celkom presne súhlasia s oboma, resp
v oboch rovnako rozdielne.
3. Keďže som mohol zistiť, druh sfarbenia a stupeň lomu, ktorý je vlastný akémukoľvek druhu lúčov, nemôže byť
nemení ani lom, ani odraz od telies, ani iná príčina. Keď akýkoľvek druh lúčov
úplne odlíšený od lúčov iného druhu, potom si tvrdohlavo zachoval svoju farbu, napriek mojej extrémnej snahe
zmeniť. Lámal som ich v hranoloch a odrážal som sa od tiel, ktoré sa v tomto svetle zdajú byť inej farby, nechal som ich prejsť
cez tenké farebné vzduchové vrstvy vznikajúce medzi dvoma sklenenými tabuľami pritlačenými na seba
platne, ktoré ich nútia prechádzať farebnými médiami a médiami osvetlenými inými typmi lúčov; ale nikdy
Nepodarilo sa mi v lúčoch vyvolať inú farbu, než aká bola pre ne spočiatku charakteristická. Pri zbere alebo rozhadzovaní
stali sa živšími alebo slabšími, a keď sa stratilo veľa lúčov, niekedy úplne stmavli, ale ich farba nikdy nezmizla.
zmenené.
4. Môže sa zdať, že zmeny farby nastanú, keď sa zmiešajú lúče rôznych druhov. IN
v takýchto zmesiach nie je možné rozlíšiť jednotlivé zložky; navzájom sa ovplyvňujúce tvoria priemernú farbu. Ak sa oddelíte
lom, alebo nejakým iným spôsobom, rôzne lúče skryté v takýchto zmesiach, potom sa objavia farby,
zmesi iné ako farbivá; tieto farby sa však znovu neobjavili, ale stali sa viditeľnými až oddelením.
Samozrejme, rovnako ako pomocou rozkladu zmesi a kombináciou jednoduchých farieb možno volať
farebné zmeny: tiež ich nemožno považovať za skutočné premeny.
5. Preto musíme rozlišovať dva druhy kvetov: jeden je primárny a jednoduchý, druhý je z nich zložený.
Pôvodné alebo primárne farby sú červená, žltá, zelená, modrá a fialová, fialová a oranžová,
indigo a nekonečná škála odtieňov medzi tým.
10

11. Kráľovská spoločnosť. Správa „Nová teória svetla a farieb“, 6. februára 1672

6. Farby úplne rovnakého vzhľadu ako jednoduché sa dajú získať zmiešaním: pre zmes žltej a modrej dáva
zelená, červená so žltou - oranžová, oranžová a žltkastá zelená - žltá. Len tie farby
ktoré sú v spektre ďaleko od seba, nedávajú medzifarby:
oranžová a indigová nevytvárajú prechodnú zelenú, sýto červená a zelená nevytvárajú žltú.
7. Najúžasnejšia a najúžasnejšia zmes farieb je biela. Neexistuje taký druh lúčov, ktoré v
samotná môže spôsobiť bielu farbu: je vždy zložitá a na jej získanie je potrebné všetko vyššie uvedené.
farby v správnom pomere. Často s prekvapením som sledoval, ako sa všetky prizmatické farby, zbiehajú a
miešaním rovnakým spôsobom ako vo svetle, ktoré dopadá na hranol, opäť poskytli úplne čisté a biele svetlo,
ktorý sa výrazne líšil od priameho slnečného žiarenia iba vtedy, keď použité okuliare nie
boli úplne číre a bezfarebné.
8. To je dôvod, prečo je svetlo zvyčajne biele; lebo svetlo je spletitá zmes lúčov všetkého druhu
a kvety vyhodené z rôzne častižiariace telá. Takáto zložitá zmes sa javí ako biela, keď
zložky sú v správnom pomere; ak má však výhodu jedna farba, potom svetlo
sa prikláňa k zodpovedajúcej farbe, ako napríklad v modrom plameni síry, žltom plameni sviečky a v
rôzne farby pevných hviezd.
9. Z toho je zrejmé, ako farby vznikajú v hranole.
10. Z toho je tiež zrejmé, prečo sa farby dúhy objavujú v padajúcich kvapkách dažďa.
12. Z toho je jasná príčina tohto úžasného zážitku, ktorý pán Hooke uvádza vo svojej „Mikrografii“. Ak
dajte jednu za druhou dve priehľadné nádoby s dvoma priehľadnými tekutinami, modrou a červenou, potom spolu
pôsobia úplne nepriehľadne. Jedna nádoba prechádza iba červenými, druhá iba modrými lúčmi,
preto žiadne lúče nemôžu prechádzať oboma súčasne.
13. Mohol by som pridať mnoho ďalších príkladov tohto druhu, ale skončím všeobecným záverom, že farby prírodných telies
pochádzajú len z rozdielnej schopnosti telies odrážať určité druhy svetla v inom množstve ako
iné. A to som dokázal odlievaním jednoduchých farieb na telá v tmavej miestnosti.
Po tomto všetkom sa už nedá polemizovať o tom, či farby v tme existujú a či sú to vlastnosti
telá, ktoré vidíme, alebo možno svetlo je telo.
... Videli sme, že príčina farieb nie je v telách, ale vo svetle, preto máme pádny dôvod veriť
svetlo je látka... Nie je však také ľahké s istotou a úplnosťou určiť, čo svetlo je, prečo ním je
sa láme a akým spôsobom alebo pôsobením vyvoláva v našej duši znázornenie farieb; nechcem tu byť
zamieňať špekulácie s istotou.
11

12. Objav diskrétnych emisných a absorpčných spektier

Wollaston prvý spozoroval
tmavé čiary na slnku
spektrum. Vnímal ich ako
"kvetinové hranice"
William Hyde Wollaston (1766-1828)
- anglický vedec, ktorý objavil paládium (1803) a ródium (1804), prvýkrát dostal
(1803) čistá platina. Objavené (1801) ultrafialové žiarenie,
navrhol refraktometer (1802) a goniometer (1809). Jeho práca je venovaná
anorganická chémia, ako aj fyzika, astronómia, botanika a medicína.
Wollaston navrhol originálnu techniku ​​práškovej metalurgie, ktorá predpokladala
modernými spôsobmi priemyselná produkcia výrobky vyrobené z platiny, molybdénu,
volfrám a iné kovy.
12

13. Objav diskrétnych spektier. Fraunhofer

V roku 1814 objavil Fraunhofer mnoho stoviek
tmavé čiary v slnečnom spektre - čiary
absorpcia (Fraunhoferove línie). Väčšina
intenzívne línie označil v latinčine
písmená. Ich vlnové dĺžky boli zmerané
Fraunhofer. Tiež nájdené svetlo
čiary - emisné čiary - v spektrách plameňov a
iskry
13

14. Druhá etapa. Kirchhoffov zákon.

Gustav Robert Kirchhoff (3/12/1824-10/17/1887)
Kirchhoffova vedecká činnosť sa týkala mnohých
oddielov
fyzika.
Jeho
práca
oddaný
elektrina, mechanika, optika, matematika
fyzika, teória pružnosti, hydrodynamika. Väčšina
známe sú - všeobecná teória súčasného pohybu
vo vodičoch a jeden zo základných tepelných zákonov
žiarenia.
Robert Wilhelm Bunsen (1811-1899)
V roku 1854 vynašiel horák, ktorý dal čisté a
bezfarebný plameň. Preto, keď sa do nej zaviedla akákoľvek látka, bola jasne viditeľná zmena farby.
iskra. Napríklad zavedenie zŕn stroncia
soľ dala jasný karmínový oheň. vápnik -
červená tehla; bárium - zelená; sodík - jasne žltá.
14

15. Experimenty Kirchhoffa a Bunsena

Kirchhoff-Bunsenov spektroskop, Annalen der Physik und der
Chemie (Poggendorff), zv. 110 (1860).
15
Objav optickej metódy na štúdium chemického zloženia telies a
ich fyzický stav prispel k identifikácii nových
chemické prvky (indium (In), cézium (Cs), rubídium (Rb), hélium
(He), tálium (Tl) a gálium (Ga)), vznik astrofyziky.
Kirchhoff ukázal, že s spektrálna analýza Môcť
určiť chemické zloženie nebeských telies a vysvetliť tmu
pásy v spektre Slnka (Fraunhoferove čiary).formulované
základný zákon tepelného žiarenia, zaviedol pojem absolútne
čierne telo.

16. Zákonitosti v usporiadaní čiar v atómových spektrách

1885 Ballmer ukázal, že vlnové dĺžky 13 spektrálnych čiar
vodíkový rad, možno znázorniť s veľkou presnosťou
vzorec
Rydberg určil vzorce pre najdôležitejšie spektrálne čiary
alkalických kovov, pričom vlnové čísla predstavujú rozdiel medzi dvoma
spektrálne členy (energie brané s opačným znamienkom)
Vzorce pre spektrálne série Kaiser, Runge a Paschen
V roku 1908 Ritz sformuloval princíp kombinácie
Delandre našiel vzorce, ktoré určujú umiestnenie pásov v
molekulové spektrá a usporiadanie čiar, na ktorých sú tieto
kapely sa rozchádzajú s dostatočným rozptylom
16

17. Úspechy v príbuzných oblastiach

1860-1865 - objav rádiových vĺn (elektromagnetické žiarenie
dlhá vlnová dĺžka)
1869 Mendelejev objavil zákon periodických prvkov
Objav röntgenových a gama lúčov (malé vlnové dĺžky)
1896 Becquerel objavil fenomén rádioaktivity
Disperzia elektromagnetických vĺn v hmote, teória
normálna a anomálna disperzia (Rozhdestvensky,
štúdie anomálneho rozptylu)
Lorentz vysvetlil fenomén štiepenia spektrálnych čiar v
magnetické pole (v najjednoduchšom prípade na tri zložky)
1900 Planck prvýkrát predložil hypotézu o kvantách žiarenia
1905 Einstein zaviedol pojem kvantá ako častice
svetlo (fotóny)
1911 Rutherfordov model atómu pozostávajúceho z jadra a elektrónov
17

18. Model atómu podľa Rutherforda

1. v strede atómu - kladne nabité jadro:
jadrový náboj q = Z e, kde Z-poradové číslo prvok v
periodická tabuľka,
e = 1,6 10-19 C - elementárny náboj;
veľkosť jadra 10-13 cm;
hmotnosť jadra sa v skutočnosti rovná hmotnosti atómu.
2. elektróny sa pohybujú okolo jadra po kruhovom a
eliptické dráhy ako planéty okolo Slnka:
Elektróny drží na obežnej dráhe Coulombova sila
príťažlivosť k jadru, čím vzniká dostredivá
zrýchlenie.
počet elektrónov v atóme je Z (sériové číslo
element)
elektróny sa pohybujú vysokou rýchlosťou
tvoria elektrónový obal atómu.
18
Podľa zákonov klasickej elektrodynamiky musí zrýchľujúci náboj vyžarovať
elektromagnetické vlny, pričom energia atómu klesá. V krátkom čase (asi 10-8 s)
všetky elektróny v Rutherfordovom atóme musia premrhať všetku svoju energiu a spadnúť do jadra a
atóm prestáva existovať!

19. Bohrove postuláty. Kvantizačné pravidlo

1913 Bohr navrhol, že veličiny charakterizujúce mikrosvet
musí byť kvantované (nadobudnúť diskrétne hodnoty)
Bohrove tri postuláty „záchrany“ Rutherfordovho atómu
Zákony mikrosveta sú kvantové zákony! Tieto zákony na začiatku 20. storočia
ešte neboli vedou potvrdené. Bohr ich sformuloval ako tri
postuláty. dopĺňanie (a „zachraňovanie“) Rutherfordovho atómu.
Prvý postulát:
Atómy majú počet zodpovedajúcich stacionárnych stavov
určité energetické hodnoty: E1, E2...En. Počas pobytu v nemocnici
stave atóm nevyžaruje energiu, napriek pohybu elektrónov.
Druhý postulát:
V stacionárnom stave atómu sa elektróny pohybujú stacionárne
obežné dráhy, pre ktoré platí kvantový vzťah:
poslanec n
h
2
kde M p - moment hybnosti, n=1,2,3..., h-Planckova konštanta.
Tretí postulát:
K emisii alebo absorpcii energie atómom dochádza pri jeho prechode
z jedného stacionárneho stavu do druhého. Toto vyžaruje resp
časť energie (kvanta) sa absorbuje, rovná rozdielu energie
stacionárne stavy, medzi ktorými dochádza k prechodu:
hvkn Ek En
19

20. Schémy prechodu atómov

z hlavnej stanice
stav až vzrušený
20
z nadšeného
ustálený stav v
základné

21. Porovnanie optických a rádiotechnických metód na popis javov

Rádiotechnika
21
Optika
Názov vĺn
rádiové vlny
Popis
prenos
Klasická
prevod
Kvantový prechod
Meranie
napätie
elektrický
poliach
Intenzita
Nástroje
obvod, anténa,
vlnovodu
šošovka, zrkadlo,
svetlovod
Aproximácia
jednotné pole
Homogénne prostredie

22. Spektrálna analýza dnes

Veda a technológia THz (submm) vĺn sa začala aktívne rozvíjať od 60. rokov
70. rokov XX storočia, kedy sa objavili prvé pramene a
prijímače takéhoto žiarenia
Veľký
Výskum THz je dôležitý
spektroskopia rôzne látky, čo im umožní nájsť
nové aplikácie.
Rozsah THz obsahuje frekvencie medziúrovňových prechodov
niektoré anorganické látky(voda, kyslík, CO,
napríklad) dlhovlnné vibrácie iónových a
molekulové kryštály ohybových vibrácií dlhých molekúl, v
vrátane polymérov a biopolymérov. Preto mimoriadne zaujímavé
prezentuje štúdiu účinkov THz žiarenia na život
organizmu a biologických objektov.
22

23. Terahertzové žiarenie

Frekvenčný rozsah: 0,1 až 10 THz
Rozsah vlnovej dĺžky: 3 mm - 30 µm
tera ( Ruské označenie: T; international: T) - jedna z predpôn používaných v
Medzinárodný systém jednotiek (SI) na tvorbu mien a symbolov
desatinné násobky. Jednotka, ktorej názov tvorí
pripojením predpony tera k názvu pôvodnej jednotky sa ukáže v
výsledok vynásobenia pôvodnej jednotky číslom 1012, t.j. jeden bilión.
SI bol prijatý ako predpona na XI generálnej konferencii pre váhy a miery v roku 1960.
rok. Názov pochádza z gréckeho slova τέρας, čo znamená monštrum
23 sú jednotky s uvedenou predponou „obludne veľa“.

24.

Význam THz žiarenia:
Spektrá molekúl a atómov
24
Frekvencie v rozsahu THz sú:
medziúrovňové prechody anorganických látok (H2O, O2, CO);
rotácie a vibračné excitácie biopolymérov (proteínové molekuly, DNA);
dlhovlnné vibrácie mriežok iónových a molekulových kryštálov;
nečistoty v dielektrikách a polovodičoch.

25.

Význam THz žiarenia: Výhody
Terahertzové žiarenie je na rozdiel od neho neionizujúce
röntgenové žiarenie používané v lekárskej diagnostike. IN
Zároveň majú rôzne biologické tkanivá výrazne
rozdielna absorpcia v tomto rozsahu, čo umožňuje poskytnúť
kontrast obrazu.
V porovnaní s viditeľným a IR žiarením terahertzové žiarenie
je dlhovlnná, čo znamená, že je menej náchylná na
disperzia. Výsledkom je, že v tomto rozsahu mnohé suché
dielektrické materiály, ako sú látky, drevo, papier,
plasty. Preto je možné použiť terahertzové žiarenie
nedeštruktívne testovanie materiálov, skenovanie letísk a pod.
V terahertzovom rozsahu sú rezonancie rotačných a
vibračné prechody mnohých molekúl. To umožňuje vykonávať
identifikáciu molekúl podľa ich spektrálnych „odtlačkov prstov“. IN
kombinované so zobrazovaním (zobrazovaním) v terahertzoch
rozsah, to vám umožňuje určiť nielen tvar, ale aj zloženie
skúmaný objekt.
Terahertzové žiarenie je možné zistiť včas
oblasti, t.j. možno merať amplitúdu aj fázu poľa. Toto
umožňuje priamo merať posun zavedený skúmaným objektom
fázy, čo znamená, že umožňuje študovať rýchle procesy a rovnomerné
spravovať ich.

26. Aplikácia THz žiarenia

Kvantové bodky:
Bezpečnostné systémy:
excitačné CT
koherentná CT kontrola
skenovanie cestujúcich,
batožina na výbušniny
látky, zbrane, drogy
vysokorýchlostná komunikácia
THz
žiarenia
Monitorovanie životného prostredia
Lekárska
diagnostika:
odhaliť rakovinu
na zubné vyšetrenie
Kontrola kvality
lieky

27.

Koláčový graf moderných oblastí výskumu THz
27
Xi-Cheng Zhang, Jingju Shu "Terahertz Photonics", 2016

28. Žiadosti SA

Výskum organických látok a anorganických látok
28
zlúčeniny (chemické, chemicko-farmaceutické
a ropný rafinérsky priemysel)
Výroba polymérov (ultra vysoká koncentrácia
nečistoty)
Štúdium atómov a molekúl (určenie energií a
kvantové čísla stavov)
Fyzikálne vlastnosti (tlak, teplota,
rýchlosť pohybu, magnetická indukcia) plyn
oblaky a hviezdy – astrofyzika
Kriminalistika
Medicína (diagnostika, spektrálna analýza krvi,
vyšetrenie minerálne zloženie telá - vlasy)
Geológia (hodnotenie rôznych objektov)

29. Aké vlastnosti látok možno získať pomocou spektrálnej analýzy?

Chemické zloženie skúmaného objektu
Izotopové zloženie uvažovaného objektu
Teplota látky
Ultra presná koncentrácia nečistôt v
monoméry
Dostupnosť magnetické pole a jej intenzitu
Rýchlosť pohybu atď.
Umožňuje to spektrálna analýza
identifikovať zložky v látke
ktorých hmotnosť nie je vyššia ako 10-10

Spektroskop je optické zariadenie na získavanie, pozorovanie a analýzu spektra žiarenia.

Za najjednoduchší spektroskop možno považovať Newtonov hranol, pomocou ktorého objavil spektrum viditeľného svetla, ktoré jesúvislé pásmo siedmich rôzne farby, usporiadané v poradí: červená, oranžová, žltá, zelená, modrá, indigová, fialová. Ale s vaším zariadením Newton iba uviedol, že viditeľné biele svetlo pozostáva z rôznych farieb, ale nemohol skúmať parametre farebných vĺn.

Ako funguje spektroskop

Uvažuje sa o prvom tvorcovi spektroskopu Nemecký fyzik Joseph Fraunhofer. Spektroskopické nastavenie, ktoré vytvoril, bola štrbina v uzávere, cez ktorú slnečné svetlo dopadalo na hranol. Spektrum farieb sa nepremietalo na plátno, ale padalo do šošovky pozorovacieho ďalekohľadu namontovaného za hranolom. Vedec to teda pozoroval subjektívne.

Neskôr bol podľa tohto princípu zostrojený najjednoduchší spektroskop, ktorý pozostával z 2 rúrky a medzi nimi umiestnený trojhranný sklenený hranol. Prvá fajka bola tzv Komu olimátor . Na jednom konci mala úzku štrbinu, ktorou do nej vnikalo svetlo. Na jeho druhom konci bola bikonvexná šošovka. Po prechode šošovkou ju svetlo opúšťa v paralelných lúčoch a smeruje k hranolu. Potom, rozložený na spektrum hranolom, spadol do druhej trubice, čo bol obyčajný pozorovací ďalekohľad.

Následne na štúdium spektier začal Fraunhofer používať nie hranoly, ale difrakčné mriežky vyrobené z najtenších, tesne umiestnených kovových vlákien. Tenký lúč svetla v tmavej miestnosti, prechádzajúci cez takúto mriežku, sa rozložil na spektrum.

Spektrálna analýza

Jozefa Fraunhofera

Objektom Fraunhoferovho výskumu bolo slnečné svetlo. V roku 1814 objavil vedec zreteľné tmavé čiary na súvislom slnečnom spektre. V spektrách Venuše a Síria videl rovnaké čiary, ako aj umelé svetelné zdroje.

Musím povedať, že aj pred 12 rokmi,V 1802, tie isté čiary v slnečnom spektre objavil anglický vedecWilliam Hyde Wollaston (Wollaston)štúdium slnečného svetla pomocou camery obscury. Myslel si, že ide o čiary oddeľujúce farby spektra, a preto sa nesnažil nájsť vysvetlenie ich vzhľadu.

Rovnako ako Wollaston, ani Fraunhofer nedokázal vysvetliť podstatu tmavých čiar. Ale tieto riadky sa začali nazývať Fraunhoferove línie a samotné spektrum Fraunhoferovo spektrum .

V roku 1854 nemecký experimentálny chemikRobert Wilhelm Bunsen vynašiel horák schopný produkovať veľmi čistý biely plameň. Aký bol účel takéhoto horáka? Ukazuje sa, že atómy rôznych chemických prvkov vyžarujú svetlo rôznych vlnových dĺžok. A ak sa látka zahrieva v takom čistom plameni, plameň sa zafarbí rôzne farby. Napríklad sodík poskytne jasne žltý plameň, draslík - fialový, bárium - zelený. Táto skúsenosť sa nazýva test farby plameňa. Chemické zloženie látky sa v tých časoch určovalo podľa farby plameňa. Ale ak bola do plameňa zavedená komplexná látka pozostávajúca z niekoľkých prvkov, potom bolo dosť ťažké presne určiť jej farbu.

Robert Wilhelm Bunsen

V roku 1859 Bunsenov kolega, jeden z veľkých fyzikov XIX storočia navrhol Gustav Robert Kirchhoff študovať nie farbu plameňa zafarbeného parami kovových solí, ale jeho spektrum. Hovorí sa, že Bunsen a Kirchhoff vyrobili svoj prvý spektroskop rozrezaním teleskopu na polovicu a umiestnením polovíc do otvorov vytvorených v škatuľke na cigary so skleneným hranolom. Či to tak naozaj bolo, ťažko povedať, no pomocou spektroskopu mohli pokračovať v experimentoch na určenie spektra chemických prvkov, čo umožnilo určiť príčinu vzhľaduFraunhoferove línie .

Gustav Robert Kirchhoff

Vedci začali ohrievať vzorky chemických prvkov v čisto bielom plameni a potom z nich prešli svetelné lúče cez hranol, aby získali ich spektrum. Na ich prekvapenie zistili, že dĺžka a frekvencia niektorých jasných svetelných čiar v spektre týchto prvkov sa zhoduje s dĺžkou a frekvenciou tmavých Fraunhoferových čiar v spektre Slnka. A to bol kľúč k odhaleniu podstaty týchto riadkov.

Ide o to, že chemický prvok absorbuje lúče s rovnakou frekvenciou, akú vyžaruje sám. To znamená, že v slnečnej koróne sú chemické prvky, ktoré absorbujú časť slnečného spektra s rovnakou emisnou frekvenciou. To znamená, že spektrálne čiary charakterizujú chemické prvky, ktoré ich emitujú. Keďže každý prvok má svoje vlastné spektrum, odlišné od spektier iných prvkov, skúmaním spektier nebeských telies možno určiť ich chemické zloženie.

Tak sa to začalo spektrálna analýza , čo umožnilo na diaľku určiť kvalitatívne a kvantitatívne zloženie skúmaného objektu.

Kirchhoff-Bunsenov spektroskop

Neskôr bola do spektroskopu zabudovaná stupnica s dielikmi označujúcimi vlnové dĺžky.

spektroskop často označované ako stolné zariadenie, s ktorým manuálne skúmajú úseky rôznych spektier. Spektroskop schopný zaznamenať spektrum pre ďalšiu analýzu rôzne metódy, sa volá spektrometer . Ak je okulár spektroskopu nahradený záznamovým zariadením (napríklad fotoaparátom), potom dostaneme spektrograf .

Spektrometre sú schopné skúmať spektrá v širokom rozsahu vlnových dĺžok: od gama po infračervené žiarenie.

Samozrejme, moderné spektroskopy sa líšia od svojich predkov. A hoci majú veľa úprav, ich funkcie zostávajú rovnaké.

Použitie spektroskopov

Spektroskop je hlavným nástrojom spektroskopie. Chemici a astronómovia sa bez spektroskopu nezaobídu. Môže sa použiť na určenie chemického zloženia látky, povrchovej štruktúry, fyzické parametre skúmajte vesmírne objekty nachádzajúce sa vo veľkých vzdialenostiach od nás.

Podnetom na štúdium spektrálneho zloženia žiarenia bol objav infračervenej a ultrafialovej časti spektra slnečného žiarenia.
V roku 1800 si anglický vedec William Herschel stanovil za úlohu objasniť povahu rozloženia tepelného pôsobenia rôznych častí spektra slnečného žiarenia. Predpokladalo sa, že všetky časti spektra sa zahrievajú rovnako. Herschel sa rozhodol skontrolovať, či je to tak, a urobil experiment, ktorý sa stále predvádza na školách po celom svete: citlivý teplomer sa pohybuje vo všetkých častiach spojitého spektra, ktoré dáva Slnku alebo akémukoľvek horúcemu telesu (teraz elektrický oblúk). Experiment priniesol úžasné výsledky. Ukázalo sa, že teplota indikovaná teplomerom nielenže plynule stúpala od ultrafialovej k červenej časti, ale maximum dosiahla až pri prechode za červenú časť spektra, kde oko nespozorovalo vôbec nič. Takto bolo objavené infračervené žiarenie.
V roku 1802 sa nemecký fyzik Johann Ritter pustil do skúmania chemické pôsobenie rôzne úseky spojitého spektra. Ako testovacie teleso použil chlorid strieborný, ktorého sčernanie „pôsobením slnečného žiarenia bolo objavené už v roku 1727. Ritter zistil, že chemické pôsobenie sa na rozdiel od tepelného zvyšuje od červeného po fialové. a jeho maximum sa dosiahne pri prechode za fialovú časť spektra.Takže bolo objavené ultrafialové žiarenie.
V roku 1802 vydal anglický fyzik Wollaston (1766 - 1828) publikáciu, v ktorej autor referoval o pozorovaní čiarových spektier. Wollaston našiel tmavé čiary v súvislom spektre slnečného žiarenia. Od vnútorné časti plameň sviečky, pozoroval spektrum pozostávajúce z jednotlivých farebných čiar.
Wollastonov objav sa pripomenul až v roku 1815 v súvislosti s prácou nemeckého fyzika Josefa Fraunhofera (1787 - 1826).
Fraunhofer – vedec vzácneho experimentálneho talentu a fyzickej intuície – začínal ako brúsič optického skla a dospel k presným optickým meraniam. Vynašiel mechanizmy a meracie prístroje na otáčanie a leštenie šošoviek, našiel metódu na určovanie tvaru šošoviek, zdokonalil achromatický ďalekohľad, vyrobil difrakčné mriežky a zaviedol ich do praxe spektroskopických štúdií. Fraunhofer tak položil základ pre spektroskopiu.
Nezávisle od Wollastonu objavil existenciu tmavých čiar v slnečnom spektre (do fyziky sa dostali pod názvom Fraunhoferove čiary) a začal ich kvantitatívne štúdium. Pomocou svojho spektroskopu a difrakčných mriežok urobil prvé presné merania vlnových dĺžok spektrálnych čiar a spresnil indexy lomu rôznych látok.
Osobitná pozornosť bola venovaná čiare nachádzajúcej sa v žltej časti spektra mnohých žiaričov. Dostala špeciálne meno D-line. V roku 1815 Fraunhofer urobil objav, ktorého dôležitosť si neskôr uvedomil, že poloha svetlej D-čiary spektra plameňa olejového horáka sa zhoduje s polohou tmavej (Fraunhoferovej) čiary slnečného spektra. Zistil tiež skutočnosť identity spektier získaných z Mesiaca a planét a ich odlišnosť od spektier hviezd.
V roku 1834 Fox Talbot (1800 - 1877) - jeden z vynálezcov fotografie - po početných štúdiách spektra plameňa alkoholu, v ktorom boli rozpustené rôzne soli, dospel k tomuto záveru: „Keď sa objavia nejaké špecifické čiary spektrum plameňa, charakterizujú kov obsiahnutý v plameni.“ Tak sa objavila prvá myšlienka, že optická analýza umožňuje určiť chemické zloženie emitujúcej látky.
V roku 1835 C. Wheatstone (1802 - 1875), študujúci spektrum elektrickej iskry, potvrdzuje Talbotovu myšlienku: čiary spektra závisia len od kvality elektród a každý materiál má svoje vlastné spektrum.
V roku 1849 L. Foucault stanovil zhodu vlnových dĺžok Fraunhoferovej D-čiary a žltej čiary v spektre sodíka.
V roku 1853 A. Angstrom (1814-1874) ukázal, že žiarenie žeravého plynu má rovnaký lom ako žiarenie absorbované týmto plynom; Znížením tlaku plynu je možné získať jeho charakteristické emisné spektrum.
V roku 1857 W. Swan zistil, že v spektre každej látky možno označiť určitú charakteristickú čiaru s nezmenenou polohou.
Po nahromadení faktov nasledoval teoretický rozbor, ktorý viedol k ich zovšeobecneniu do jediného prírodného zákona. Urobil to veľký nemecký fyzik Gustav Robert Kirchhoff (1824 - 1887).
Kirchhoff sa narodil v Königsbergu. Už študent, ktorý publikoval vedecká práca ktoré si získali celosvetovú slávu. Dizertačnú prácu obhájil v roku 1848 v Berlíne. V rokoch 1850 až 1854 bol mimoriadnym profesorom v Breslau. Tu sa stretol s chemikom Robertom Bunsenom (1811-1899), ktorý ho vzal so sebou do Heidelbergu, rodiska spektrálnej analýzy. Po zvolení za člena berlínskej akadémie Kirchhoff v roku 1874 bol až do posledných dní svojho života profesorom fyziky v Berlíne.
Kirchhoff bol vynikajúci teoretik a experimentátor. Získal zásadné výsledky v mnohých oblastiach fyziky, ale preslávil sa najmä ním objavený „princíp spektrálnej analýzy“.
Kirchhoff po prvý raz videl v pestrej rozmanitosti experimentálnych faktov fungovanie jediného prírodného zákona. Začiatok položilo odhalenie pôvodu Fraunhoferových línií (1859).
Kirchhoff pripravil nasledujúci experiment: pozoroval tmavú Fraunhoferovu D-čiaru slnečného žiarenia cez spektroskop. Ďalej bol pred štrbinou spektroskopu umiestnený plameň horáka s kuchynskou soľou. Slnečné svetlo prechádza cez sodíkové pary pred vstupom do spektroskopu. Zároveň sa na mieste tmavej čiary objavila jasne žltá čiara. Tak bol objavený jav, ktorý vstúpil do fyziky pod názvom efekt prevrátenia spektrálnych čiar.
Kirchhoff uviedol nasledujúce vysvetlenie pre efekt konverzie. V zložení slnečného žiarenia je zložka patriaca k sodíkovému žiareniu. Pri prechode zemskou atmosférou sa absorbuje a na mieste žltej čiary sa objaví pokles spektra - tmavá čiara. Pri prechode sodíkovými parami sa slnečné žiarenie opäť obohatí o žltú zložku a D-čiara sa rozjasní.
Preto je rozhodujúci krok k princípu spektrálnej analýzy. V knihe On Fraunhofer Lines (1859) Kirchhoff napísal:
„Dospel som k záveru, že tmavé čiary slnečného spektra, ktoré nie sú spôsobené zemskou atmosférou, vznikajú v dôsledku prítomnosti tých látok v horúcej slnečnej atmosfére, ktoré v spektre plameňa vytvárajú svetlé čiary namiesto tmavých čiar. slnečného spektra. Treba predpokladať, že jasné čiary spektra, ktoré sa zhodujú s D-čiarami slnečného spektra, sú spôsobené prítomnosťou sodíka v plameni; tmavé D-čiary slnečného spektra nám preto umožňujú dospieť k záveru, že sodík je v slnečnej atmosfére. Brewster nájdený v spektre. čiary ledkového plameňa na mieste Fraunhoferových čiar A a B; tieto čiary označujú prítomnosť draslíka v slnečnej atmosfére. Z môjho pozorovania, že červený pás lítia nezodpovedá žiadnej tmavej čiare v spektre Slnka, s pravdepodobnosťou vyplýva, že lítium „v slnečnej atmosfére chýba alebo sa vyskytuje v relatívne malých množstvách“.
Kirchhoff stanovil súlad medzi spektrom a kvalitou vyžarujúceho zdroja. Otvorila nápadnú možnosť analýzy zdroja žiarenia a nebolo možné nebrať do úvahy otázku mechanizmu žiarenia.
Kirchhoff v liste svojmu bratovi, chemikovi, hovorí: „Momentálne usilovne študujem chémiu. Totiž nemám v úmysle urobiť nič iné ako chemickú analýzu Slnka a neskôr možno aj stálic. Mal som to šťastie, že som našiel kľúč k riešeniu tohto problému... Zo svetla, ktoré telo vysiela, by malo byť možné dospieť k záveru o jeho chemickom zložení...
Ak sú tieto pozorovania správne, potom bude možné nahliadnuť do spektier a objaviť látky, ktoré sa inak dajú získať iba pomocou starostlivej chemickej analýzy.
Kirchhoffovi predchodcovia v podstate otvorili možnosť spektrálnej analýzy v konkrétnych prípadoch. Kirchhoff dáva všeobecný princíp. Jasne chápe jeho význam a ide ďalej v hľadaní komplexného experimentálneho zdôvodnenia. Prirodzené bolo jeho spojenectvo s chemikom R. Bunsenom pri vývoji metód spektrálnej analýzy.
Hoci sa už vedelo o existencii vzťahu medzi spektrom a chemickým zložením emitujúcej látky, nikto ešte nedokázal, že tento vzťah je univerzálny a vždy dáva jednoznačný výsledok, napr. emitujúca látka akéhokoľvek zloženia, jej spektrum by malo obsahovať sodíkové čiary, bez ohľadu na kvalitu plameňa, ktorý vzrušuje jeho žiaru. To si vyžadovalo usilovnú experimentálnu prácu.
Kirchhoff a Bunsen spoločne vykonali veľký cyklus štúdií spektier alkalických kovov a kovov alkalických zemín a už v polovici roku 1860 mohli dospieť k záveru: „Rozmanitosť zlúčenín, ktoré zahŕňali kovy, chemické procesy vyskytujúce sa v rôznych plameňoch, a obrovský teplotný rozsah – to všetko nemá žiadny vplyv na polohu spektrálnych čiar jednotlivých kovov.
Bola preukázaná fantastická citlivosť novej metódy chemickej analýzy. Prístroj zistil prítomnosť nevýznamného množstva nečistôt v zmesi. Bola objavená existencia dvoch nových alkalických kovov, rubídia a cézia.
Vo svojej práci z roku 1861 „Štúdium slnečného spektra a analýza slnečnej atmosféry“, ktorá bola vykonaná pomocou vylepšeného spektroskopu, Kirchhoff stanovil zhodu čiar niekoľkých chemických prvkov s Fraunhoferovými čiarami spektra a bol schopný hovoriť o začiatku chemického rozboru Slnka a hviezd.
Metodická poznámka. Spektrálna analýza je hlavnou metódou fyzikálneho a chemického štúdia zloženia hmoty, štruktúry atómov a molekúl. Je jasné, že príbeh o objavení tohto najdôležitejšia metódaštúdium prírody by malo byť obzvlášť dôkladné. Malo by ísť nielen o nejaký sled objavov. História spektrálnej analýzy poskytuje obzvlášť bohatý materiál na zobrazenie mechanizmu fyzikálneho objavu, podstaty metódy vedúcej k vedecký objav a následne aj výchova dialekticko-materialistického svetonázoru.

Zaujímalo vás niekedy, odkiaľ vieme o vlastnostiach vzdialených nebeských telies?

Určite viete, že za takéto znalosti vďačíme spektrálnej analýze. Prínos tejto metódy k pochopeniu samej však často podceňujeme. Vznik spektrálnej analýzy prevrátil mnohé zavedené paradigmy o štruktúre a vlastnostiach nášho sveta.

Vďaka spektrálnej analýze máme predstavu o rozsahu a veľkosti vesmíru. Vďaka nemu sme prestali obmedzovať vesmír na Mliečnu dráhu. Spektrálna analýza nám odhalila veľké množstvo hviezd, povedala nám o ich zrode, vývoji a smrti. Táto metóda je základom takmer všetkých moderných a dokonca budúcich astronomických objavov.

Dozviete sa o nedosiahnuteľnom

Pred dvoma storočiami sa všeobecne uznávalo, že chemické zloženie planét a hviezd pre nás zostane navždy záhadou. Z pohľadu tých rokov zostanú vesmírne objekty pre nás vždy nedostupné. V dôsledku toho nikdy nedostaneme skúšobnú vzorku žiadnej hviezdy alebo planéty a nikdy nebudeme vedieť o ich zložení. Objav spektrálnej analýzy túto mylnú predstavu úplne vyvrátil.

Spektrálna analýza vám umožňuje vzdialene sa dozvedieť o mnohých vlastnostiach vzdialených objektov. Prirodzene, bez takejto metódy je moderná praktická astronómia jednoducho bezvýznamná.

Čiary na dúhe

Tmavé čiary na spektre Slnka si všimol už v roku 1802 vynálezca Wollaston. Samotný objaviteľ sa však týmito riadkami nijako zvlášť nepozastavil. Ich rozsiahlu štúdiu a klasifikáciu vykonal v roku 1814 Fraunhofer. V priebehu svojich experimentov si všimol, že Slnko, Sírius, Venuša a umelé svetelné zdroje majú svoj vlastný súbor čiar. To znamenalo, že tieto čiary závisia výlučne od zdroja svetla. Nie sú ovplyvnené zemskou atmosférou ani vlastnosťami optického prístroja.

Povahu týchto línií objavil v roku 1859 nemecký fyzik Kirchhoff spolu s chemikom Robertom Bunsenom. Vytvorili spojenie medzi čiarami v spektre Slnka a emisnými čiarami pár rôznych látok. Urobili teda revolučný objav, že každý chemický prvok má svoj vlastný súbor spektrálnych čiar. Preto sa žiarením akéhokoľvek objektu dá dozvedieť o jeho zložení. Tak sa zrodila spektrálna analýza.

V priebehu nasledujúcich desaťročí bolo vďaka spektrálnej analýze objavených mnoho chemických prvkov. Patrí medzi ne hélium, ktoré bolo prvýkrát objavené na Slnku, podľa čoho dostal aj svoj názov. Preto bol spočiatku považovaný výlučne za slnečný plyn, až o tri desaťročia neskôr bol objavený na Zemi.

Tri typy spektra

Čo vysvetľuje toto správanie spektra? Odpoveď spočíva v kvantovej povahe žiarenia. Ako viete, keď atóm absorbuje elektromagnetickú energiu, jeho vonkajší elektrón prejde na vyššiu energetickú úroveň. Podobne aj so žiarením - na nižšiu. Každý atóm má svoj vlastný rozdiel v úrovni energie. Z toho vyplýva jedinečná frekvencia absorpcie a emisie pre každý chemický prvok.

Práve pri týchto frekvenciách vyžaruje a vyžaruje plyn. Pevné a kvapalné telesá zároveň pri zahrievaní vyžarujú celé spektrum, nezávisle od ich chemického zloženia. Preto sa výsledné spektrum delí na tri typy: spojité, čiarové spektrum a absorpčné spektrum. Podľa toho pevné a kvapalné telesá vyžarujú spojité spektrum, plyny vyžarujú čiarové spektrum. Absorpčné spektrum sa pozoruje, keď je plynulé žiarenie absorbované. Inými slovami, viacfarebné čiary na tmavom pozadí čiarového spektra budú zodpovedať tmavým čiaram na viacfarebnom pozadí absorpčného spektra.

Je to absorpčné spektrum, ktoré sa pozoruje na Slnku, zatiaľ čo zohriate plyny vyžarujú žiarenie s čiarovým spektrom. Vysvetľuje to skutočnosť, že fotosféra Slnka, hoci je to plyn, nie je priehľadná pre optické spektrum. Podobný obraz možno pozorovať aj u iných hviezd. Zaujímavé je, že počas plnej zatmenie Slnka Spektrum Slnka sa stáva lineárnym. V tomto prípade skutočne pochádza z jeho priehľadných vonkajších vrstiev.

Princípy spektroskopie

Optická spektrálna analýza je v technickom prevedení pomerne jednoduchá. Základom jeho práce je rozklad žiarenia skúmaného objektu a ďalší rozbor výsledného spektra. Isaac Newton vykonal v roku 1671 pomocou skleneného hranolu prvý „oficiálny“ rozklad svetla. Do vedeckého používania zaviedol aj slovo „spektrum“. V skutočnosti si Wollaston rozložil svetlo rovnakým spôsobom a všimol si čierne čiary na spektre. Na tomto princípe fungujú aj spektrografy.

Rozklad svetla môže prebiehať aj pomocou difrakčných mriežok. Ďalšiu analýzu svetla možno vykonať rôznymi metódami. Spočiatku na to slúžila pozorovacia trubica, potom kamera. Dnes je výsledné spektrum analyzované vysoko presnými elektronickými prístrojmi.

Doteraz sme hovorili o optickej spektroskopii. Moderná spektrálna analýza však nie je obmedzená na tento rozsah. V mnohých oblastiach vedy a techniky sa používa spektrálna analýza takmer všetkých typov elektromagnetických vĺn – od rádiových po röntgenové lúče. Prirodzene, takéto štúdie sa vykonávajú rôznymi metódami. Bez rôznych metód spektrálnej analýzy by sme nepoznali modernú fyziku, chémiu, medicínu a samozrejme astronómiu.

Spektrálna analýza v astronómii

Ako už bolo uvedené, štúdium spektrálnych čiar začalo zo Slnka. Preto nie je prekvapujúce, že štúdium spektier okamžite našlo svoje uplatnenie v astronómii.

Samozrejme, prvá vec, ktorú astronómovia urobili, bolo použiť túto metódu na štúdium zloženia hviezd a iných vesmírnych objektov. Každá hviezda má teda svoju vlastnú spektrálnu triedu, ktorá odráža teplotu a zloženie ich atmosféry. Známe boli aj parametre atmosféry planét slnečná sústava. Astronómovia sa priblížili k pochopeniu podstaty plynových hmlovín, ako aj mnohých iných nebeských objektov a javov.

Pomocou spektrálnej analýzy sa však možno dozvedieť nielen o kvalitatívnom zložení objektov.

Zmerajte rýchlosť

Dopplerov jav v astronómii Dopplerov jav v astronómii

Dopplerov jav teoreticky vyvinul rakúsky fyzik v roku 1840, po ktorom bol pomenovaný. Tento efekt možno pozorovať počúvaním klaksónu prechádzajúceho vlaku. Výška klaksónu prichádzajúceho vlaku sa bude výrazne líšiť od klaksónu odchádzajúceho vlaku. Približne týmto spôsobom bol teoreticky dokázaný Dopplerov jav. Výsledkom je, že pre pozorovateľa je vlnová dĺžka pohybujúceho sa zdroja skreslená. Zvyšuje sa, keď sa zdroj vzďaľuje a klesá, keď sa približuje. Elektromagnetické vlny majú podobnú vlastnosť.

Keď sa zdroj vzďaľuje, všetky tmavé pásy v jeho emisnom spektre sa posúvajú smerom k červenej strane. Tie. všetky vlnové dĺžky sa zväčšujú. Rovnakým spôsobom, keď sa zdroj priblíži, posunú sa na fialovú stranu. Stal sa tak vynikajúcim doplnkom spektrálnej analýzy. Teraz bolo možné naučiť sa z čiar v spektre to, čo sa predtým zdalo nemožné. Zmerajte rýchlosť vesmírneho objektu, vypočítajte orbitálne parametre dvojhviezd, rýchlosti rotácie planét a mnoho ďalšieho. Efekt červeného posunu zohral v kozmológii osobitnú úlohu.

Objav amerického vedca Edwina Hubbla je porovnateľný s vývojom heliocentrického systému sveta Kopernikom. Skúmaním jasnosti cefeíd v rôznych hmlovinách dokázal, že mnohé z nich sa nachádzajú oveľa ďalej ako Mliečna dráha. Porovnaním získaných vzdialeností zo spektier galaxií objavil Hubble svoj slávny zákon. Vzdialenosť ku galaxiám je podľa neho úmerná rýchlosti ich odstraňovania od nás. Hoci jeho zákon je trochu odlišný od moderné nápady Hubbleov objav rozšíril rozsah vesmíru.

Spektrálna analýza a moderná astronómia

Dnes sa takmer žiadne astronomické pozorovania neuskutočňujú bez spektrálnej analýzy. S jeho pomocou objavujú nové exoplanéty a rozširujú hranice vesmíru. Spektrometre nesú rovery a medziplanetárne sondy, vesmírne teleskopy a výskumné satelity. V skutočnosti by bez spektrálnej analýzy neexistovala moderná astronómia. Naďalej by sme hľadeli do prázdneho beztvárneho svetla hviezd, o ktorých by sme nič nevedeli.