Ko gre sončni žarek skozi prizmo, se na zaslonu za njim pojavi spekter. Dvesto let smo se tega pojava navadili. Če ne pogledate natančno, se zdi, da med posameznimi deli spektra ni ostrih meja: rdeča se nenehno spreminja v oranžno, oranžna v rumeno itd.

Bolj kot drugi je leta 1802 spekter preučeval angleški zdravnik in kemik William Hyde Wollaston (1766–1828). Wollaston je odkril več ostrih temnih črt, ki so brez vidnega reda sekale spekter Sonca na različnih mestih. Znanstvenik tem vrsticam ni pripisal velikega pomena. Verjel je, da njihov pojav povzročajo bodisi značilnosti prizme, bodisi značilnosti vira svetlobe ali kakšni drugi sekundarni vzroki. Same črte so ga zanimale samo zato, ker so ločevale barvne pasove spektra med seboj. Kasneje so te temne črte poimenovali Fraunhoferjeve črte, s čimer so ohranili ime njihovega pravega raziskovalca.

Joseph Fraunhofer (1787-1826) se je pri 11 letih, po smrti staršev, odšel učit k brusilnemu mojstru. Zaradi službe je za šolo zmanjkalo malo časa. Do 14. leta Joseph ni znal niti brati niti pisati. A sreče ni bilo, je pa nesreča pomagala. Nekega dne se je lastnikova hiša porušila. Ko so Josepha odstranili izpod ruševin, se je mimo pripeljal prestolonaslednik. Mladeniča se je zasmilil in mu izročil precejšnjo vsoto denarja. Mladenič je imel dovolj denarja, da si je kupil brusilni stroj in začel študirati.

Fraunhoferja v deželnem mestu Benediktbeiren naučil brusiti optična stekla.

E. Lommel je v svojem predgovoru k zbranim Fraunhoferjevim delom takole povzel njegov prispevek k praktični optiki. "Zahvaljujoč uvedbi njegovih novih in izboljšanih metod, mehanizmov in merilnih instrumentov za vrtenje in poliranje leč ... mu je uspelo pridobiti dovolj velike vzorce kremenčevega stekla in kronskega stekla brez žil. Posebno pomembna je bila metoda, ki jo je našel za natančno določanje oblike leč, kar je popolnoma spremenilo smer razvoja praktične optike in akromatski teleskop pripeljalo do takšne popolnosti, o kateri prej ni bilo mogoče niti sanjati.

Za natančne meritve disperzije svetlobe v prizmah je Fraunhofer kot vir svetlobe uporabil svečo ali svetilko. Istočasno je odkril svetlo rumeno črto v spektru, ki je danes znana kot rumena črta natrija. Kmalu se je izkazalo, da je ta črta vedno na istem mestu v spektru, tako da jo je zelo priročno uporabljati za natančne meritve lomnih količnikov. Po tem Fraunhofer pravi v svojem prvem delu leta 1815: "... Odločil sem se ugotoviti, ali je mogoče videti tako svetlo črto v sončnem spektru. In s pomočjo teleskopa nisem našel ene črte, ampak izjemno veliko navpičnih črt, ostrih in šibkih, ki pa so se izkazale za temnejše od preostalega spektra, nekatere pa so bile videti skoraj popolnoma črne."

Skupno jih je tam preštel 574. Fraunhofer je dal imena in navedel njihovo natančno lokacijo v spektru. Ugotovljeno je bilo, da je položaj temnih črt popolnoma nespremenjen, zlasti ostra dvojna črta se vedno pojavi na istem mestu v rumenem delu spektra. Fraunhofer jo je poimenoval črta O. Znanstvenik je tudi ugotovil, da je v spektru plamena alkoholne svetilke na istem mestu kot temna črta O v spektru Sonca vedno svetla dvojna rumena črta. Šele mnogo let pozneje je postal jasen pomen tega odkritja.

Ko je nadaljeval študij temnih črt v sončnem spektru, je Fraunhofer spoznal glavno stvar: njihov vzrok ni v optični prevari, temveč v sami naravi sončne svetlobe. Kot rezultat nadaljnjih opazovanj je našel podobne črte v spektru Venere in Siriusa.

Eno Fraunhoferjevo odkritje, kot se je kasneje izkazalo, se je izkazalo za še posebej pomembno. Govorimo o opazovanju dvojne D-črte. Leta 1814, ko je znanstvenik objavil svojo raziskavo, tej ugotovitvi ni bilo posvečeno veliko pozornosti. Vendar pa je 43 let pozneje William Swan (1828–1914) ugotovil, da se dvojna rumena črta O v spektru plamena žgane svetilke pojavi v prisotnosti kovinskega natrija. Žal, kot mnogi pred njim, se Swan ni zavedal pomena tega dejstva. Nikoli ni rekel odločilnih besed: "Ta vrstica pripada natrijevi kovini."

Leta 1859 sta dva znanstvenika prišla do te preproste in pomembne zamisli: Gustav Robert Kirchhoff (1824–1887) in Robert Wilhelm Bunsen (1811–1899). V laboratoriju univerze v Heidelbergu so postavili naslednji poskus. Pred njimi so skozi prizmo spustili bodisi samo sončni žarek ali le svetlobo žgane svetilke. Znanstveniki so se jih hkrati odločili preskočiti. Posledično so odkrili pojav, ki ga je L.I. Ponomarev: »Če je le sončni žarek padel na prizmo, potem so na skali spektroskopa videli sončni spekter s temno črto O na svojem običajnem mestu. Temna črta je še vedno ostala na mestu, tudi ko so raziskovalci postavili gorečo žganje svetilka na poti žarka. Ko pa so na pot sončnega žarka postavili zaslon in prizmo osvetlili samo s svetlobo alkoholne svetilke, se je namesto temne črte O jasno pojavila svetlo rumena natrijeva črta O. Kirchhoff in Bunsen sta odstranila zaslon - črta O je spet postala temna.

Nato so sončni žarek zamenjali s svetlobo vročega telesa – rezultat je bil vedno enak: namesto svetlo rumene črte se je pojavil temen. To pomeni, da je plamen žgane svetilke vedno absorbiral žarke, ki jih je sam oddajal.

Da bi razumeli, zakaj je ta dogodek navdušil oba profesorja, sledimo njunemu razmišljanju. Svetlo rumena črta O v spektru plamena žgane svetilke se pojavi v prisotnosti natrija. V spektru Sonca se na istem mestu nahaja temna črta neznane narave.

Spekter žarka katerega koli vročega telesa je zvezen in v njem ni temnih črt. Če pa takšen žarek spustimo skozi plamen alkoholne svetilke, potem se njegov spekter ne razlikuje od spektra Sonca – na istem mestu ima tudi temno črto. Toda naravo te temne črte že skoraj poznamo, v vsakem primeru lahko ugibamo, da pripada natriju.

Zato je lahko natrijeva linija O svetlo rumena ali temna na rumenem ozadju, odvisno od pogojev opazovanja. Toda v obeh primerih prisotnost te črte (ni pomembno, katera - rumena ali temna!) Pomeni, da je v plamenu žgane svetilke natrij.

In ker takšna črta v spektru plamena alkoholne svetilke v prepuščeni svetlobi sovpada s temno črto O v spektru Sonca, pomeni, da je na Soncu natrij. Poleg tega se nahaja v plinastem zunanjem oblaku, ki je od znotraj osvetljen z vročim jedrom Sonca.

Kratek dvostranski zapis, ki ga je Kirchhoff napisal leta 1859, je vseboval štiri odkritja hkrati:

Vsak element ima svoj linijski spekter, kar pomeni strogo določen niz črt;

Podobne črte lahko uporabimo za analizo sestave snovi ne samo na Zemlji, temveč tudi na zvezdah;

Sonce je sestavljeno iz vročega jedra in relativno hladne atmosfere vročih plinov;

Sonce vsebuje element natrij.

Prve tri trditve so bile kmalu potrjene, zlasti hipoteza o zgradbi Sonca. Odprava Francoske akademije znanosti leta 1868, ki jo je vodil astronom Jansen, je obiskala Indijo. Ugotovila je, da med popolnim Sončevim mrkom, v trenutku, ko njegovo vročo sredico prekrije Lunina senca in sveti le še korona, vse temne črte v Sončevem spektru zasvetijo z močno svetlobo.

Kirghof in Bunsen nista le briljantno potrdila drugega stališča, ampak sta ga uporabila tudi za odkrivanje dveh novih elementov: rubidija in cezija.

Tako se je rodila spektralna analiza, s pomočjo katere je danes mogoče ugotoviti kemijsko sestavo oddaljenih galaksij, izmeriti temperaturo in hitrost vrtenja zvezd in še marsikaj.

Kasneje so za spravljanje elementov v vzbujeno stanje najpogosteje uporabljali električno napetost. Pod vplivom napetosti elementi oddajajo svetlobo, za katero so značilne določene valovne dolžine, to je določena barva. Ta svetloba se razcepi v spektralnem aparatu (spektroskopu), katerega glavni del je steklena ali kremenčeva prizma. V tem primeru se oblikuje trak, sestavljen iz ločenih vrstic, od katerih je vsaka značilna za določen element.

Prej je bilo na primer znano, da mineral kleveit pri segrevanju sprošča plin, podoben dušiku. Ta plin se je ob študiji s spektroskopom izkazal za nov, še neznan žlahtni plin. Ko je bil električno vzbujen, je oddajal črte, ki so bile predhodno zaznane pri analizi sončnih žarkov s spektroskopom. Bil je svojevrsten primer, ko je Ramsay odkril element, ki je bil prej odkrit na Soncu, tudi na Zemlji. Dobil je ime helij, iz grške besede "helios" - sonce.

Danes poznamo dve vrsti spektrov: zvezni (ali termični) in črtasti.

Kot piše Ponomarev, »toplotni spekter vsebuje vse valovne dolžine, oddaja se pri segrevanju trdnih snovi in ​​ni odvisen od njihove narave.

Črtni spekter je sestavljen iz množice posameznih ostrih črt, nastane pri segrevanju plinov in hlapov (ko so interakcije med atomi majhne) in – kar je še posebej pomembno – ta niz črt je edinstven za vsak element. Poleg tega linijski spektri elementov niso odvisni od vrste kemičnih spojin, sestavljenih iz teh elementov. Zato je njihov vzrok treba iskati v lastnostih atomov.

Dejstvo, da so elementi enolično in v celoti določeni z vrsto črtastega spektra, so kmalu spoznali vsi, vendar dejstva, da je enak spekter značilen za posamezen atom, niso spoznali takoj, ampak šele leta 1874, zahvaljujoč delom dr. slavni angleški astrofizik Norman Lockyer (1836-1920). In ko so to spoznali, so takoj prišli do neizogibnega zaključka: ker črtasti spekter nastane znotraj enega samega atoma, potem mora imeti atom strukturo, torej imeti sestavne dele!

Beri in piši uporaben

Kandidat fizikalnih in matematičnih znanosti, izredni profesor Oddelka za fizične in fizične ustanove Vozianova A.V.
09.02.2017

Predavanje 1

Zgodovina spektroskopije
2

Kaj je spekter?

Spekter (lat. Spectrum "vizija") - porazdelitev
vrednosti fizikalne količine (energije,
frekvenca, masa). Grafični prikaz
takega
distribucija
klical
spektralni diagram ali spekter.
Vsak atom in molekula ima edinstveno
struktura,
komu
ustreza
moj
edinstven spekter.
3

Vrste spektrov

(glede na naravo porazdelitve fizičnih
vrednote)
Neprekinjeno (trdno)
Vladal
Črtasto
(glede na interakcijo sevanja s snovjo)
emisija (emisijski spektri)
adsorpcija (absorpcijski spektri) in
spektri sipanja
4

linijski spekter

Črtni spektri podajajo vse snovi v plinastem atomskem stanju
(vendar ne molekularno) stanje. V tem primeru svetlobo oddajajo atomi,
ki med seboj praktično ne delujejo. To je največ
osnovni, osnovni tip spektrov. izolirani atomi
danega kemičnega elementa oddajajo strogo določene dolžine
valovi. S povečanjem gostote atomskega plina posameznik
spektralne črte se razširijo in končno na zelo veliko
gostota
plin,
Kdaj
interakcija
atomi
postane
pomembne, te črte se prekrivajo in tvorijo
zvezni spekter.
5

Zvezni (zvezni) spektri

Zvezni (ali zvezni) spektri dajejo telesa, ki so v
trdnem ali tekočem stanju, kot tudi visoko stisnjeni plini. Za
da bi dobili neprekinjen spekter, morate telo segreti do visoke temperature
temperaturo. Narava zveznega spektra in samo dejstvo
obstoja ne določajo le lastnosti posameznika
oddajajo atome, ampak tudi močno odvisni od
interakcije atomov med seboj. Neprekinjen spekter daje
tudi visokotemperaturna plazma. Elektromagnetni valovi
oddaja plazma predvsem pri trku elektronov z ioni.
6

Progasti spektri

Za najpreprostejše molekule je značilna diskretna črtastost
spektri, sestavljeni iz bolj ali manj ozkih pasov s kompleksom
linijska struktura. Za opazovanje molekularnih spektrov
enako kot za opazovanje črtastih spektrov, običajno uporabljamo
sij hlapov v plamenu ali sij plinske razelektritve. Z uporabo
zelo dober spektralni aparat, je mogoče ugotoviti, da vsak
skupina je skupek velikega števila zelo tesno povezanih
urejene črte, ločene s temnimi vrzelmi. to
črtasti spekter. Za razliko od črtastih spektrov, črtasto
spektrov ne ustvarjajo atomi, ampak molekule, ki niso vezane ali šibko
povezani med seboj.
7

Prva stopnja razvoja. Isaac Newton

8
Sir Isaac Newton je prvi našel svojo teorijo
luč in cvetje že leta 1666. Po prenosu Barrowove profesorske stolice k njemu l
Cambridgeu leta 1669 je to izbral za temo svojega
javna predavanja na tej univerzi. Leta 1671 je
opisal zrcalni teleskop v "Filozofiji".
Transakcije". Ob tem je domneval
objavil svoja Predavanja o optiki, v katerih
ta vprašanja so bila podrobneje obravnavana skupaj z razpravo
o vrstah in fluksijah. A nastale spore, iz katerih je
močno trpel, ga prisilil, da je opustil to
namere. Imel je takšen strah
vse, kar je videti kot prepir, ki je konstanten
vztrajanje prijateljev ga ni moglo pripraviti do tiskanja
njegova knjiga "Optika" prej kot 1704. Kar zadeva
"Predavanja", so bila postavljena, v času, ko so
preberite v arhivu univerze. Odvzeli so jim jih
številnih izvodih, ki je šla iz rok v roke med
zanima vprašanje.

Zgodovina nastanka

Isaac Newton "Optika"
"Predavanja o optiki" in
"Nova teorija svetlobe in
barve"
(1669-1672)
Leta 1704 je Isaac Newton v svoji Optiki
objavil rezultate svojih poskusov razgradnje z
s pomočjo prizme bele svetlobe na posamezne komponente
drugačno barvnost in lomnost, to je prejeto
spektre sončnega sevanja in pojasnil njihovo naravo,
ki kaže, da je barva prava lastnost svetlobe, in ne
uvajajo prizma, kot je trdil Roger Bacon v trinajstem stoletju.
V Optiki je opisal vse tri metode, ki se uporabljajo še danes.
razgradnja svetlobe – lom, interferenca
in difrakcijo ter njeno prizmom s kolimatorjem, režo in
leča je bil prvi spektroskop.
9

10. Kraljeva družba. Poročilo "Nova teorija svetlobe in barv", 6. februar 1672

"1. Svetlobni žarki se razlikujejo po svoji sposobnosti prikazovanja ene ali druge barve, tako kot se razlikujejo
stopnja loma. Barve niso, kot se običajno misli, spremembe svetlobe, ki jim je podvržena
lom ali odboj od naravnih teles, temveč so izvorne, prirojene lastnosti svetlobe. nekaj
žarki so sposobni proizvesti rdeče in nobene druge, drugi rumene in nobene druge, tretji zelene in
nič drugega itd.
2. Ista barva se vedno nanaša na isto stopnjo loma in obratno. Najmanj lomljeni žarki
so sposobni proizvajati samo rdečo barvo, in obratno, vsi žarki, ki so videti rdeči, imajo najmanj
lomnost. Najbolj lomljeni žarki se zdijo globoko vijolični in, nasprotno, globoko vijolični žarki
se najbolj lomijo, zato imajo vmesni žarki povprečne stopnje loma. Ta povezava
barve in lom je tako natančen in strog, da se žarki ali povsem natanko ujemajo glede na oba, oz
v obeh enako različni.
3. Ker sem lahko odkril, vrsta barve in stopnja loma, ki je lastna kateri koli vrsti žarkov, ne more biti
ni spremenil niti z lomom, niti z odbojem od teles, niti s kakšnim drugim vzrokom. Ko kakršni koli žarki
popolnoma razlikoval od žarkov druge vrste, nato pa je kljub mojim skrajnim prizadevanjem trmasto ohranil svojo barvo
sprememba. Lomil sem jih v prizmah in jih odbil od teles, ki se v tej svetlobi zdijo drugačne barve, spustil skozi
skozi tanke barvne zračne plasti, ki se pojavljajo med dvema steklenima ploščama, stisnjenima druga ob drugo
plošče, ki jih prisili, da prehajajo skozi barvne medije in skozi medije, osvetljene z drugimi vrstami žarkov; ampak nikoli
V žarkih mi ni uspelo izvabiti drugačne barve od tiste, ki je bila zanje značilna sprva. Pri zbiranju ali raztrosu
postali so bolj živi ali oslabljeni, in ko se je izgubilo mnogo žarkov, so včasih popolnoma potemnili, vendar njihova barva ni nikoli izginila.
spremenjeno.
4. Spremembe barve se lahko pojavijo, ko je mešanica žarkov različnih vrst. IN
v takih mešanicah je nemogoče razlikovati posamezne sestavine; ti, ki vplivajo drug na drugega, tvorijo povprečno barvo. Če se ločite
lom ali na kak drug način različni žarki, ki so skriti v takih mešanicah, se bodo pojavile barve,
mešanice razen barvil; vendar se te barve niso ponovno pojavile, ampak so postale vidne šele z ločitvijo.
Seveda lahko tako kot s pomočjo razgradnje mešanice in s kombinacijo preprostih barv pokličete
barvne spremembe: prav tako jih ni mogoče šteti za prave preobrazbe.
5. Zatorej moramo razlikovati med dvema vrstama cvetov: eno je primarno in preprosto, drugo je sestavljeno iz njih.
Prvotne ali primarne barve so rdeča, rumena, zelena, modra in vijolična, vijolična in oranžna,
indigo in nedoločen nabor odtenkov vmes.
10

11. Kraljeva družba. Poročilo "Nova teorija svetlobe in barv", 6. februar 1672

6. Barve, ki so po videzu popolnoma enake preprostim, lahko dobite z mešanjem: kajti mešanica rumene in modre daje
zelena, rdeča z rumeno - oranžna, oranžna in rumenkasto zelena - rumena. Samo te barve
ki so v spektru zelo oddaljeni drug od drugega, ne dajejo vmesnih barv:
oranžna in indigo ne dajeta vmesnih zelenih barv, temno rdeče in zelene pa ne dajejo rumene barve.
7. Najbolj neverjetna in čudovita mešanica barv je bela. Ni takšne vrste žarkov, ki bi jih v
samo lahko povzroči belo: vedno je zapleteno in vse našteto je potrebno za njegovo pridobitev.
barve v pravem razmerju. Pogosto sem presenečeno opazoval, kako se vse prizmatične barve, ki se zbližujejo in
z mešanjem na enak način kot pri svetlobi, ki pade na prizmo, so spet dali popolnoma čisto in belo svetlobo,
ki se je izrazito razlikovala od neposredne sončne svetlobe le, če uporabljena očala niso
so bile popolnoma bistre in brezbarvne.
8. To je razlog, zakaj je svetloba običajno bela; kajti svetloba je prepletena mešanica žarkov vseh vrst
in barve, ki izhajajo iz različnih delov svetlečih teles. Tako kompleksna zmes je videti bela, ko
sestavine so v pravilnem razmerju; če pa ima ena barva prednost, potem svetloba
nagiba k ustrezni barvi, kot na primer v modrem plamenu žvepla, rumenem plamenu sveče in v
različne barve fiksnih zvezd.
9. Iz tega postane očitno, kako nastajajo barve v prizmi.
10. Iz tega je tudi jasno, zakaj se v padajočih dežnih kapljah pojavijo barve mavrice.
12. Iz tega je jasen vzrok te osupljive izkušnje, o kateri poroča gospod Hooke v svoji "Mikrografiji". če
eno za drugo postavi dve prozorni posodi z dvema prozornima tekočinama, modro in rdečo, potem skupaj
zdijo se popolnoma neprozorne. Ena posoda prepušča samo rdeče, druga le modre žarke,
torej noben žarek ne more skozi oba skupaj.
13. Lahko bi dodal še veliko tovrstnih primerov, vendar bom končal s splošno ugotovitvijo, da so barve naravnih teles
izhajajo le iz različne sposobnosti teles, da odbijajo določene vrste svetlobe v drugačni količini kot
drugo. In to sem dokazal s preprostim barvanjem teles v temni sobi.
Po vsem tem se ne moremo več prepirati o tem, ali barve obstajajo v temi in ali so lastnosti
telesa, ki jih vidimo, ali je morda svetloba telo.
... Videli smo, da vzrok za barve ni v telesih, ampak v svetlobi, zato imamo trden razlog, da verjamemo
svetloba je snov ... Ni pa tako lahko z gotovostjo in popolnostjo ugotoviti, kaj svetloba je, zakaj
se lomi in na kakšen način ali dejanje vzbudi v naši duši predstavo o barvah; nočem biti tukaj
zamenjati špekulacije z gotovostjo.
11

12. Odkrivanje diskretnih emisijskih in absorpcijskih spektrov

Wollaston je najprej opazil
temne črte na soncu
spekter. Gledal jih je kot
"cvetlične meje"
William Hyde Wollaston (1766-1828)
- angleški znanstvenik, ki je odkril paladij (1803) in rodij (1804), prvi prejel
(1803) čista platina. Odkril (1801) ultravijolično sevanje,
izdelal refraktometer (1802) in goniometer (1809). Njegovo delo je predano
anorganska kemija, pa tudi fizika, astronomija, botanika in medicina.
Wollaston je predlagal izvirno tehniko praškaste metalurgije, ki je predvidevala
sodobne metode industrijske proizvodnje izdelkov iz platine, molibdena,
volfram in druge kovine.
12

13. Odkrivanje diskretnih spektrov. Fraunhofer

Leta 1814 jih je Fraunhofer odkril na stotine
temne črte v sončnem spektru – črte
absorpcija (Fraunhoferjeve črte). večina
intenzivne črte je označil v latinščini
pisma. Njihove valovne dolžine so bile izmerjene
Fraunhofer. Najdena tudi luč
črte – emisijske črte – v spektrih plamenov in
iskre
13

14. Druga stopnja. Kirchhoffov zakon.

Gustav Robert Kirchhoff (3/12/1824-10/17/1887)
Kirchhoffova znanstvena dejavnost je zajemala številne
razdelki
fizika.
Njegovo
delo
predan
elektrika, mehanika, optika, matematika
fizika, teorija elastičnosti, hidrodinamika. večina
znane so - splošna teorija gibanja toka
v prevodnikih in eden od osnovnih toplotnih zakonov
sevanje.
Robert Wilhelm Bunsen (1811-1899)
Leta 1854 je izumil gorilnik, ki je dal čisto in
brezbarven plamen. Zato je bila, ko je bila vanj vnesena katera koli snov, jasno vidna sprememba barve.
iskra. Na primer, uvedba zrn stroncija
sol je dala svetlo škrlaten ogenj. kalcij -
opečnato rdeča; barij - zelena; natrij - svetlo rumena.
14

15. Poskusi Kirchhoffa in Bunsena

Kirchhoff-Bunsenov spektroskop, Annalen der Physik und der
Chemie (Poggendorff), Vol. 110 (1860).
15
Odkritje optične metode za preučevanje kemične sestave teles in
njihovo fizično stanje prispevalo k prepoznavanju novih
kemijski elementi (indij (In), cezij (Cs), rubidij (Rb), helij
(He), talij (Tl) in galij (Ga)), nastanek astrofizike.
Kirchhoff je pokazal, da lahko s pomočjo spektralne analize
določil kemično sestavo nebesnih teles in razložil temno
pasovi v spektru Sonca (Fraunhoferjeve črte).
osnovni zakon toplotnega sevanja, uvedel koncept absolut
črno telo.

16. Pravilnosti v razporeditvi črt v atomskih spektrih

1885 je Ballmer pokazal, da so valovne dolžine 13 spektralnih črt
vodikove vrste, je mogoče predstaviti z veliko natančnostjo
formula
Rydberg je določil formule za najpomembnejše spektralne črte
alkalijske kovine, pri čemer valovna števila predstavljajo kot razliko med dvema
spektralni členi (energije, vzete z nasprotnim predznakom)
Formule za spektralne serije Kaiserja, Rungeja in Paschena
Leta 1908 je Ritz formuliral kombinacijski princip
Delandre je našel formule, ki določajo lokacijo pasov v
molekularni spektri in razporeditev črt, na katerih ti
pasovi razpadejo z zadostno disperzijo
16

17. Dosežki na sorodnih področjih

1860-1865 - odkritje radijskih valov (elektromagnetno sevanje
dolga valovna dolžina)
1869 Mendelejev odkrije zakon periodičnih elementov
Odkritje rentgenskih in gama žarkov (male valovne dolžine)
1896 Becquerel odkrije pojav radioaktivnosti
Disperzija elektromagnetnega valovanja v snovi, teorija
normalna in nenormalna disperzija (Roždestvenski,
študije nenormalne disperzije)
Lorentz je razložil pojav cepitve spektralnih črt v
magnetno polje (v najpreprostejšem primeru na tri komponente)
1900 Planck je prvi postavil hipotezo o sevalnih kvantih
1905 Einstein uvede koncept kvantov kot delcev
svetloba (fotoni)
1911 Rutherfordov model atoma, sestavljenega iz jedra in elektronov
17

18. Model atoma po Rutherfordu

1. v središču atoma - pozitivno nabito jedro:
jedrski naboj q = Z e, kjer je Z vrstna številka elementa v
periodni sistem,
e = 1,6 10-19 C - osnovni naboj;
velikost zrna 10-13 cm;
masa jedra je dejansko enaka masi atoma.
2. elektroni se gibljejo okoli jedra krožno in
eliptične orbite kot planeti okoli sonca:
Elektrone v orbiti zadržuje Coulombova sila
privlačnost jedra, ki ustvarja centripetalno
pospešek.
število elektronov v atomu je Z (zaporedna številka
element)
elektroni se gibljejo z veliko hitrostjo
tvorijo elektronsko ovojnico atoma.
18
Po zakonih klasične elektrodinamike mora pospeševalni naboj sevati
elektromagnetnih valov, medtem ko se energija atoma zmanjša. V kratkem času (približno 10–8 s)
vsi elektroni v Rutherfordovem atomu morajo izgubiti vso svojo energijo in pasti v jedro, in
atom preneha obstajati!

19. Bohrovi postulati. Pravilo kvantizacije

1913 je Bohr predlagal, da so količine, ki označujejo mikrosvet
mora biti kvantiziran (vzemite diskretne vrednosti)
Bohrovi trije postulati "rešujejo" Rutherfordov atom
Zakoni mikrosveta so kvantni zakoni! Ti zakoni so na začetku 20. st
znanost še ni ugotovila. Bohr jih je formuliral kot tri
postulatov. dopolnjevanje (in "reševanje") Rutherfordovega atoma.
Prvi postulat:
Atomi imajo več stacionarnih stanj, ki ustrezajo
določene energijske vrednosti: E1, E2...En. V bolnišnici
stanju atom ne seva energije kljub gibanju elektronov.
Drugi postulat:
V stacionarnem stanju atoma se elektroni premikajo vzdolž stacionarnega
orbite, za katere velja kvantna relacija:
poslanec n
h
2
kjer je M p - kotni moment, n=1,2,3..., h-Planckova konstanta.
Tretji postulat:
Emisija ali absorpcija energije s strani atoma se zgodi, ko prehaja
iz enega stacionarnega stanja v drugega. Ta oddaja oz
absorbira se del energije (kvant), enak energijski razliki
stacionarna stanja, med katerimi poteka prehod:
hvkn Ek En
19

20. Atomske prehodne sheme

iz glavne stacionarne
stanje do navdušenja
20
od navdušenja
stabilnem stanju v
osnovni

21. Primerjava optičnih in radiotehničnih metod za opisovanje pojavov

Radijska tehnika
21
Optika
Ime valov
radijski valovi
Opis
prenos
Klasična
prenos
Kvantni prehod
Merjenje
napetost
električni
polja
Intenzivnost
Orodja
vezje, antena,
valovod
leča, ogledalo,
svetlobni vodnik
Približek
enotno polje
Homogeno okolje

22. Spektralna analiza danes

Znanost in tehnologija THz (submm) valov se je začela aktivno razvijati od 60. let prejšnjega stoletja
70. let XX. stoletja, ko so nastali prvi viri in
sprejemniki takega sevanja
Velik
THz raziskava je pomembna
spektroskopijo različnih snovi, kar bo omogočilo iskanje zanje
nove aplikacije.
Območje THz vsebuje frekvence mednivojskih prehodov
nekatere anorganske snovi (vodi za vodo, kisik, CO,
na primer), dolgovalovne vibracije ionskih in
molekularni kristali upogibnih nihanja dolgih molekul, v
vključno s polimeri in biopolimeri. Zato še posebej zanimivo
predstavlja študijo o učinkih THz sevanja na življenje
organizmi in biološki objekti.
22

23. Teraherčno sevanje

Frekvenčno območje: 0,1 do 10 THz
Razpon valovne dolžine: 3 mm - 30 µm
tera (ruska oznaka: Т; mednarodna: T) je ena od predpon, ki se uporabljajo v
Mednarodni sistem enot (SI) za tvorbo imen in simbolov
decimalni večkratniki. Enota, katere ime tvori
dodajanje predpone tera imenu izvirne enote, se izkaže v
rezultat množenja prvotne enote s številom 1012, tj. en trilijon.
SI je kot predpono sprejela XI generalna konferenca za uteži in mere leta 1960.
leto. Ime izhaja iz grške besede τέρας, kar torej pomeni pošast
23 obstajajo enote z navedeno predpono "pošastno veliko".

24.

Pomen THz sevanja:
Spektri molekul in atomov
24
Frekvence v območju THz so:
mednivojski prehodi anorganskih snovi (H2O, O2, CO);
rotacije in vibracijska vzburjenja biopolimerov (proteinske molekule, DNA);
dolgovalovne vibracije mrež ionskih in molekularnih kristalov;
nečistoče v dielektrikih in polprevodnikih.

25.

Pomen THz sevanja: Prednosti
Za razliko od teraherčnega sevanja je neionizirajoče
rentgensko sevanje, ki se uporablja v medicinski diagnostiki. IN
Hkrati imajo različna biološka tkiva pomembno
različno absorpcijo v tem območju, kar omogoča zagotavljanje
kontrast slike.
V primerjavi z vidnim in IR sevanjem teraherčno sevanje
je dolgovalovna, kar pomeni, da je manj dovzetna za
disperzija. Posledično se v tem območju mnogi posušijo
dielektrični materiali, kot so tkanine, les, papir,
plastike. Zato je mogoče uporabiti teraherčno sevanje
nedestruktivno testiranje materialov, letališko skeniranje itd.
V teraherčnem območju so resonance rotacijskih in
vibracijski prehodi mnogih molekul. To omogoča izvedbo
identifikacijo molekul po njihovih spektralnih "prstnih odtisih". IN
v kombinaciji s slikanjem (imaging) v terahercih
obseg, to vam omogoča, da določite ne samo obliko, ampak tudi sestavo
predmet študije.
Teraherčno sevanje je mogoče zaznati pravočasno
območja, tj. izmeriti je mogoče tako amplitudo kot fazo polja. to
vam omogoča neposredno merjenje premika, ki ga povzroči preučevani predmet
faze, kar pomeni, da omogoča preučevanje hitrih procesov in celo
jih upravljati.

26. Uporaba THz sevanja

Kvantne pike:
Varnostni sistemi:
vzbujanje CT
koherentna kontrola CT
skeniranje potnikov,
prtljaga za eksplozive
snovi, orožje, droge
visoka hitrost komunikacije
THz
sevanje
Spremljanje okolja
Medicinski
diagnostika:
za odkrivanje raka
za pregled zob
Kontrola kakovosti
zdravila

27.

Tortni diagram sodobnih področij raziskovanja THz
27
Xi-Cheng Zhang, Jingju Shu "Terahertz Photonics", 2016

28. Prijave SA

Raziskave organskih in anorganskih snovi
28
spojine (kemijske, kemijsko-farmacevtske
in industrija rafiniranja nafte)
Proizvodnja polimerov (ultra visoka koncentracija
nečistoče)
Preučevanje atomov in molekul (določitev energij in
kvantna števila stanj)
Fizikalne lastnosti (tlak, temperatura,
hitrost gibanja, magnetna indukcija) plin
oblaki in zvezde - astrofizika
Kriminalistika
Medicina (diagnostika, spektralne analize krvi,
preverjanje mineralne sestave telesa - lasje)
Geologija (vrednotenje različnih objektov)

29. Katere lastnosti snovi lahko dobimo s spektralno analizo?

Kemična sestava preučevanega predmeta
Izotopska sestava obravnavanega predmeta
Temperatura snovi
Ultra natančna koncentracija nečistoč v
monomeri
Prisotnost magnetnega polja in njegova jakost
Hitrost gibanja itd.
Spektralna analiza to omogoča
prepoznati sestavine v snovi
katerih masa ni večja od 10-10

Spektroskop je optična naprava za pridobivanje, opazovanje in analiziranje spektra sevanja.

Za najenostavnejši spektroskop lahko štejemo Newtonovo prizmo, s katero je odkril spekter vidne svetlobe, ki jeneprekinjen trak sedmih različnih barv, razporejenih v zaporedju: rdeča, oranžna, rumena, zelena, modra, indigo, vijolična. Ampak s svojo napravo Newton je le izjavil, da je vidna bela svetloba sestavljena iz različnih barv, ni pa mogel raziskati parametrov barvnih valov.

Kako deluje spektroskop

Šteje se prvi ustvarjalec spektroskopa Nemški fizik Joseph Fraunhofer. Spektroskopska postavitev, ki jo je ustvaril, je bila reža v zaklopu, skozi katero je sončna svetloba padala na prizmo. Spekter barv ni bil projiciran na platno, ampak je padel v lečo spektorja, nameščenega za prizmo. Tako je znanstvenik opazoval subjektivno.

Kasneje je bil po tem principu zgrajen najpreprostejši spektroskop, ki je bil sestavljen iz 2 cevi in ​​med njima nameščena trikotna steklena prizma. Prva cev je bila imenovana Za olimator . Na enem koncu je imela ozko režo, skozi katero je vanj vstopala svetloba. Na drugem koncu je bila bikonveksna leča. Ko gre svetloba skozi lečo, jo zapusti v vzporednih snopih in se usmeri v prizmo. Nato je, razčlenjen na spekter s prizmom, padel v drugo cev, ki je bila navaden spekter.

Pozneje je Fraunhofer za preučevanje spektrov začel uporabljati ne prizme, temveč uklonske rešetke iz najtanjših, tesno razporejenih kovinskih niti. Tanek snop svetlobe v temnem prostoru, ki je šel skozi takšno rešetko, je bil razčlenjen na spekter.

Spektralna analiza

Jožefa Fraunhoferja

Predmet Fraunhoferjevih raziskav je bila sončna svetloba. Leta 1814 je znanstvenik odkril izrazite temne črte na neprekinjenem sončnem spektru. Enake črte je videl v spektrih Venere in Siriusa ter umetnih svetlobnih virov.

Moram reči, da še pred 12 leti,V Leta 1802 je iste črte v sončnem spektru odkril angleški znanstvenikWilliam Hyde Wollaston (Wollaston)preučevanje sončne svetlobe s kamero obscuro. Menil je, da so to črte, ki ločujejo barve spektra, in zato ni poskušal najti razlage za njihov videz.

Tako kot Wollaston tudi Fraunhoferju ni uspelo razložiti narave temnih črt. Toda te vrstice so se začele imenovati Fraunhoferjeve črte , in sam spekter Fraunhoferjev spekter .

Leta 1854 nemški eksperimentalni kemikRobert Wilhelm Bunsen je izumil gorilnik, ki lahko proizvede zelo čist bel plamen. Kakšen je bil namen takega gorilnika? Izkazalo se je, da atomi različnih kemičnih elementov oddajajo svetlobo različnih valovnih dolžin. In če snov segrejemo v tako čistem plamenu, bo plamen pobarvan v različne barve. Na primer, natrij bo dal svetlo rumen plamen, kalij - vijoličen, barij - zelen. Ta izkušnja se imenuje preizkus barve plamena. Po barvi plamena so v tistih časih določali kemično sestavo snovi. Če pa je bila v plamen vnesena kompleksna snov, sestavljena iz več elementov, je bilo precej težko natančno določiti njeno barvo.

Robert Wilhelm Bunsen

Leta 1859 Bunsenov kolega, eden od velikih fizikov XIX stoletja je Gustav Robert Kirchhoff predlagal preučevanje ne barve plamena, obarvanega s hlapi kovinskih soli, temveč njegovega spektra. Bunsen in Kirchhoff naj bi naredila svoj prvi spektroskop tako, da sta teleskop razžagala na pol in polovice položila v luknje, narejene v škatlici cigar, v kateri je bila steklena prizma. Ali je bilo res tako, je težko reči, a s pomočjo spektroskopa so lahko nadaljevali poskuse za določitev spektra kemičnih elementov, kar je omogočilo ugotovitev vzroka pojavaFraunhoferjeve črte .

Gustav Robert Kirchhoff

Znanstveniki so začeli segrevati vzorce kemičnih elementov v čistem belem plamenu, nato pa svetlobne žarke iz njih spustili skozi prizmo, da so dobili njihov spekter. Na svoje presenečenje so ugotovili, da dolžina in frekvenca nekaterih svetlih svetlobnih črt v spektru teh elementov sovpada z dolžino in frekvenco temnih Fraunhoferjevih črt v spektru Sonca. In to je bil ključ do razkritja narave teh vrstic.

Stvar je v tem, da kemični element absorbira žarke iste frekvence, kot jih oddaja sam. To pomeni, da so v sončni koroni kemični elementi, ki absorbirajo del sončnega spektra, ki ima enako frekvenco sevanja. To pomeni, da spektralne črte označujejo kemične elemente, ki jih oddajajo. Ker ima vsak element svoj spekter, ki se razlikuje od spektrov drugih elementov, lahko s preučevanjem spektrov nebesnih teles ugotovimo njihovo kemično sestavo.

Tako se je začelo spektralna analiza , kar je omogočilo določitev kvalitativne in kvantitativne sestave proučevanega predmeta na daljavo.

Kirchhoff-Bunsenov spektroskop

Kasneje je bila v spektroskop vgrajena lestvica z razdelki, ki označujejo valovne dolžine.

spektroskop pogosto imenovana namizna naprava, s katero ročno pregledujete odseke različnih spektrov. Imenuje se spektroskop, ki je sposoben posneti spekter za nadaljnjo analizo z različnimi metodami spektrometer . Če okular spektroskopa zamenjamo s snemalno napravo (na primer kamero), potem dobimo spektrograf .

Spektrometri so sposobni preiskovati spektre v širokem območju valovnih dolžin: od gama do infrardečega sevanja.

Seveda se sodobni spektroskopi razlikujejo od svojih prednikov. In čeprav imajo veliko modifikacij, njihove funkcije ostajajo enake.

Uporaba spektroskopov

Spektroskop je glavni instrument spektroskopije. Kemiki in astronomi ne morejo brez spektroskopa. Uporablja se lahko za določanje kemične sestave snovi, strukturo površine, fizikalne parametre predmeta, za raziskovanje vesoljskih objektov, ki se nahajajo na velikih razdaljah od nas.

Spodbuda za preučevanje spektralne sestave sevanja je bilo odkritje infrardečega in ultravijoličnega dela spektra sončnega sevanja.
Leta 1800 si je angleški znanstvenik William Herschel zadal nalogo, da pojasni naravo porazdelitve toplotnega delovanja različnih delov spektra sončnega sevanja. Predpostavljeno je bilo, da so vsi deli spektra segreti enako. Herschel se je odločil preveriti, ali je res tako, in naredil poskus, ki ga še vedno prikazujejo v šolah po vsem svetu: občutljiv termometer se premika skozi vse dele neprekinjenega spektra, ki daje Sonce ali katerokoli vroče telo (zdaj električni oblok). Poskus je dal osupljive rezultate. Izkazalo se je, da temperatura, ki jo je kazal termometer, ni le naraščala neprekinjeno od ultravijoličnega do rdečega dela, ampak je svoj maksimum dosegla šele pri prehodu izven rdečega dela spektra, kjer oko sploh ni opazilo ničesar. Tako so odkrili infrardeče sevanje.
Leta 1802 se je nemški fizik Johann Ritter odločil raziskati kemijsko delovanje različnih delov zveznega spektra. Kot poskusno telo je uporabil srebrov klorid, katerega črnjenje »pod delovanjem sončne svetlobe je bilo odkrito že leta 1727. Ritter je ugotovil, da se kemično delovanje v nasprotju s toplotnim povečuje od rdečega konca do vijoličnega, maksimum pa doseže pri prehodu čez vijolični del spektra.Tako je bilo odkrito ultravijolično sevanje.
Leta 1802 je angleški fizik Wollaston (1766 - 1828) objavil publikacijo, v kateri je avtor poročal o opazovanju črtastih spektrov. Wollaston je našel temne črte v neprekinjenem spektru sončnega sevanja. Iz notranjih delov plamena sveče je opazoval spekter, sestavljen iz posameznih barvnih črt.
Na Wollastonovo odkritje so se spomnili šele leta 1815 v povezavi z delom nemškega fizika Josefa Fraunhoferja (1787 - 1826).
Fraunhofer – znanstvenik z redkim eksperimentalnim talentom in fizično intuicijo – je začel kot brusilnik optičnega stekla in prišel do natančnih optičnih meritev. Izumil je mehanizme in merilne instrumente za vrtenje in poliranje leč, našel metodo za določanje oblike leč, izboljšal akromatski teleskop, izdelal uklonske rešetke in jih uvedel v prakso spektroskopskih študij. Tako je Fraunhofer postavil temelje spektroskopiji.
Neodvisno od Wollastona je odkril obstoj temnih črt v Sončevem spektru (v fiziko so vstopile pod imenom Fraunhoferjeve črte) in začel njihovo kvantitativno proučevanje. S svojim spektroskopom in uklonskimi mrežami je izvedel prve natančne meritve valovnih dolžin spektralnih črt in izboljšal lomne količnike različnih snovi.
Posebno pozornost je pritegnila črta v rumenem delu spektra mnogih sevalcev. Dobila je posebno ime D-line. Leta 1815 je Fraunhofer prišel do odkritja, katerega pomembnosti so spoznali pozneje, da položaj svetle črte D spektra plamena oljnega gorilnika sovpada s položajem temne (Fraunhoferjeve) črte sončnega spektra. Ugotovil je tudi dejstvo o identičnosti spektrov, pridobljenih z Lune in planetov, in njihove razlike od spektrov zvezd.
Leta 1834 je Fox Talbot (1800 - 1877) - eden od izumiteljev fotografije - po številnih študijah spektra plamena alkohola, v katerem so bile raztopljene različne soli, prišel do naslednjega zaključka: »Ko se v spekter plamena, označujejo kovino v plamenu." Tako se je pojavila prva zamisel, da optična analiza omogoča ugotavljanje kemijske sestave snovi, ki seva.
Leta 1835 je C. Wheatstone (1802 - 1875), ki je preučeval spekter električne iskre, potrdil Talbotovo idejo: črte spektra so odvisne le od kakovosti elektrod, vsak material pa ima svoj spekter.
Leta 1849 je L. Foucault ugotovil sovpadanje valovnih dolžin Fraunhoferjeve črte D in rumene črte v spektru natrija.
Leta 1853 je A. Angstrom (1814-1874) pokazal, da ima sevanje žarečega plina enak lom kot sevanje, ki ga absorbira ta plin; Z znižanjem tlaka plina lahko dobimo njegov značilni emisijski spekter.
Leta 1857 je W. Swan ugotovil, da je v spektru vsake snovi mogoče označiti določeno značilno črto z nespremenjenim položajem.
Po kopičenju dejstev je sledila teoretična analiza, ki je vodila do njihove posplošitve v en sam zakon narave. To je storil veliki nemški fizik Gustav Robert Kirchhoff (1824 - 1887).
Kirchhoff se je rodil v Konigsbergu. Že kot študent, z objavljenimi znanstvenimi deli, ki so požela svetovno slavo. Disertacijo je zagovarjal leta 1848 v Berlinu. Od 1850 do 1854 je bil izredni profesor v Breslauu. Tu je srečal kemika Roberta Bunsena (1811-1899), ki ga je vzel s seboj v Heidelberg, rojstni kraj spektralne analize. Po izvolitvi za člana berlinske akademije Kirchhoff leta 1874 je bil do zadnjih dni svojega življenja profesor fizike v Berlinu.
Kirchhoff je bil izjemen teoretik in eksperimentator. Dosegel je temeljne rezultate na številnih področjih fizike, še posebej pa je postal znan "princip spektralne analize", ki ga je odkril.
Kirchhoff je v pestri raznolikosti eksperimentalnih dejstev prvič videl delovanje enega samega zakona narave. Začetek je bil položen z razkritjem izvora Fraunhoferjevih linij (1859).
Kirchhoff je postavil naslednji eksperiment: skozi spektroskop je opazoval temno Fraunhoferjevo D-linijo sončnega sevanja. Nato smo pred režo spektroskopa postavili plamen gorilnika s kuhinjsko soljo. Sončna svetloba prehaja skozi natrijeve pare, preden vstopi v spektroskop. Istočasno se je namesto temne črte pojavila svetlo rumena črta. Tako je bil odkrit pojav, ki je v fiziko vstopil pod imenom učinek obračanja spektralnih črt.
Kirchhoff je podal naslednjo razlago za učinek pretvorbe. V sestavi sončnega sevanja je komponenta, ki pripada natrijevemu sevanju. Pri prehodu skozi zemeljsko atmosfero se absorbira in na mestu rumene črte se pojavi vpad v spektru - temna črta. Pri prehodu skozi natrijeve pare se sončno sevanje ponovno obogati z rumeno komponento in D-črta postane svetla.
Od tod odločilen korak k principu spektralne analize. V knjigi On Fraunhofer Lines (1859) je Kirchhoff zapisal:
»Sklepam, da temne črte sončnega spektra, ki jih ne povzroča zemeljska atmosfera, nastanejo zaradi prisotnosti v vroči sončni atmosferi tistih snovi, ki v spektru plamena dajejo svetle črte namesto temnih črt. sončnega spektra. Predpostaviti je treba, da so svetle črte spektra, ki sovpadajo z D-črtami sončnega spektra, posledica prisotnosti natrija v plamenu; temne črte D sončnega spektra nam torej omogočajo sklepati, da je natrij v sončni atmosferi. Brewster našel v spektru. plamenske črte solitra namesto Fraunhoferjevih linij A in B; te črte kažejo na prisotnost kalija v sončni atmosferi. Iz mojega opažanja, da rdeči pas litija ne ustreza nobeni temni črti v Sončevem spektru, z verjetnostjo sledi, da litija »ni v sončni atmosferi ali pa se pojavlja v razmeroma majhnih količinah«.
Kirchhoff je vzpostavil ujemanje med spektrom in kakovostjo vira sevanja. Odprla je osupljivo možnost analize vira sevanja, pri čemer je bilo mogoče ne upoštevati vprašanja mehanizma sevanja.
V pismu svojemu bratu, kemiku, Kirchhoff pravi: »Trenutno pridno študiram kemijo. Namreč, ne nameravam narediti nič drugega kot kemično analizo Sonca, kasneje pa morda tudi zvezd stalnic. Imel sem to srečo, da sem našel ključ do rešitve tega problema... Iz svetlobe, ki jo pošilja telo, naj bi bilo mogoče sklepati o njegovi kemični sestavi...
Če so ta opažanja pravilna, potem bo mogoče pogledati v spektre, da bi odkrili snovi, ki jih sicer lahko dobimo le s pomočjo mukotrpne kemijske analize.
Kirchhoffovi predhodniki so v bistvu odprli možnost spektralne analize v posameznih primerih. Kirchhoff daje splošno načelo. Jasno razume njegov pomen in gre dlje v iskanju celovite eksperimentalne utemeljitve. Naravno je bilo njegovo zavezništvo s kemikom R. Bunsenom pri razvoju metod spektralne analize.
Čeprav je bilo že znano, da obstaja povezava med spektrom in kemično sestavo snovi, ki seva, še nihče ni dokazal, da je ta povezava univerzalna in daje vedno nedvoumen rezultat, na primer, da če je natrij prisoten v oddaja snov katere koli sestave, mora spekter slednje vsebovati natrijeve črte, ne glede na kakovost plamena, ki vzbuja njen sij. To je zahtevalo mukotrpno eksperimentalno delo.
Kirchhoff in Bunsen sta skupaj izvedla obsežen cikel študij spektrov alkalijskih in zemeljskoalkalijskih kovin in sredi leta 1860 sta lahko že ugotovila: »Raznolikost spojin, ki so vključevale kovine, raznolikost kemičnih procesov, ki so potekali v različnih plamenih, in velik temperaturni razpon - vse to ne vpliva na položaj spektralnih črt posameznih kovin.
Ugotovljena je bila fantastična občutljivost nove metode kemijske analize. Naprava je zaznala prisotnost nepomembne količine nečistoč v mešanici. Odkrit je bil obstoj dveh novih alkalijskih kovin, rubidija in cezija.
Kirchhoff je v svojem delu iz leta 1861 "Študij sončnega spektra in analiza sončne atmosfere", opravljenem z izboljšanim spektroskopom, ugotovil sovpadanje linij številnih kemičnih elementov s Fraunhoferjevimi črtami spektra in lahko govoril o začetku kemijske analize Sonca in zvezd.
Metodološka opomba. Spektralna analiza je glavna metoda fizikalnega in kemijskega preučevanja sestave snovi, strukture atomov in molekul. Jasno je, da je treba zgodbo o zgodovini odkritja te najpomembnejše metode preučevanja narave še posebej podrobno obravnavati. Ne bi smelo iti samo o nekem zaporedju odkritij. Zgodovina spektralne analize daje posebno bogato gradivo za prikaz mehanizma fizičnega odkritja, bistva metode, ki vodi do znanstvenih odkritij in posledično vzgoje dialektičnega materialističnega pogleda na svet.

Ste se kdaj vprašali, kako vemo o lastnostih oddaljenih nebesnih teles?

Zagotovo veste, da takšno znanje dolgujemo spektralni analizi. Vendar pogosto podcenjujemo prispevek te metode k razumevanju same. Pojav spektralne analize je ovrgel številne uveljavljene paradigme o strukturi in lastnostih našega sveta.

Zahvaljujoč spektralni analizi imamo predstavo o obsegu in veličini kozmosa. Po njegovi zaslugi smo prenehali omejevati vesolje na Rimsko cesto. Spektralna analiza nam je razkrila veliko različnih zvezd, nam povedala o njihovem rojstvu, razvoju in smrti. Ta metoda je osnova skoraj vseh sodobnih in celo prihodnjih astronomskih odkritij.

Učite se o nedosegljivem

Pred dvema stoletjema je bilo splošno sprejeto, da nam bo kemična sestava planetov in zvezd za vedno ostala uganka. Dejansko nam bodo vesoljski objekti po mnenju tistih let vedno ostali nedostopni. Posledično ne bomo nikoli dobili testnega vzorca katere koli zvezde ali planeta in nikoli ne bomo izvedeli za njihovo sestavo. Odkritje spektralne analize je popolnoma ovrglo to napačno prepričanje.

Spektralna analiza vam omogoča, da na daljavo spoznate številne lastnosti oddaljenih predmetov. Seveda je brez takšne metode sodobna praktična astronomija preprosto brez pomena.

Črte na mavrici

Temne črte na spektru Sonca je že leta 1802 opazil izumitelj Wollaston. Vendar se sam odkritelj ni posebej zadrževal na teh vrsticah. Njihovo obsežno študijo in klasifikacijo je leta 1814 izvedel Fraunhofer. Med svojimi poskusi je opazil, da imajo Sonce, Sirius, Venera in umetni svetlobni viri svoj niz črt. To je pomenilo, da so te črte odvisne izključno od vira svetlobe. Na njih ne vpliva zemeljska atmosfera ali lastnosti optičnega instrumenta.

Naravo teh črt je leta 1859 odkril nemški fizik Kirchhoff skupaj s kemikom Robertom Bunsenom. Ugotovili so povezavo med črtami v spektru Sonca in emisijskimi črtami hlapov različnih snovi. Tako so prišli do revolucionarnega odkritja, da ima vsak kemični element svoj niz spektralnih črt. Zato lahko s sevanjem katerega koli predmeta spoznamo njegovo sestavo. Tako se je rodila spektralna analiza.

V naslednjih desetletjih so bili zahvaljujoč spektralni analizi odkriti številni kemični elementi. Sem spada helij, ki so ga najprej odkrili na Soncu, po čemer je dobil tudi ime. Zato je sprva veljal za izključno sončni plin, dokler ga tri desetletja pozneje niso odkrili na Zemlji.

Tri vrste spektra

Kaj pojasnjuje takšno obnašanje spektra? Odgovor je v kvantni naravi sevanja. Kot veste, ko atom absorbira elektromagnetno energijo, gre njegov zunanji elektron na višjo energijsko raven. Podobno s sevanjem - na nižjo. Vsak atom ima svojo razliko v energijskih ravneh. Od tod edinstvena frekvenca absorpcije in emisije za vsak kemični element.

Na teh frekvencah seva in oddaja plin. Hkrati trdna in tekoča telesa pri segrevanju oddajajo celoten spekter, neodvisno od njihove kemične sestave. Zato je nastali spekter razdeljen na tri vrste: neprekinjen, črtasti spekter in absorpcijski spekter. Skladno s tem trdna in tekoča telesa sevajo neprekinjen spekter, plini pa črtasti spekter. Absorpcijski spekter opazimo, ko plin absorbira kontinuirano sevanje. Z drugimi besedami, večbarvne črte na temnem ozadju črtastega spektra bodo ustrezale temnim črtam na večbarvnem ozadju absorpcijskega spektra.

Na Soncu opazimo absorpcijski spekter, medtem ko segreti plini oddajajo sevanje s črtastim spektrom. To je razloženo z dejstvom, da fotosfera Sonca, čeprav je plin, ni prosojna za optični spekter. Podobno sliko opazimo pri drugih zvezdah. Zanimivo je, da med popolnim sončnim mrkom spekter Sonca postane črtast. Dejansko v tem primeru izvira iz njegovih prozornih zunanjih plasti.

Principi spektroskopije

Optična spektralna analiza je tehnično relativno enostavna. Osnova njegovega dela je razgradnja sevanja preučevanega predmeta in nadaljnja analiza nastalega spektra. S pomočjo steklene prizme je Isaac Newton leta 1671 izvedel prvo "uradno" razgradnjo svetlobe. V znanstveno rabo je uvedel tudi besedo spekter. Pravzaprav je Wollaston pri postavitvi svetlobe na enak način opazil črne črte na spektru. Na tem principu delujejo tudi spektrografi.

Razgradnja svetlobe lahko poteka tudi s pomočjo uklonskih rešetk. Nadaljnjo analizo svetlobe lahko izvedemo z različnimi metodami. Sprva je bila za to uporabljena opazovalna cev, nato kamera. Danes nastali spekter analizirajo visoko natančni elektronski instrumenti.

Doslej smo govorili o optični spektroskopiji. Vendar sodobna spektralna analiza ni omejena na to območje. Na številnih področjih znanosti in tehnologije se uporablja spektralna analiza skoraj vseh vrst elektromagnetnih valov - od radijskih do rentgenskih žarkov. Seveda se takšne študije izvajajo z različnimi metodami. Brez različnih metod spektralne analize ne bi poznali sodobne fizike, kemije, medicine in seveda astronomije.

Spektralna analiza v astronomiji

Kot smo že omenili, se je študij spektralnih linij začel s Soncem. Zato ni presenetljivo, da je študija spektrov takoj našla svojo uporabo v astronomiji.

Seveda so astronomi najprej uporabili to metodo za preučevanje sestave zvezd in drugih vesoljskih objektov. Vsaka zvezda ima torej svoj spektralni razred, ki odraža temperaturo in sestavo njihove atmosfere. Postali so znani tudi parametri atmosfere planetov sončnega sistema. Astronomi so se približali razumevanju narave plinskih meglic, pa tudi številnih drugih nebesnih teles in pojavov.

Vendar pa se s pomočjo spektralne analize lahko naučimo ne le o kvalitativni sestavi predmetov.

Izmeri hitrost

Dopplerjev učinek v astronomiji Dopplerjev učinek v astronomiji

Dopplerjev učinek je leta 1840 teoretično razvil avstrijski fizik, po katerem je dobil tudi ime. Ta učinek lahko opazimo s poslušanjem hupe mimo vozečega vlaka. Višina hupe bližajočega se vlaka bo opazno drugačna od hupe odhajajočega vlaka. Približno na ta način je bil teoretično dokazan Dopplerjev učinek. Učinek je, da je za opazovalca valovna dolžina premikajočega se vira popačena. Povečuje se, ko se vir oddaljuje, in zmanjšuje, ko se približuje. Podobno lastnost imajo tudi elektromagnetni valovi.

Ko se vir oddaljuje, se vsi temni pasovi v njegovem emisijskem spektru premaknejo proti rdeči strani. Tisti. vse valovne dolžine se povečajo. Na enak način, ko se vir približa, se premaknejo na vijolično stran. Tako je postal odličen dodatek k spektralni analizi. Zdaj je bilo mogoče iz črt v spektru razbrati, kar se je prej zdelo nemogoče. Izmerite hitrost vesoljskega objekta, izračunajte orbitalne parametre dvojnih zvezd, hitrosti vrtenja planetov in še veliko več. Učinek rdečega premika je imel posebno vlogo v kozmologiji.

Odkritje ameriškega znanstvenika Edwina Hubbla je primerljivo s Kopernikovim razvojem heliocentričnega sistema sveta. S preučevanjem svetlosti cefeid v različnih meglicah je dokazal, da se mnoge od njih nahajajo veliko dlje od Mlečne ceste. S primerjavo dobljenih razdalj iz spektrov galaksij je Hubble odkril svoj slavni zakon. Po njegovem mnenju je razdalja do galaksij sorazmerna s hitrostjo njihovega oddaljevanja od nas. Čeprav se njegov zakon nekoliko razlikuje od sodobnih idej, je Hubblovo odkritje razširilo obseg vesolja.

Spektralna analiza in sodobna astronomija

Danes skoraj nobeno astronomsko opazovanje ne poteka brez spektralne analize. Z njegovo pomočjo odkrivajo nove eksoplanete in širijo meje Vesolja. Spektrometri nosijo roverje in medplanetarne sonde, vesoljske teleskope in raziskovalne satelite. Pravzaprav brez spektralne analize ne bi bilo sodobne astronomije. Še naprej bi zrli v prazno brezlično svetlobo zvezd, o kateri ne bi vedeli ničesar.