Дисперсия на светлината: история на откриването и описание на феномена. Напредък в свързани области
Светътизпълнен с милиони различни нюанси. Благодарение на свойствата на светлината, всеки предмет и обект около нас има определен цвят, възприеман от човешкото зрение. Изследването на светлинните вълни и техните характеристики позволи на хората да надникнат по-задълбочено в природата на светлината и явленията, свързани с нея. Днес ще говорим за дисперсия.
Природа на светлината
От физическа гледна точка светлината е комбинация от електромагнитни вълни с различни значениядължина и честота. Човешкото око не възприема никаква светлина, а само тази, чиято дължина на вълната варира от 380 до 760 nm. Останалите разновидности остават невидими за нас. Те включват например инфрачервено и ултравиолетово лъчение. Известният учен Исак Нютон си представяше светлината като насочен поток от малки частици. Едва по-късно се доказва, че това е вълна в природата. Въпреки това Нютон все пак беше отчасти прав. Факт е, че светлината има не само вълнови, но и корпускулярни свойства. Това се потвърждава от добре познатия феномен на фотоелектричния ефект. Оказва се, че светлинният поток има двойна природа.
Цветов спектър
Бялата светлина, достъпна за човешкото зрение, е комбинация от няколко вълни, всяка от които се характеризира с определена честота и собствена енергия от фотони. Съответно, тя може да бъде разделена на вълни с различни цветове. Всеки от тях се нарича монохроматичен, а определен цвят съответства на собствения си диапазон от дължина, честота на вълната и енергия на фотона. С други думи, енергията, излъчвана от дадено вещество (или абсорбирана), се разпределя според горните показатели. Това обяснява съществуването на светлинния спектър. Например зеленият цвят на спектъра съответства на честотите в диапазона от 530 до 600 THz, а виолетовият - от 680 до 790 THz.
Всеки от нас някога е виждал как лъчите блестят върху шлифовани стъклени продукти или, например, върху диаманти. Това може да се наблюдава поради явление, наречено дисперсия на светлината. Това е ефект, който отразява зависимостта на индекса на пречупване на даден обект (вещество, среда) от дължината (честотата) на светлинната вълна, която преминава през този обект. Следствието от тази зависимост е разлагането на лъча в цветен спектър, например при преминаване през призма. Светлинната дисперсия се изразява със следното равенство:
където n е индексът на пречупване, ƛ е честотата и ƒ е дължината на вълната. Коефициентът на пречупване се увеличава с увеличаване на честотата и намаляване на дължината на вълната. Често наблюдаваме дисперсия в природата. Най-красивото му проявление е дъгата, която се образува поради разпръскването на слънчевата светлина, докато преминава през множество дъждовни капки.
Първите стъпки към откриването на дисперсията
Както бе споменато по-горе, светлинният поток, когато преминава през призма, се разлага на цветен спектър, който Исак Нютон е изследвал достатъчно подробно по своето време. Резултатът от неговите изследвания е откриването на феномена на дисперсията през 1672 г. Научният интерес към свойствата на светлината се появи преди нашата ера. Известният Аристотел вече отбеляза това слънчева светлинаможе да има различни нюанси. Ученият твърди, че природата на цвета зависи от „количеството тъмнина“, присъстващо в бялата светлина. Ако има много от него, тогава се появява лилав цвят, а ако има малко, тогава червено. Великият мислител също каза, че основният цвят на светлинните лъчи е бял.
Изследване на предшествениците на Нютон
Теорията на Аристотел за взаимодействието на тъмнината и светлината не е опровергана от учените от 16-ти и 17-ти век. Както чешкият изследовател Марзи, така и английският физик Хариот независимо един от друг провеждат експерименти с призма и са твърдо убедени, че причината за появата на различни нюанси на спектъра е именно смесването на светлинния поток с тъмнината при преминаване през призмата. На пръв поглед изводите на учените могат да се нарекат логични. Но техните експерименти бяха доста повърхностни и те не успяха да ги подкрепят с допълнителни изследвания. Това беше, докато Исак Нютон не се зае с работата.
Откритието на Нютон
Благодарение на любознателния ум на този изключителен учен беше доказано, че Бяла светлинане е основният и че други цветове изобщо не възникват в резултат на взаимодействието на светлината и тъмнината в различни пропорции. Нютон опроверга тези вярвания и показа, че бялата светлина е съставна по своята структура, тя се формира от всички цветове на светлинния спектър, наречен монохроматичен. В резултат на преминаването на светлинен лъч през призма се образуват различни цветове поради разлагането на бялата светлина на съставните вълнови потоци. Такива вълни с различни честоти и дължини се пречупват в средата по различен начин, образувайки определен цвят. Нютон извършва експерименти, които все още се използват във физиката днес. Например експерименти с кръстосани призми, използване на две призми и огледало и преминаване на светлина през призми и перфориран екран. Сега знаем, че разлагането на светлината в цветен спектър се получава поради различните скорости, с които вълни с различни дължини и честоти преминават през прозрачно вещество. В резултат на това някои вълни напускат призмата по-рано, други малко по-късно, трети още по-късно и т.н. Така светлинният поток се разлага.
Аномална дисперсия
Впоследствие физиците от предишния век направиха още едно откритиеотносно дисперсията. Французинът Leroux откри, че в някои среди (по-специално в йодните пари) се нарушава зависимостта, изразяваща явлението дисперсия. Физикът Кундт, който живее в Германия, се заема с изучаването на този въпрос. За своите изследвания той заимства един от методите на Нютон, а именно експеримент с две кръстосани призми. Единствената разлика беше, че вместо един от тях Кунд използва призматичен съд с разтвор на цианин. Оказа се, че коефициентът на пречупване, когато светлината преминава през такива призми, се увеличава, а не намалява, както се случи в експериментите на Нютон с обикновени призми. Германският учен установи, че този парадокс се наблюдава поради явление като поглъщането на светлина от материята. В описания експеримент на Kundt абсорбиращата среда беше разтвор на цианин и дисперсията на светлината за такива случаи беше наречена аномална. В съвременната физика този термин практически не се използва. Днес откритата от Нютон нормална дисперсия и откритата по-късно аномална дисперсия се считат за две явления, свързани с една и съща доктрина и имащи обща природа.
Лещи с ниска дисперсия
Във фотографската технология разсейването на светлината се счита за нежелано явление. Той причинява така наречената хроматична аберация, при която цветовете изглеждат изкривени в изображенията. Нюансите на снимката не съответстват на нюансите на снимания обект. Този ефект става особено неприятен за професионалните фотографи. Поради дисперсията на снимките не само цветовете се изкривяват, но ръбовете често са замъглени или, обратно, се появява прекалено дефинирана граница. Световните производители на фотографско оборудване се справят с последствията от този оптичен феномен, като използват специално проектирани лещи с ниска дисперсия. Стъклото, от което са направени, има отличното свойство да пречупва еднакво вълни с различна дължина и честота. Лещите, в които са монтирани лещи с ниска дисперсия, се наричат ахромати.
Въведение
Изследването на линейния спектър на веществото ни позволява да определим от какви химични елементи се състои и в какво количество всеки елемент се съдържа в това вещество.
Количественото съдържание на даден елемент в изследваната проба се определя чрез сравняване на интензитета на отделните линии в спектъра на този елемент с интензитета на линиите на друг химичен елемент, чието количествено съдържание в пробата е известно.
Методът за определяне на качествения и количествения състав на веществото от неговия спектър се нарича спектрален анализ. Спектралният анализ се използва широко при търсенето на минерали за определяне химичен съставрудни проби. В промишлеността спектралният анализ дава възможност да се контролира съставът на сплавите и примесите, въведени в металите, за да се получат материали с желани свойства.
Предимствата на спектралния анализ са високата чувствителност и скоростта на получаване на резултатите. Използвайки спектрален анализ, е възможно да се открие наличието на злато в проба с тегло 6 * 10 -7 g с маса от само 10 -8 g. Определянето на марката стомана чрез метода на спектралния анализ може да се извърши в няколко десетки от секунди.
Спектралният анализ дава възможност да се определи химичният състав на небесните тела, разположени на милиарди светлинни години от Земята. Химическият състав на атмосферите на планети и звезди, студен газ в междузвездното пространство се определя от спектрите на поглъщане.
Изследвайки спектрите, учените успяха да определят не само химичния състав на небесните тела, но и тяхната температура. По изместването на спектралните линии може да се определи скоростта на движение на небесното тяло.
История на откриването на спектъра и спектралния анализ
През 1666 г. Исак Нютон, обръщайки внимание на оцветяването на дъгата на изображенията на звездите в телескоп, провежда експеримент, в резултат на който открива дисперсията на светлината и създава ново устройство - спектроскоп. Нютон насочва лъч светлина към призма и след това, за да получи по-наситена лента, заменя кръглия отвор с прорез. Дисперсията е зависимостта на коефициента на пречупване на веществото от дължината на вълната на светлината. Дисперсията кара бялата светлина да се разделя на спектър при преминаване през стъклена призма. Следователно такъв спектър се нарича дисперсивен.
Излъчването на черно тяло, преминавайки през молекулярен облак, придобива абсорбционни линии от неговия спектър. Може да се наблюдава и емисионният спектър на облака. Разлагането на електромагнитното лъчение на дължини на вълните с цел тяхното изследване се нарича спектроскопия. Спектралният анализ е основният метод за изследване на астрономически обекти, използван в астрофизиката.
Наблюдаваните спектри са разделени на три класа:
линеен емисионен спектър. Нагретият разреден газ излъчва ярки емисионни линии;
непрекъснат спектър. Този спектър се произвежда от твърди вещества, течности или плътен непрозрачен газ в нагрято състояние. Дължината на вълната, при която възниква максималното излъчване, зависи от температурата;
линеен спектър на поглъщане. На фона на непрекъснатия спектър се виждат тъмни абсорбционни линии. Линиите на поглъщане се образуват, когато радиация от по-горещо тяло, което има непрекъснат спектър, преминава през студена разредена среда.
Изследването на спектрите предоставя информация за температурата, скоростта, налягането, химичния състав и други важни свойства на астрономическите обекти. Историята на спектралния анализ започва през 1802 г., когато англичанинът Уоланстоун, наблюдавайки спектъра на Слънцето, за първи път вижда тъмни абсорбционни линии. Той не можеше да ги обясни и не придаваше голямо значение на откритието си.
През 1814 г. немският физик Фраунхофер отново открива тъмни абсорбционни линии в слънчевия спектър и успява правилно да обясни появата им. Оттогава те се наричат линии на Фраунхофер. През 1868 г. в спектъра на Слънцето са открити линии на неизвестен елемент, наречен хелий (на гръцки helios „слънце“). След 27 години малко количество от този газ е открито в земната атмосфера. Днес знаем, че хелият е вторият най-разпространен елемент във Вселената. През 1918–1924 г. е публикуван каталогът на Хенри Дрейпър, съдържащ класификация на спектрите на 225 330 звезди. Този каталог стана основа за Харвардската класификация на звездите. В спектрите на повечето астрономически обекти се наблюдават водородни линии, появяващи се при прехода към първо енергийно ниво. Това е серията на Лайман, наблюдавана в ултравиолетовото; отделните линии от серията са обозначени като Lα (λ = 121,6 nm), Lβ (λ = 102,6 nm), Lγ (λ = 97,2 nm) и т.н. Във видимата област на спектъра се наблюдават водородни линии от серията Balmer. Това са линиите Hα (λ = 656.3 nm) червено, Hβ (λ = 486.1 nm) синьо, Hγ (λ = 434.0 nm) синьо и Hδ (λ = 410.2 nm) виолетово. Водородни линии се наблюдават и в инфрачервената част на спектъра - сериите на Пашен, Бракет и други, по-отдалечени.
Спектрални серии в спектъра на водорода
Почти всички звезди имат абсорбционни линии в спектъра си. Най-интензивната хелиева линия се намира в жълтата част на спектъра: D3 (λ = 587,6 nm). В спектрите на звездите от слънчев тип се наблюдават и натриеви линии: D1 (λ = 589,6 nm) и D2 (λ = 589,0 nm), йонизирани калциеви линии: H (λ = 396,8 nm) и K (λ = 393,4 nm). Фотосферите на звездите произвеждат непрекъснат спектър, пресечен от отделни тъмни линии, които възникват, когато радиацията преминава през по-хладните слоеве на атмосферата на звездата. От спектъра на поглъщане (по-точно от наличието на определени линии в спектъра) може да се съди за химическия състав на атмосферата на звездата. Ярките линии в спектъра показват, че звездата е заобиколена от разширяваща се обвивка от горещ газ. За червените звезди с ниски температури в спектъра се виждат широки ленти от молекули и оксиди на титанов оксид. Йонизираният междузвезден газ, нагрят до високи температури, произвежда спектри с максимална емисия в ултравиолетовата област. Белите джуджета произвеждат необичайни спектри. Те имат абсорбционни линии многократно по-широки от тези на обикновените звезди и имат водородни линии, които липсват при такива температури в обикновените звезди. Това се обяснява с високото налягане в атмосферата на белите джуджета.
Видове спектри
Спектралния състав на радиацията от различни вещества е много разнообразен. Но въпреки това всички спектри, както показва опитът, могат да бъдат разделени на три типа, които са много различни един от друг.
Непрекъснати спектри.
Слънчевият спектър или спектърът на дъговата лампа е непрекъснат. Това означава, че спектърът съдържа вълни с всякаква дължина. В спектъра няма прекъсвания и на екрана на спектрографа може да се види непрекъсната многоцветна лента.
Разпределението на енергията по честоти, т.е. спектралната плътност на интензитета на излъчване, е различно за различните тела. Например, тяло с много черна повърхност излъчва електромагнитни вълни с всички честоти, но кривата на зависимостта на спектралната плътност на интензитета на излъчване от честотата има максимум при определена честота. Енергията на излъчване при много ниски и много високи честоти е незначителна. С повишаване на температурата максималната спектрална плътност на излъчване се измества към по-къси вълни.
Непрекъснати (или непрекъснати) спектри, както показва опитът, се дават от тела в твърдо или течно състояние, както и силно компресирани газове. За да се получи непрекъснат спектър, тялото трябва да се нагрее до висока температура.
Естеството на непрекъснатия спектър и самият факт на неговото съществуване се определят не само от свойствата на отделните излъчващи атоми, но и до голяма степен зависят от взаимодействието на атомите помежду си.
Непрекъснат спектър се произвежда и от високотемпературна плазма. Електромагнитните вълни се излъчват от плазмата главно при сблъсък на електрони с йони.
Линейни спектри.
Нека добавим парче азбест, навлажнено с разтвор на обикновена готварска сол в бледия пламък на газова горелка. При наблюдение на пламък през спектроскоп ярко жълта линия ще мига на фона на едва видим непрекъснат спектър на пламъка. Тази жълта линия се произвежда от натриеви пари, които се образуват, когато молекулите на трапезната сол се разграждат в пламък. На спектроскопа можете също да видите палисада от цветни линии с различна яркост, разделени от широки тъмни ивици. Такива спектри се наричат линейни спектри. Наличието на линеен спектър означава, че веществото излъчва светлина само при определени дължини на вълната (по-точно в определени много тесни спектрални интервали). Всяка линия има крайна ширина.
Линейните спектри показват всички вещества в газообразно атомно (но не молекулярно) състояние. В този случай светлината се излъчва от атоми, които практически не взаимодействат помежду си. Това е най-фундаменталният, основен тип спектри.
Изолираните атоми на даден химичен елемент излъчват строго определени дължини на вълните.
Обикновено, за да се наблюдават линейни спектри, се използва сиянието на парите на вещество в пламък или сиянието на газов разряд в тръба, пълна с изследвания газ.
С увеличаването на плътността на атомния газ отделните спектрални линии се разширяват и накрая, при много висока плътност на газа, когато взаимодействието на атомите стане значително, тези линии се припокриват една с друга, образувайки непрекъснат спектър.
Раирани спектри.
Раираният спектър се състои от отделни ленти, разделени от тъмни интервали. С помощта на много добър спектрален апарат може да се открие, че всяка лента е колекция от голям брой много близко разположени линии. За разлика от линейните спектри, ивичните спектри се създават не от атоми, а от молекули, които не са свързани или са слабо свързани една с друга.
За наблюдение на молекулни спектри, както и за наблюдение на линейни спектри, обикновено се използва сиянието на пара в пламък или сиянието на газов разряд.
Абсорбционни спектри.
Всички вещества, чиито атоми са във възбудено състояние, излъчват светлинни вълни, чиято енергия е разпределена по определен начин по дължини на вълните. Поглъщането на светлина от дадено вещество също зависи от дължината на вълната. Така червеното стъкло пропуска вълни, съответстващи на червената светлина, и поглъща всички останали.
Ако прекарате бяла светлина през студен, неизлъчващ газ, се появяват тъмни линии на фона на непрекъснатия спектър на източника. Газът поглъща най-интензивно светлината с точно тези дължини на вълните, които излъчва при силно нагряване. Тъмните линии на фона на непрекъснат спектър са абсорбционни линии, които заедно образуват абсорбционен спектър.
Има непрекъснати, линейни и ивични емисионни спектри и същия брой видове спектри на абсорбция.
Важно е да знаем от какво са изградени телата около нас. Изобретени са много методи за определяне на техния състав. Но съставът на звездите и галактиките може да се определи само чрез спектрален анализ.
„ИЗ ИСТОРИЯТА НА ФИЗИКАТА ЕДИН ВЕК СПЕКТРАЛЕН АНАЛИЗ 9. V. Shpoleniy 1. Изминаха 300 години от първото откриване на спектъра: () ...”
УСПЕХ НА ФИЗИЧЕСКИТЕ НАУКИ
ИЗ ИСТОРИЯТА НА ФИЗИКАТА
ЕДИН ВЕК СПЕКТРАЛЕН АНАЛИЗ
9. В. Шполиени
1. Изминаха 300 години от първото откриване на спектъра:
() Февруари 1672 г. Нютон информира Кралското общество за своето, "
откриването на дисперсията на светлината и обяснението на различните цветове. В писмо до секретаря на Кралското дружество Олденбург, в което се описва това откритие, Нютон казва, че е направил откритието още през 1666 г.*).
Ориз. 1. Опит на Нютон. Илюстрация на книгата на Iolp"ra: 1L - "e meiis de la ptiilosophio de XcwLoii. Mis a la porU"e do tout lc III. Par Mr De Voltaire. Амстердам. 1738 г.
През 1704 г. е публикувано първото издание на „Оптика“: „Оптика или трактат за отраженията, пречупванията, огъванията и цветовете на светлината“, съдържащо пълно описание на многобройните гениални фини експерименти на Нютон.
Интересно е, че Нютон няма предшественици в своето откритие, тъй като преди него не е имало представа за връзката между цвета и пречупването на светлината. Произходът на цветовете се приписва на смесването на светлина и тъмнина в различни пропорции.
Повече от 100 години след публикуването на откритието на Нютон не е направено нито едно забележително наблюдение на спектрите. само началото на XIXвек донесе редица важни открития. През 1800 г. известният самоук астроном Фридрих Уилям Хершел, бивш музикант и учен, открива и за времето си задълбочено изучава инфрачервената част на спектъра 2. Въпреки че показва.
*) Това писмо е преведено на руски от S.I.Vaishgovish и публикувано в броя на Успехи, посветен на Нютон. Вижте „Напредък във физическите науки··, том 7, бр. 2, 1927, 658:-. л. Шполски.
че инфрачервените лъчи имат всички свойства на светлинните лъчи 3 (освен, разбира се, видимостта) - те се отразяват, пречупват, подчинявайки се на същите закони на Снел като светлината - Хершел им приписва природа, различна от природата на светлината и ги смята за специален вид "топлинни лъчи"
Откриването на инфрачервената част на спектъра е последвано от откриването на ултравиолетовата: а през 1801 г. I. V. Ritter 4 открива, че почерняването h
- - # . ·.·..-·. * Фиг. 2. Инсталация на Herschel за изследване на инфрачервената част на спектъра (Phil. Trans., 1800. p. 292). Термометър 7 служи за измерване на повишаването на температурата в различни части на спектъра. Останалите термометри са използвани за контрол.
сребърен хлорид не спира в крайната виолетова част на спектъра, а се наблюдава - и дори с по-голям интензитет - извън видимия спектър. В този случай невидимите лъчи са открити благодарение на
Химичните им действия, поради което дълго време съществуваше погрешното схващане, че ултравиолетовите лъчи са „химични“ лъчи.
2. През 1802 г. Уоластън публикува две важни наблюдения, чието значение е признато едва много години по-късно. Възпроизвеждайки експеримент, подобен на този на Нютон, но правейки процеп в затвора вместо кръгъл отвор, Wollaston 5 открива, че слънчевият спектър се пресича от няколко тъмни линии... това несъмнено е откритието на Fraun FRIEDRICH WILLIAM HERSCHEL (1738-1822) )
ЕДИН ВЕК СПЕКТРАЛЕН АНАЛИЗ 659
гофер линии. Това откритие обаче не привлече никакво внимание и не беше споменато от никого през следващите години.В същото време, изследвайки спектъра на вътрешната част на пламъка на свещта, Уоластън установи, че спектърът на тази част на пламъка се състои от пет ярки линии, разделени от тъмни интервали. Така за първи път е открит линейният спектър на светещите газове.
3. Съвсем независимо от Уоластън, и двете открития са направени в много по-пълна и точна форма почти 15 години по-късно от Фраунхофер, чиято работа бележи един от най-важните етапи в историята на спектроскопията. Фраунхофер на първо място значително подобри експерименталния метод за наблюдение на спектрите. Като опитен механик и тънък практичен оптик, Фраунхофер използва в работата си призми и лещи с най-високо качество за онова време. 3. Експеримент на Уоластоп: лъч светлина беше прекаран в тъмна стая през процеп с ширина 1/2 0 инча и получен през призма от кремъчно стъкло, поставена пред окото на разстояние 10 или 12 фута от процепа (Фил Превод, 1802).
и механично точни инсталации. В първите си творби Фраунхофер също използва призма като диспергиращ елемент; спектърът е наблюдаван с помощта на теодолитен телескоп. Използвайки тази настройка, Фраунхофер за първи път открива в спектъра на пламъка на лоена свещ две близко разположени ярко жълти линии, които се открояват ясно на фона на непрекъснатия спектър на свещта. Очаквайки да види тези линии в спектъра на слънчевата светлина, Фраунхофер използва своята настройка, за да изследва спектъра на Слънцето. Но, гледайки през телескопа, той беше изумен, че вместо ярка линия видя „безброй тъмни линии, а някои изглеждаха напълно черни“. Фраунхофер начертава чертеж на слънчевия спектър, обозначавайки най-интензивните линии с латински букви от А до; виолетовият край на спектъра е обозначен с J. Между B и II Фраунхофер наблюдава 754 линии, от които позициите на 350 са точно измерени и нанесени върху слънчевия спектър. Сред тези тъмни линии Фраунхофер отбеляза линия, разположена на границата между жълтата и оранжевата част на спектъра и обозначена от него с буквата D. Тази линия, която при по-внимателно наблюдение се оказа двойна, заемаше същата позиция на инструмента мащаб като този, наблюдаван от Фраунхофер в спектъра на свещите с лоен пламък - двойна ярка линия и съвпадението може да бъде установено с точността, която позволява инсталацията на Фраунхофер. Така беше открит удивителен факт, който изигра огромна роля в по-нататъшната история на спектроскопията. Образно казано, този факт беше, че светлината на лоената свещ съдържа в излишък именно тези дължини на вълните, които отсъстват или поне са силно отслабени в светлината на Слънцето. Разбирането на произхода на този забележителен феномен 660 г. сл. н. е. V. Шполски и като цяло произходът на тъмните линии на слънчевия спектър все още не съществува, но Фраунхофер ясно оценява значението на своето откритие за практическата оптика, тъй като в резултат на измерването на позицията на тези линии стана възможно да се измерване на оптичните константи на материалите (индекс на пречупване) за определени дължини на вълните 6.
Откриването на тъмните линии в слънчевия спектър е последвано от второто голямо откритие на Фраунхофер: дифракционната решетка 7. Фраунхофер изследва дифракционната картина, наблюдавана, когато паралелен лъч от лъчи преминава през тесен процеп и през решетка от успоредни нишки.
Ето как самият той описва първите си наблюдения с решетка: „За да позволя на голям брой еднакво силно дифрактирани лъчи да преминат през цялата повърхност на лещата на теодолитната тръба, аз дръпнах върху рамката много голям брой успоредни нишки на еднаква дебелина на същото разстояние един от друг: светлината трябва да претърпи дифракция, преминавайки през пространствата между нишките. За да съм сигурен, че резбите са точно успоредни и на еднакво разстояние една от друга, поставих в двата срещуположни края на четириъгълната рамка тънки винтове, които имаха около 169 навивки на парижки инч. В жлебовете на този винт закрепих резбите и можех да съм сигурен, че резбите са точно успоредни и на същото разстояние една от друга. Към лещата на теодолитната тръба, през вертикален процеп на хелиостата с височина 2 инча и ширина 0,01 инча, насочих интензивен слънчев лъч и монтирах в средата на теодолитния кръг решетка, която се състоеше от приблизително 260 успоредни нишки с дебелина 0,002021 инча и между ръбовете на който имаше разстояние от 0,03862 инча. Бях много изненадан да видя, че явленията, наблюдавани с решетка в тръба, изглеждаха напълно различни от тези, наблюдавани с дифракция с един процеп.
„Ако обективът на телескопа е монтиран по такъв начин, че без решетка изображението на отвора на хелиостата да е строго ограничено, тогава в цветните спектри, причинени от решетката на нишката, могат да се видят линии и ивици, които аз открит с помощта на добра призма в спектъра на слънчевата светлина, което представлява голям интерес, тъй като това позволява - както ще се види по-късно - да се изследват точно законите на модификацията на светлината, възникваща в резултат на взаимното влияние на голям брой дифрактирани лъчи."
Използвайки описаната и друга, по-фина, решетка от 340 линии на парижки инч, Фраунхофер показа, че явлението не зависи от дебелината на нишките и ширината на празнините, а зависи само от сумата от дебелината на нишките и ширината на празнините. Освен това субстанцията на нишката не оказва никакво влияние върху картината на явлението: Фраунхофер е направил решетки от коса, от сребърна или златна тел и във всички случаи е наблюдавал едни и същи явления.
Впоследствие Fraunhofer произвежда решетки с дори значително по-голяма разделителна способност. За тази цел той премина от решетки от опънати успоредни нишки към решетки, изрязани върху стъклени плочи: с помощта на специално изработена машина се нанасяха успоредни удари с диамант. По този начин той успява да произведе решетки с константа от 0,0001223 парижки инча, докато най-добрите нишкови решетки имат константа от 0,001952 инча.
С помощта на тези решетки Фраунхофер продължи, разшири и усъвършенства своята спектрални наблюдения. Значението на работата на Fraunhofer за спектроскопията беше много добре характеризирано от Kaiser*): „Fraunhofer не TT. K a u s e g, Handbuch der Spektroskopie, V. I, p. 12, Лайпциг, 1900 г.
ЙОЗЕФ ФРАУНХОФЕР
(1787-1826)ЕДИН ВЕК СПЕКТРАЛЕН АНАЛИЗ 661
В тези работи той не излага хипотези за произхода на светлите и тъмните линии на спектрите. И все пак печалбата от тази работа беше огромна. Научихме, първо, че слънчевият спектър на определени непроменливи места има тъмни линии, които позволяват да се посочат строго определени места в спектъра вместо такива неясни индикации, като например в „началото на зелената част“, и т.н. Вече можехме, използвайки решетки, всяко конкретно място в спектъра да се характеризира със своята дължина на вълната. Освен това научихме, че други небесни тела имат подобни линии, но че тези линии могат да бъдат различни в зависимост от обекта. Накрая научихме, че земни източницидават леки линии.Работата на Фраунхофер е брилянтен пример за абсолютно надеждно изследване без никакви хипотези с точна дефиниция какво всъщност е доказано и каква точност е постигната.“
4. Тук не можем да се спрем подробно на доста многобройните трудове на предшествениците на Кирхоф и Бунзен, сред които са такива изключителни учени като Джон Хершел, Уитстоун, Стоук и др.. Според самия Кирхоф Талбот и Фуко са били най-близо до откритието на спектралния анализ.
Първата работа на Талбот, публикувана през 1825 г.*), е интересна с това, че особено ясно показва какви трудности е причинила на изследователите изключителната чувствителност на спектралния анализ при откриването на натрия от неговия жълт дублет.
Позовавайки се на предишни наблюдения, че жълтата светлина се произвежда от пламъка на смес от алкохол и вода, от една страна, и от пламъка на сярата, от друга, Талбот решава да тества дали едни и същи спектри се появяват и в двата случая.
За негова изненада спектрите се оказаха същите:
„Резултатът от тези експерименти“, пише той, следователно сочи към широкообхватна оптична аналогия между натрон и сяра, т.е. тоест две вещества, за които химиците досега са приемали, че нямат нищо общо.” След като се убеди допълнително, че същата жълта линия се появява в спектъра на пламък, в който се въвеждат редица други вещества, Талбот стигна до заключението, че тази линия принадлежи на кристализационната вода (!), тъй като според Талбот водата беше единственото нещо, което е общо за всички тези тела като компонент.
Въпреки това погрешно заключение, Талбот, в резултат на поредица от допълнителни експерименти, стигна до заключението за недвусмислено съответствие между вещество и неговия спектър. „Например“, пише той, оранжевият лъч може да бъде причинен от стронций, тъй като Хершел откри лъч с този цвят в пламъка на стронциевия муриат. Ако това мнение се окаже правилно и приложимо към други специфични лъчи, само един поглед към призматичния спектър може да покаже наличието на вещества в него, които иначе бихте били необходими за вашия „Отворен към трудоемък химичен анализ“. (Разрядът е мой. -E. Ill.) В следната работа Талбот описва наблюдаваните спектри още по-точно: „Стронциевият пламък разкрива голям брой червени лъчи, добре разделени един от друг с тъмни интервали, да не говорим оранжев лъч и много категоричен син. Литият открива само един червен лъч. Ето защо не се колебая да кажа, че оптичният анализ позволява да се разграничат малки фракции от тези две вещества една от друга със същата надеждност, ако не и повече, от всеки друг метод.
662 e. V. Шполски Виждаме следователно, че въпреки липсата на ясни данни за спектрите, за разликата между спектрите на твърди вещества и пари, отделни елементи и химични съединения, Талбот отгатва възможностите на спектралния анализ. Но, разбира се, има още много дълъг път от тази интуиция до откриването на спектралния анализ в съвременния смисъл.
Що се отнася до произхода на жълтата линия, правилното решение на този проблем е дадено от Swann 8a през 1856 г., т.е. само 3 години преди публикуването на първата работа на Кирхоф. Суон обърна внимание на факта, че в спектъра на долната част на пламъка на свещ винаги се появява една и съща жълта линия, която беше наблюдавана и обозначена от Фраунхофер 40 години по-рано.
~) Тази линия се появява и когато в пламъка на свещ се поставят най-незначителни количества готварска сол. Суон пита „дали тази линия в пламъка на свещ се дължи на изгарянето на въглища и водород, от които основно е съставено веществото на свещта, или се дължи на незначителните следи от натриев хлорид, който присъства в повечето вещества от животински произход." Суон дава ясен отговор на този въпрос:
Жълтата линия, открита в спектрите на почти всички пламъци, винаги принадлежи на натрия, присъстващ в малки количества. Така най-накрая беше разгадана загадката на жълтата линия, която в продължение на четиридесет години вълнуваше всички изследователи без изключение, които изучаваха спектрите.
Най-близо до откриването на спектралния анализ беше Л. Фуко, който извърши по същество решаващ експеримент през 1849 г., т.е. 10 години преди публикуването на работата на Кирхоф и 7 години преди работата на Суон, и освен това в много елегантен Въпреки това, остава историческа или психологическа мистерия защо този изключителен философ не е имал смелостта да направи окончателно заключение от него в ясна форма. Докато изучава спектъра на електрическа дъга между въглеродни електроди, Фуко забелязва, че ярко жълто линия постоянно присъстваше в този спектър.Той я сравни с /)-линията на слънчевия спектър и откри, че и двете линии заемат една и съща позиция в спектъра.По-нататък той показа, че ако слънчевата светлина преминава през дъга, тогава D- линиите стават по-тъмни.
И накрая, той модифицира опита по изключително гениален начин, така че той по същество изкуствено възпроизвежда появата
О-линии в слънчевата атмосфера. Проектирайки горещ въглероден електрод на дъга върху процепа на своята инсталация, Фуко е убеден, че това нагрято твърдо тяло дава непрекъснат спектър без признаци на тъмни линии. Ако обаче с помощта на малко огледало светлината на този нажежен електрод се отрази и насочи така, че да премине през пламъка на самата дъга, тогава в спектъра веднага се появяват тъмни линии на мястото на ярко жълтите линии. „И така, заключава Фуко, дъгата е среда, която сама създава лъчите D и в същото време ги абсорбира, когато идват отвън.“ Накрая той прави експеримент, който вече се доближава до решаването на загадката за източника на жълтите линии.
Експериментът се състоеше в използване на метални електроди вместо въглеродни електроди. Жълтите линии се появиха отново, но в силно отслабена форма; те се засилват рязко, ако един от електродоните е оцветен с „поташ, сода или някоя от солите, които образуват вар“. Вместо да предприеме още една привидно малка (но всъщност никак проста) стъпка и да докаже, че жълтите линии са особено интензивни, когато въведеното в дъгата вещество съдържа натрий (т.е. например сода, а не поташ), Фуко се ограничава към уговорка: „Преди да се правят каквито и да било заключения за почти постоянното присъствие на лъча 1) трябва, разбира се, да се уверите, че появата му не показва
ЛЕОН ФУКО
(1819-1858)ЕДИН ВЕК СПЕКТРАЛЕН АНАЛИЗ 663
винаги за наличието на една и съща материя, разтворена във всички наши превозни средства. И накрая, относно възможността за създаване на слънчева или звездна химия на базата на спектрален анализ, Фуко отново прави недостатъчно категорична забележка: „Въпреки това, това явление (има предвид описаните по-горе опити с iJ линията. - Е. Ш.), как ние „Изглежда, че отсега нататък това създава постоянен стимул за изучаване на спектрите на звездите, тъй като ако същият лъч бъде открит там, звездната астрономия ще направи своите заключения от това.“Виждаме следователно, че въпреки че е близо до откритието за обръщането на спектралните линии, Фуко всъщност не е направил това откритие, тъй като не е дал никакво определено обяснение за своите забележителни експерименти. Следователно не е изненадващо, че работата на Фуко остава незабелязана веднага след появата си. Запомниха го само когато във връзка с откритието на Кирхоф възникна полемика за приоритета по инициатива на У. Томсън (Келвин). При тези обстоятелства Фуко има смелостта честно да признае*, че за да открие основата на спектралния анализ, на неговите експерименти липсва последната решителна стъпка. Тази стъпка, според Фуко, е направена от две последователни и независими наблюдения на Суон и Кирхоф: Суон показа, че жълтите линии принадлежат конкретно на натрия, а Кирхоф доказа обръщането на спектралните линии и на други метали. Фуко характеризира последния експеримент като „един опит, проверен, заслужава възхищение“**), въпреки че в интерес на истината трябва да се признае, че неговият собствен експеримент на Фуко е не по-малко забележителен.
5. Подминавайки редица по-малко значими произведения, нека сега се обърнем към разглеждането на класическите произведения на Кирхоф и Буйзен.
Кирхоф пише: „Фраунхофер забеляза, че в спектъра на пламъка на свещ се появяват две ярки линии, които съвпадат с две тъмни D линии на слънчева светлина. Същите ярки линии се получават лесно с по-голям интензитет в спектъра на пламъка, в който се въвежда трапезна сол. Получих слънчевия спектър, но принудих слънчевите лъчи, преди да ударят процепа, да преминат през силен пламък от готварска сол. Ако слънчевата светлина беше достатъчно отслабена, тогава на мястото на двете тъмни D линии се появиха две ярки линии. Но ако интензитетът на слънчевия спектър надхвърли известна граница, тогава и двете линии D се появяват с много по-голяма отчетливост, отколкото при липсата на пламък от готварска сол.
„Спектърът на светлината на Дръмонд обикновено съдържа две ярки натриеви линии, ако светещата част на варовия цилиндър не е била нажежена достатъчно дълго; постепенно тези линии стават по-слаби и накрая изчезват напълно. Ако те са изчезнали или отслабнали достатъчно, тогава пламъкът на алкохола, в който е въведена трапезна сол и който се намира между варовия цилиндър и пукнатината, причинява появата на мястото на светлите линии на две тъмни линии със забележителна острота и тънкост, които във всички отношения съвпадат с D линиите на слънчевия спектър. Следователно това е същността на D линиите на слънчевия спектър.
възпроизведени изкуствено в спектър, където не се срещат при нормални (естествени) условия.“
*) В статия, публикувана във вестник Temps за откриването на спектралния анализ. (Цитирам от Кайзер.) **) „Наистина прекрасно изживяване.“
e.. Shpolsky "4 "От тези наблюдения заключавам, че цветните пламъци, в чиито спектри се наблюдават ярки резки линии, толкова отслабват лъчите с цветовете на тези линии, когато тези лъчи преминават през цветните пламъци, че вместо ярки линии тъмни линии се появяват, веднага щом зад пламъка е инсталиран източник на светлина с достатъчен интензитет, в спектъра на който тази линия отсъства при други условия. Освен това заключавам, че тъмните линии на слънчевия спектър, които не са причинени от земната атмосфера, възникват поради присъствието в горещата слънчева атмосфера на тези вещества, които са в спектъра, пламъците дават ярки линии на мястото на тъмните линии на слънчевия спектър.Трябва да се приеме, че светлите линии на спектъра, съвпадащи с D-линиите на слънчевия спектър, се дължат на наличието на натрий в пламъка; следователно тъмните JD-ЛИНИИ на слънчевия спектър ни позволяват да заключим, че натрият е в слънчевата атмосфера. Брустър откри линии в спектъра на нитратния пламък на мястото на линиите на Фраунхофер A и /?; тези линии показват наличието на калий в слънчевата атмосфера. От моето наблюдение, че червената литиева ивица не съответства на никаква тъмна линия в спектъра на Слънцето, вероятно следва, че литият липсва или се среща в относително малки количества в слънчевата атмосфера.
В представената работа на Кирхоф са направени обобщения без теоретична обосновка. Обосновката е дадена в друг документ 1 2, който се появи 6 седмици след предишния.
Кирхоф обосновава обяснението на връзката между емисионните спектри на парите и газовете и техните спектри на поглъщане с доказания от него термодинамичен закон, според който отношението на излъчвателната способност на едно тяло към неговата абсорбционна способност за една и съща дължина на вълната и при същата температура за всички тела е еднаква и равна на коефициента на излъчване на абсолютно черно тяло за дадена дължина на вълната при дадена температура. Доказателството за този закон е дадено във втората работа, цитирана през 1859 г. От това следва, че „интензитетът на лъчите с определена дължина на вълната, които се излъчват от различни тела при една и съща температура, може да бъде много различен: той е пропорционален на поглъщането капацитет на тялото за лъчи с тази дължина на вълната.
Следователно при една и съща температура металът излъчва по-силно от стъклото, а последното излъчва по-силно от газа. Тяло, което би останало напълно прозрачно при най-високи температури, никога няма да свети.
Освен това Кирхоф дава термодинамично обяснение за обръщането на спектралните лъчи. Това обяснение беше прието от съвременниците с такава трудност, че както се вижда от доклада в списание Chemical Ne^svs за 1861 г. (стр. 130-133) за лекцията на Роско в Лондонското химическо дружество, дори Фарадей, който присъстваше на лекцията, намери разбирането на призива изключително трудно.
Кирхоф разсъждава по следния начин. Нека си представим, че литиев пламък е поставен между източника, произвеждащ непрекъснат спектър, и процепа на спектроскопа. В този случай интензитетът на непрекъснатия спектър може да се промени само на мястото, където се намира червената литиева линия.
Всъщност литиевият пламък на посоченото място увеличава интензитета поради собственото си излъчване и отслабва поради абсорбцията, която радиацията, преминаваща през пламъка, изпитва за същата дължина на вълната. Да приемем, че абсорбционната способност на пламъка е 1/1.
В този случай, съгласно закона на Кирхоф, литиевата линия трябва да има интензитет, равен на 1/1 от интензитета за същата дължина на вълната в спектъра
ГУСТАВ КИРХХОФ
(1824-1887)ЕДИН ВЕК СПЕКТРАЛЕН АНАЛИЗ 665
абсолютно черно тяло със същата температура. Ако, следователно, излъчващото тяло беше абсолютно черно тяло с температура на литиев пламък, тогава последният би погълнал 1/i интензитет за дължината на вълната на литиевата линия (в непрекъснатия спектър на източника), но би добавил точно същото количество поради собственото си излъчване, т.е. би имало въздействие.Ако тяло, даващо непрекъснат спектър, беше по-тъмно от черно тялотемпературата на литиевия пламък, или защото температурата му е по-ниска, или защото ще излъчва по-малко при същата дължина на вълната, тогава литиевият пламък ще абсорбира по-малко, отколкото излъчва, и ще видим ярка линия на плътен фон. Ако източникът на емисии е по-голям от черното тяло на температурата на пламъка (а за това неговата температура трябва непременно да е по-висока от температурата на пламъка), тогава пламъкът отново ще абсорбира една четвърт от падащото лъчение и тъй като това е по-голямо стойност от това, което пламъкът може да излъчи според температурата си, се появяват тъмни линии на светъл фон.
От това получаваме необходимото условие за циркулация: поглъщащият пламък трябва да е по-студен от излъчващото тяло.
Така беше дадено теоретично обяснение за обръщането на спектралните линии, което обаче, както виждаме сега, не се отличаваше нито с прозрачност, нито с строгост. Едва ли има съмнение, че като цяло истинската водеща нишка за Кирхоф е физическата интуиция и теоретичните съображения са използвани постфактум, за да обосноват тази интуиция.
Най-важното заключение, което Кирхоф прави от своето доказателство за обръщането на спектралните линии, е твърдението, че от наличието на D-линии в слънчевия спектър може надеждно да се заключи наличието на натрий в слънчевата атмосфера. След като допълнително представи редица съображения, доказващи, че появата на 0-линията не може да се припише на абсорбция в земната атмосфера, Кирхоф заключава: „По този начин е намерен начин да се определи химичният състав на слънчевата атмосфера и същата начин обещава да направи възможно да се направят някои заключения за химичния състав на ярките неподвижни звезди "
От детството сме толкова свикнали с тези обобщения от училищните учебници и популярната литература, че сега не ни е лесно да оценим тяхната смелост, новост и огромно значение. Но именно тази популярност на заключението за възможността за изучаване на химичния състав на небесните тела сега, 100 години след появата на работата на Кирхоф, го поставя наравно с основните постижения на естествознанието на всички времена. Смелостта на заключението на Кирхоф се подчертава особено от факта, че това заключение беше в рязко противоречие с мнението на създателя на популярната по това време сред естествените учени позитивна философия Ор. Конта; който твърди, че можем да изучаваме в детайли движенията на небесните тела, но никога и при никакви обстоятелства няма да знаем техния химичен състав.
Вероятно поради тази причина, но несъмнено, от естествено желание да постави експериментална основа за метод за химичен анализ, който претендира да бъде приложим не само в земната, но и в космическата химия, Кирхоф предприе специално проучване заедно с изключителния химик Роб . Бунзен. Всъщност, още преди Кирхоф, възможността за използване на спектри за химичен анализ беше многократно изтъквана (нека си припомним например работата на Талбот, която беше обсъдена по-горе), но никой не доказа, използвайки всякакви примери, достъпни за независим контрол , че такъв анализ може да даде ясни и надеждни резултати. Никой не е доказал - да вземем най-тривиалния пример - че натрият винаги се появява в спектъра като 9 UFN, том LXIX, бр. 4 666 E.V. SHIOLSKY са известни две жълти линии, независимо от това в каква смес или съединение е включено, а също и независимо от свойствата на пламъка, който го възбужда да свети. В крайна сметка най-простите факти не бяха очевидни по това време и например никой не доказа, че наличието на тези жълти линии или червената линия на литий, когато натриевият хлорид или литиевият хлорид се въвеждат в пламъка, показва наличието на елемент, а не неговите връзки.
Кирхоф и Бунзен извършват обширна работа с трите алкални метала, известни по това време - литий, натрий и калий - и трите алкалоземни метала - калций, стронций и барий 1314.
Най-простата настройка, показана на фиг. 4.
Ориз. 4. Спектроскоп на Kirchhoff и Boon:)en (Pogtr.., 110, p. 160 (I860)).
Тук F е куха призма, пълна с въглероден дисулфид, която може да се върти с помощта на лост H. Огледалото G служи за отчитане на позицията на призмата, като за целта е използвана тръба със скала, която не е показана на фигурата. Изследваните соли бяха въведени в безцветния пламък на газова горелка Bunsen, което представляваше полезна иновация в сравнение с предишния използван пламък на алкохолна горелка. Освен това бяха проведени експерименти с въглероден оксид и кислородно-водородни пламъци.
Крайният извод от това изследване е формулиран от Кирхоф и Бунзен, както следва1:1:
„... разнообразието от съединения, в които са включени металите, разнообразието от химични процеси, протичащи в различни пламъци, и огромният диапазон от температури - всичко това не оказва никакво влияние върху позицията на спектралните линии на отделните метали. ”
В същата работа са дадени широко известни и впоследствие използвани в продължение на няколко десетилетия чертежи на спектрите на изследваните елементи, дадени са множество практически инструкции за използването на спектралния анализ в различни специални случаи, чувствителността на анализа е оценена, което се превърна в да бъде необичайно висок и бяха дадени множество примери за реални анализи.
По-специално, появата на "вездесъщи" жълти линии в спектрите на вещества, които нямат нищо общо с натрия, се обяснява със следните цифри за фантастичната чувствителност (особено за натрий) на спектралния анализ на пламъците. Оттогава до наши дни тези цифри са постоянно цитирани в безброй учебници, популярни книги и статии. Според Kirchhoff и Bunsen 1 3 в горелка Bunsen е възможно да се открие
ВЕКОВЕ СПЕКТРАЛЕН АНАЛИЗ
–  –  –
"3000. ""30 000 U 7000 * 2000 Освен това в същата и в следващата работа беше показано използването на спектрален анализ при откриването на два нови алкални метала - цезий и рубидий, което несъмнено беше едно от най-забележителните доказателства за значението на спектралния анализ в "земната" аналитична химия.Във втората работа беше описан този донякъде подобрен вид спектрален апарат (със сравнителна призма), който все още се намира в учебните лаборатории.
Разбира се, сега добре разбираме, че успехът на тези класически произведения на Кирхоф и Бунзен се дължи на комбинацията от две изключително благоприятни свойства на алкалните метали и техните съединения: ниският потенциал на възбуждане на алкалните метали и лесната термична дисоциация на техния халид соли, поради което те се дисоциират дори в пламъка на Бунзенова горелка до атоми.
Въпреки това фактът, че изследователите са били ясно наясно с ограниченията на техния метод, е ясен от коментарите по-долу. Кирхоф и Бунзен посочват, че въпреки че в повечето от случаите, които са изследвали, различните съединения, въведени в пламъка, обикновено дават спектър от метала, включен в съединението, би било грешка да се мисли, че това винаги трябва да е така. След това те дават редица примери, които показват, че атомният спектър не съвпада с молекулярния спектър и като хипотеза излагат следното твърдение: „Във всеки случай е възможно солите, които изпарихме, да не са запазени при температура на пламъка, но се разпадат по такъв начин, че винаги имаме работа с пари от свободен метал, към които принадлежат наблюдаваните линии; Освен това е възможно едно химично съединение да показва линии, различни от тези на елементите, от които е съставено.
Колкото и тривиални да ни изглеждат тези разпоредби сега, по това време, предвид крайните ограничения на експерименталните средства, новостта на областта и липсата на проучен материал, ясното разбиране на ситуацията беше достъпно само за изключителни наблюдатели.
През 1861 г. Кирхоф публикува основната си работа по спектрален анализ, която показва чертеж на слънчевия спектър в голям мащаб до спектрите на голям брой елементи: Ag, Al, Au, Cu, Fe и др. - 22 елемента общо. За изследването е изградено специално устройство, направено от Steingeil и показано на фиг. 5.
Както можете да видите, устройството има четири призми (три от тях са 45°, а последната е 60°).
колиматорът беше неподвижно монтиран на същия диск, на който бяха разположени призмите, и телескопът можеше да се върти около оста си.
минаваща през центъра на диска. За да възбуди спектъра между електродите, кондензирана искра от голяма намотка на Ruhmkorff с паралелно свързан буркан на Leyden беше предадена от съответния елемент.
След като установи съвпадението на емисионните линии на някои елементи с линиите на Фраунхофер в слънчевия спектър, Кирхоф можеше да установи присъствието на тези елементи на Слънцето. Така бяха положени основите на слънчевата химия.
9" О. В. Шполски Впечатлението, което тази работа направи на неговите съвременници, беше огромно. Това пише в мемоарите си Роско, който работи известно време в лабораторията на Бунзен (класическата работа на Роско * 3^" е посветена на фотохимично съединение хлор с ™ „Вече бях напуснал Хайделберг, когато двама приятели започнаха с ™ n работа по спектрален анализ. Но когато отидох в Хайделберг през лятото на 1860 г., се зарових в тази работа много подробно и я преведох на Фиг. 5. Големият спектроскоп на Кирхоф за изследване на слънчевия спектър (Abh. Berliner Akad., 1861, p.).
–  –  –
От възраженията тук ще цитираме едно много характерно. Астрономът К. Морин 18 упрекна Кирхоф, че прибързва с изводите. Според Морин, преди да се направят изводи за наличието на определени елементи в слънчевата атмосфера, трябва много по-внимателно да се изследват спектрите на различните елементи. Например, посочи Морин, „/) линиите се възбуждат не само от натрий, но и от други метали, тъй като например живакът и желязото също произвеждат жълти линии; и следователно заключението за наличието на натрий в Слънцето не е оправдано” (!). Това възражение сега ни изглежда почти анекдотично. Наистина, позицията на жълтата линия на живака се различава от /)-линията с повече от 40 ангстрьома и следователно е невъзможно да се смесят. Но ако вземем предвид грубостта на методите за определяне на позицията на спектралните линии по това време, тогава това възражение може би може да се счита за достойно за публикуване в научно списание. Въпреки това, лекотата на появата на самата /)-линия с незначително замърсяване на изследваните елементи служи като постоянен източник на недоразумения в тълкуването на нейната принадлежност. Следователно трябва напълно да се съгласим със следната забележка на Г. Кайзер *): „Ако не е имало универсално изобилие от натрий, спектралният анализ вероятно щеше да бъде открит от Хершел * *). Ние откриваме, че за по-късни проучвания натриевата линия е била пречка и е довела до погрешни заключения. Исторически интересно е, че тази светлина (визирайки, разбира се, жълтата натриева линия - Е. Ш.), която според мен е основната причина спектралният анализ да не бъде открит 30 или 40 години по-рано, - че Тя дали тази светлина, в ръцете на Кирхоф и Бюниен, доведе до най-важния успех, до прехода от земния към слънчевия спектър.
Що се отнася до спора за приоритета, този спор изглежда е започнат за първи път от Уилям Томсън-Лорд Келвин, който в писмо, адресирано до Кирхоф (и впоследствие публикувано от самия Кирхоф), посочи, че както той, Келвин, около 10 години преди това Чух това от Стоукс, проф. Милър в Кеймбридж проведе експеримент, който доказва с висока степен на точност съвпадението на тъмни D-линии с емисионни линии, появяващи се в пламъка на алкохолна горелка, когато в нея се постави готварска сол. След това Келвин дава механично обяснение на този факт като следствие от резонанса между честотата на трептене и съответната честота в непрекъснатия спектър, дадено му в устен разговор от Стокс. В следващите си публични изяви Келвин твърди, че всичко, което е направено в спектрално-аналитичната област, е заслуга на Талбот, Джон Хершел и Стоукс. „Що се отнася до Кирхоф“, каза Келвин в една от тези речи, вярвам, че той заслужава голямо признание за факта, че е търсил и открил други метали на слънцето освен натрий.
Друг английски физик, P. G. Tait, припомни ***), че Фраунхофер всъщност вече е видял, че пламъкът излъчва светлина, давайки линия на самото място в спектъра, където са разположени /)-линиите. Този факт е по-точно доказан от Милър в Кеймбридж. И накрая, Фуко стига най-далеч в експериментите, описани вече на страница 662. След допълнително описание на експериментите *) N. Kauser, Handluch, том I, стр. 14, Лайпциг, 1900 г." **) Говорим за работата на Джон Хершел, син на Уилям Хершел, който открива инфрачервените лъчи. В тази работа (1831 г.), Хершел за първи път посочи, че оцветяването, придадено на пламъка от „различни основи“, може да служи като лесен начин за откриване на малки количества вещества, но погрешно твърди, че при определена температура на пламъка жълта линия се появява във всички случаи.
***) Виж, например, лекциите на Тет, които все още запазват интерес (цитирам превода на немски): „Vorlesungen iiber einige neuerc Fortschritte der Physik” Braunschweig, 1877, стр. 159 и сл.
670 e. V. Шполски Милър, Тейт продължава: „Това беше около 1850 г. и оттогава фактът, че натрият е в нажежено състояние в слънчевата атмосфера (като експериментално доказана истина) беше утвърден от Уилям Томсън и други (?-E. III.) . Това беше раждането на спектралния анализ, тъй като става въпрос за приложение към небесни тела. И по-нататък: „Нито Стоук, нито Томсън, очевидно през 1850 г., не са смятали ни най-малко, че са се натъкнали на нещо ново - въпросът им изглеждаше толкова прост и очевиден - и само на това трябва да се отдаде фактът, че Томсън, който от след това (т.е. от 1850 г. - Е. Ш.) постоянно говореше за това отначало като за нещо добре известно в своите публични лекции, нямаше ни най-малко претенции името му да бъде споменавано във връзка с това откритие."
Тъй като нито V. Thomson, нито някой друг, преди появата на работата на Kirchhoff, е записал някъде в печат въпросното основно твърдение (т.е. всъщност откритието на спектралния анализ), фактите, цитирани от Tait, могат да се считат само за доказателство, че откритието вече беше „висящо във въздуха“, но не като оправдание за нечий приоритет.
Няма съмнение, че откриването на спектралния анализ от Кирхоф и Бунзен е предшествано от редица трудове, в които авторите им са били близо до целта. В това отношение, в допълнение към горепосочените трудове, интерес представляват изследванията на Angstrom. През 1855 г., докладвайки на Шведската академия на науките за своята работа, в която спектърът на електрическа искра между електроди от различни метали се сравнява със спектъра на Слънцето, Ångström пише 10: „Аналогията между двата спектъра може да се счита за повече или по-малко пълно, ако пренебрегнем детайлите; като цяло тези спектри създават впечатлението, че единият спектър е, така да се каже, инверсия на другия. Затова съм убеден, че обяснението на тъмните линии в слънчевия спектър в същото време съдържа обяснение на светлите линии в електрическия спектър. Това обяснение обаче трябва да се търси или в интерференцията на светлината, или в способността на въздуха да възприема само определени вибрации.”*).
Както може да се види, тези качествени съображения (усложнени от погрешното посочване на интерференцията като причина за появата на тъмни линии) все още са далеч от ясно физическо доказателство за нетривиалния факт на появата на Фраунхоферови линии чрез обръщане на емисионни линии на метал изпарения в слънчевата атмосфера.
От историческа гледна точка голям интерес представлява следното писмо от Стоукс, адресирано до Роско, в отговор на въпроса на последния за отношението на Стоукс към дискусията за приоритета на откриването на спектралния анализ. Това е писмото**):
„Скъпи Роско!
Когато мисля за моето участие в историята на слънчевата химия, трябва да кажа, че това участие е нулево, тъй като никога не съм публикувал нищо по този въпрос. Ако включим в историята на конкретен въпрос дискусиите, които човек е имал с приятелите си, тогава би било невъзможно да свържем някакво откритие с името на един човек.
Ще се опитам обаче да си припомня какво точно обсъждахме с Томсън (лорд Келвин) относно спектралните линии. Споменах му, че Милър в Кеймбридж повтаря наблюдението на Фраунхофер *) Обяснението на Фраунхоферовите ЛИНИИ като следствие от интерференция беше най-често срещаното погрешно схващане до появата на работата на Кирхоф и Бунзен.-E. III.
**) Дадено и цитирано на страница 668 в мемоарите на Роско.
ВЕК НА СПЕКТРАЛНИЯ АНАЛИЗ b"/1
по отношение на съвпадението на тъмните /) линии на слънчевия спектър със светлите линии на някои изкуствени пламъци, например пламъка на спиртна горелка с фитил, напоен със сол. Милър получи толкова голям спектър, че двете линии бяха отдалечени една от друга и между тях бяха поставени още шест междинни линии; неговите наблюдения бяха направени с най-голяма точност и въпреки това съвпадението се оказа безупречно. Томсън беше на мнение, че такова съвпадение не може да бъде случайно и ме попита какво мисля за това. Аз илюстрирах мнението си със сравнение от механиката с вибрираща струна, което наскоро публикувах във Философското списание във връзка с опитите на Фуко *). Тъй като знаех, че леката D-линия е характерна за содата и че незначително количество от това съединение е достатъчно, за да възбуди линията, свързах появата на тази линия със содата. Затова направих предположението, че слънчевата атмосфера трябва да съдържа натрий."„Томсън допълнително ме попита дали знам за друг пример за съвпадение на светли и тъмни линии и аз му казах за наблюдението на Брустър относно съвпадението на някои червени линии в спектъра на калия с група А на линиите на Фраунхофер... Тогава Томсън каза с характерната си напрегнатост: „А, в такъв случай трябва да установим кои метали причиняват светлите линии да съвпадат с тъмните линии на спектъра" или нещо подобно. Тогава дори бях склонен да последвам импулса му, тъй като знаех, че има земни линии, които (при ниска позиция на Слънцето) несъмнено възникват в земната атмосфера. Но наличието на метали в земната атмосфера е извън съмнение. Затова си помислих, че много линии от слънчевия спектър могат да бъдат причинени чрез подобно поглъщане в газовете на слънчевата атмосфера.
Идеята за свързване на светли и тъмни линии с помощта на теорията на обръщането не ми принадлежи. Бях много изненадан да се запозная с тази идея, за която чух за първи път в реч на Balfour Stuart**) пред Кралското общество, публикувана впоследствие в Proc. Рой. Soc.
Работата на Стюарт е направена независимо от Кирхоф, но е публикувана малко по-късно, но той вече е изразил същите мисли в две от своите работи, които са публикувани в Edinb. Фил. Транс, и се появява много преди работата на Кирхоф. Но не познавах тези произведения по времето, когато Стюарт изнесе речта си.
От горното става ясно, че за разлика от откритието на слънчевия спектър, което не е подготвено от предшествениците на Нютон, Кирхоф има редица изключителни предшественици. Авторите на тези произведения понякога бяха много близо до откритието. Никой от тях обаче не предприе решителната стъпка. Дори Фуко, който по същество вече е наблюдавал обръщането на натриевите линии, не само не е дал теоретична интерпретация на експериментите си, но и не е формулирал с пълна яснота извода, който следва от тях, и не е имал смелостта да реши категорично твърдят, че наличието на /)-линии в слънчевия спектър показва наличието на натрий в Слънцето. Той, както видяхме, се ограничи до смътно изразяване на надежда за възможността за използване на спектрален анализ *) Това се отнася до описаните по-горе експерименти с обръщане на линии.-9. Ш.
**) Балфур Стюарт е бил професор по физика в така наречения колеж Оуен (по-късно Университета на Манчестър). В края на 19 век той е известен в Русия с превода на своя популярен учебник по физика, който написва за поредицата „Елементи на науката“, чиито първи книги са написани от Роско и Томас Хъксли, известният биолог и приятел на Дарвин. Тези малки книжки бяха много популярни в своето време. Те бяха преведени на много езици, включително руски, и бяха много популярни в Русия. Балфур Стюарт е първият учител на физика Дж. Дж. Томсън. См.
„Немски: J. J. T h o m s o n. Спомени и размисли.
672. д. V. Шполски създава химията на Слънцето и звездите. Ето защо историята с право свързва откриването на спектралния анализ с името на Кирхоф, който не само теоретично обосновава откритието на инверсията на натриевите линии, направено от него в много ясна форма, но и разширява това откритие до цяла поредица от други метали и без никакви резерви направи извода за наличието на съответните елементи в Слънцето.
7. Извън обхвата на тази статия е да опишем историята на спектралния анализ до наши дни. Затова ще се ограничим само с кратко споменаване на най-важните етапи от тази история след откритието на Кирхоф и Бунзен.
Най-важните области на приложение на спектралния анализ до тридесетте години на нашия век са изучаването на състава, физическо състояниеи движения (принцип на Доплер) на небесните тела, т.е. астрохимия и астрофизика; и в областта на земната химия, откриването на нови елементи.
Едно от най-важните събития в историята на спектралния анализ се случи още през 1868 г., тоест по-малко от 10 години след публикуването на основната работа на Кирхоф. През август тази година се случи пълно слънчево затъмнение и френският астроном Янсен 19, който наблюдава това затъмнение в Гунтур (Индия), използва телескоп, за да проектира изображение на изпъкналостта върху процепа на спектроскопа. Гледайки през спектроскопа, той видя три ярки линии, т.е. спектър на излъчване. От това веднага може да се заключи, че изпъкналостта е маса горещ газ. Янсен обаче не спря дотук. Възползвайки се от факта, че голямата дисперсия силно отслабва непрекъснатия фон и оставя линиите непроменени, Янсен насочва спектроскопа на деня след затъмнението към ръба на слънчевия диск и вижда същите три линии на протуберанцата, които е наблюдавал през деня преди по време на затъмнението.
Същото откритие е направено независимо от Jansen от Lockyer 2| в средата на октомври 1868 г.: използвайки спектроскоп с висока дисперсия, той видя, без никакво затъмнение, три линии от изпъкналости на ръба на слънчевия диск. Локиър не е направил откритието си случайно. Той беше убеден, че емисионните линии от слънчевата атмосфера могат да се видят на ръба на слънчевия диск. В продължение на няколко години той се опитва да види това обръщане на линиите, но не успява поради недостатъчната дисперсия на неговия инструмент. Едва в средата на октомври 1868 г. той получава спектроскоп със задоволителна дисперсия и няколко дни по-късно, а именно на 20 октомври, насочвайки своя спектроскоп към Слънцето, той вижда ярките линии на всяко затъмнение. Локиър знаеше, че Янсен е наблюдавал емисионните линии на протуберанци по време на пълно затъмнение, но не знаеше, че Янсен е успял да наблюдава същите линии извън затъмнението: писмото на Янсен, излагащо подробностите на неговите наблюдения, идва от далечна Индия за много дълго време и с дата 19 август пристигна в Парижката академия едва на 24 октомври. Същия ден, няколко часа по-рано, пристигна писмото на Локиър.
Френската академия незабавно високо оцени значението на откритието на Локиър и Янсен като отваряне на пътя към прозрението в мистерията на слънчевата атмосфера. За да отбележи важността на това откритие и забележителното съвпадение на наблюденията на двамата учени, Академията поръча щамповането на медал с изображения на Локиър и Янсен.
Локиър не се ограничава до посочването на възможността за наблюдение на протуберанци и горния слой на слънчевата атмосфера извън затъмненията. Премествайки изображението на Слънцето спрямо процепа и отбелязвайки формата на спектралната линия, той може дори да очертае формата на протуберанцата – нещо като прототип на съвременния спектрохелиограф. Що се отнася до идентифицирането на наблюдаваните линии, две от трите линии съвпадат с линиите на Фраунхофер C и F и принадлежат на водород, третата, жълта линия, се различава по позиция от двете натриеви линии и принадлежи на неизвестна земя на вещество, което Локиър по-късно нарече хелий20 2 I.
Пълното значение на това велико откритие беше разбрано едва 27 години по-късно, когато Рамзи откри хелий на земята.
Локиър беше не само изключителен наблюдател, но и необичайно енергичен изследовател. Тъй като е астрофизик, той ясно разбира необходимостта от лабораторни изследвания на земните спектри при голямо разнообразие от условия, така че получените знания да направят възможно дешифрирането на физическите условия на Слънцето от спектрите. Той извършва изследвания на влиянието на налягането върху спектралните линии, влиянието на температурата и други условия в пламък или дъга върху възбуждането на спектралните линии и много други. По-специално, той беше първият, който започна правилно да прилага принципа на Доплер за изучаване на радиалното движение в астрономията. В тази връзка е необходимо да се припомни, че класическата работа по тестване на принципа на Доплер с помощта на гениални лабораторни експерименти е извършена от изключителния руски астрофизик А. А. Белополски.
Към номера най-важните проблеми, който дойде след работата на Кирхоф и Бунзен, беше проблемът за установяване на точните стойности на абсолютните дължини на вълните. Първите измервания на дължините на вълните на линиите на Фраунхофер са направени от самия Фраунхофер с помощта на дифракционна решетка, която е направил.
След Фраунхофер Ф. А. Ноберт, механик, който живее в Барт, малък град в Померания, започва да произвежда решетки. Ноберт успя да направи решетки с 400 линии на милиметър. Качеството им обаче беше ниско. Всъщност беше невъзможно да се получат стойности на дължината на вълната с тези решетки с по-голяма точност от получената от Фраунхофер.
От изключителна важност за развитието на спектроскопията бяха произведенията на Роуланд 37, който успя да направи много перфектни дифракционни решетки, използвайки построената от него машина за разделяне. Ето какво пише Кайзер за това, който специално е изучавал машината на Роуланд и, очевидно, е дал най-пълното й описание: „През 1882 г. започва нов период на спектрален анализ благодарение на работата на Г. А. Роуланд. Използвайки нов принцип, той успява да произведе винт, който е практически без грешки и с негова помощ построява разделителна машина за оптични решетки, която далеч надминава всичко постигнато до момента в тази област. Възможно е да се изрежат до 43 000 линии на английски инч, т.е. 1720 линии на милиметър. Но за практически цели това число се оказа твърде голямо, така че машината беше използвана за производство на 14 438 удара на инч. По-късно Роуланд изобретява различни подобрения и построява още две машини за 20 000 и 16 000 удара, или част от тези числа на инч.
Основната заслуга на Роуланд беше, че той започна да произвежда решетки не само върху плоски повърхности, както беше направено изключително преди него, но и върху сферично вдлъбнати повърхности; Приложените по този начин решетки съчетават действието на решетката с действието на вдлъбнато огледало, тоест изхвърлят реални спектри от светещата точка без никакви лещи. Тези решетки, с повече от 100 000 линии на повърхността, дадоха на спектроскопистите средство за получаване на спектри с дисперсия и острота, каквито никога преди не са мечтали. Например изчисленията показват, че при най-голямата решетка на Роуланд в областта на /)-линиите се получава такава разделителна способност, за която при призмите би трябвало да се поставят една след друга такива 674 Ое.
В. Шполски заяви, че дебелината на основите на призмите ще бъде 126 см. Основното предимство на вдлъбнатите решетки е, че те елиминират необходимостта от използване на лещи: спектроскопът се състои просто от процеп, решетка и фотографска плака. Така те са освободени от хроматична и сферична аберация на лещите и най-вече от тяхното поглъщане, което за дълго времевъзпрепятства напредъка в ултравиолетовия лъч."
По отношение на проблема за установяване на точните дължини на вълните, работата на Ångström 20 върху слънчевия спектър беше от голямо значение за много следващи години. Използвайки решетка на Nobert, Ångström измерва абсолютните дължини на вълните на 80-те най-силни линии на Fraunhofer, разпределени възможно най-равномерно в целия спектър. Дължините на вълните на междинните линии се определят чрез микрометрично измерване. Резултатът беше изображение на слънчевия спектър с 1000 линии, които бяха сравнени с дължините на вълните на земните елементи. Тази работа, извършена от Ångström, отчасти в сътрудничество с Talen, принадлежи към класическите измервателни работи и следователно името на Ångström с право е увековечено в името на спектроскопичната единица за дължина.
Резултатите от работата на Angström бяха надминати само от Rowland 28, който снима слънчевия спектър с помощта на своята вдлъбната решетка, а след това снима и измерва линиите на Arc Spectra на почти всички елементи с помощта на фотографски плаки.
8. През първите десетилетия след работата на Кирхоф и Бунзен
Спектралния анализ е придобил най-обширни и плодотворни приложения в астрономията. В областта на земната химия приложенията на спектралния анализ до двадесетте години на 20-ти век са изключително ограничени.
Като най-важното приложение на спектралния анализ трябва да се припомни неговата роля в откриването на нови елементи. В допълнение към откриването на алкалните метали цезий и рубидий от Кирхоф и Бунзен и в допълнение към все още удивителното откритие на хелия, спектралният анализ е използван при откриването на всички нови елементи, по-специално - галий и германий, предсказани от Менделеев . Причината за ограничените приложения на спектралния анализ в земната химия не беше липсата на експериментални средства, а липсата на теоретична основа за разбиране на произхода на спектрите и свързаната с това липса на критерии за ясно разграничение между атомните и молекулярните спектри, спектри на неутрални и йонизирани атоми връзка между спектри и периодичност система от елементи и др.
Теоретичните идеи за природата и произхода на спектрите се развиват бавно, което, както сега разбираме, е естествено следствие от непригодността на класическите идеи за създаване на теория на спектрите. Решаващият етап беше откриването на емпирични модели, свързващи спектралните линии на даден атом. Първият конкретен резултат в тази посока е получен от Балмер през 1881г. 2 9.
Както е известно, Балмер показа, че дължините на вълните на четирите видими линии на водородния спектър са представени с удивителна точност чрез формулата
–  –  –
*) От трудовете, посветени на използването на спектралния анализ, трябва да споменем специално работата на френския химик Lecoq ds Boisbaudrap 2 3.
100 ГОДИНИНА НА СПЕКТРАЛНИЯ АНАЛИЗ 675
Малко известно е, че интересът на Ридберг към спектроскопията и спектралните модели произтича от интереса му към периодичната система от елементи. Ето какво пише той за това: „Благодарение на откритието на Менделеев периодичната таблицаелементи, се е появила нова отправна точка за съответната работа, но това рядко се използва.За да ускоря поне подобни изследвания, в предишна работа се опитах да установя с малко по-голяма точност периодичната връзка между специфичните гравитации и атомните тегла. Открих, че тази връзка може да бъде приблизително представена чрез синусоидална серия с променливи коефициенти... Продължавайки по-нататък, стигаме до много вероятното предположение, че кохезията, адхезията и химичният афинитет трябва по същество да бъдат сведени до периодични движения на атоми. Следователно възникна задачата да се изследват периодичните движения като цяло и тъй като спектрите на химичните елементи се основават на такива движения, стигаме до областта на спектралния анализ. Въпреки че не знаем дали тези периодични движения са същите, които изучавахме в началото, изследването на тези вибрации трябва във всеки случай да ни даде ценни знания за свойствата на атомите и да ни доближи до нашата цел до по-голяма в сравнение с изучаването на други физически свойства."
Изключителното значение на работата на Ридбърг за спектроскопията и чрез нея за цялата квантова механика се дължи на факта, че, воден от брилянтна интуиция, Ридбърг започва да търси модели не на дължини на вълните, както прави Балмър, а за обратни дължини на вълните, т.е. , за дължини на вълните числа -=- =. Ридберг беше подтикнат към тази щастлива идея от откритието на постоянни разлики в дублетите и триплетите. Обръщайки внимание на естествено намаляващите разлики в честотите и интензитетите в наскоро откритите спектрални серии, Ридберг се опита да представи всяка серия във формата = -(/-), (1) където a е константа, n е цяло число, a е някаква функция, която има по свойството, че когато - co -»0. По този начин a е границата на серията, изразена в cm1, и е променлив член, който намалява с увеличаване на n. След като тества различни изрази за, Rydberg стигна до заключението, че най-добрият резултат се получава чрез избор на функция (2)
–  –  –
т.е. може да се разглежда като специален случай на формулата на Ридберг, който се прилага за най-простия атом, водородния атом.
Следващата стъпка беше направена от Риц, който установи така наречения комбиниран принцип, по силата на който всяка честота в спектъра може да бъде представена във формата, където \, Ti,...,Th,...,Tn е система от числа, характерни за даден атом - спектрални термини.
Пълното значение на този принцип беше разбрано за първи път от Н. Бор, който видя в него основния закон на квантовата механика на атома и идентифицира системата от термини със системата от атомни енергийни нива по такъв начин, че всяко енергийно ниво е равно към съответния спектрален член, умножен по he и взет с противоположния знак. Като просто следствие за спектроскопията, това веднага даде обяснение за привидно неразбираемия факт, че само линиите на една - а именно основната серия - могат да се наблюдават и при абсорбция, т.е.
способни да се справят. Всъщност този факт е пряко следствие от факта, че постоянният член в основната серия, съответстващ на крайното състояние по време на излъчване и началното състояние по време на абсорбция, представлява енергията на атома в най-ниското, невъзбудено състояние.
От това също следва, че постоянният член на главния ред трябва да бъде равен на йонизационната енергия на атома - твърдение, което намери пряко експериментално потвърждение в експерименти с критични потенциали (добре известните експерименти на Франк и Херц, Дейвис и Гоше и т.н. .).
Едно от най-блестящите следствия от елементарната теория на Бор беше решението на загадката на така наречената серия на Пикеринг, която се наблюдава в спектрите на някои звезди. Тази серия се приписва на водорода, намерен на звезди в някакво специално състояние. Но Бор прогнозира - и експериментите на Пашен потвърдиха това предсказание - че сериите на Пикеринг трябва да принадлежат не на водород, а на единично йонизиран хелий.
Тези открития предоставиха основата за решаването на много сложни спектроскопски проблеми. Неразбираемите досега характеристики на спектрите, наблюдавани по време на интензивни искрови разряди, получиха просто и естествено обяснение в разликата в спектрите на неутралните и единично и многократно йонизираните атоми.
Заедно с това е напълно развита и теорията за спектрите на двуатомните молекули, което обяснява и особеностите на спектрите в газообразно състояние.
Всички тези и много други резултати от спектроскопията, които получиха мощен тласък от блестящото развитие на квантовата механика, на свой ред отбелязаха началото на нов етап в развитието на спектралния анализ като един от най-важните аналитични методи. Спектралният анализ, който в началото на своето развитие през втората половина на миналия век донесе толкова много надеждна информация относно химията и физиката на небесните обекти и по този начин разшири неограничено познанията ни за Вселената, днес се превърна в необходим инструмент за физика и химик в изследването на структурата на материята и в производството на бързи и точни химични анализи. Всъщност броят на анализите, извършвани годишно на спектри във фабрични лаборатории, в геоложки експедиции и в изследователски институти с голямо разнообразие от специалности, възлиза на милиони. Но това е модерно развитие на спектралния анализ, при което важна роляРаботата на съветските учени също изигра роля и е извън обхвата на тази статия.
ЕДИН ВЕК СПЕКТРАЛЕН АНАЛИЗ 677
Тази година, 100 години след появата на класическия труд на Кирхоф и Бунзен, поставил основата за интензивното развитие и прилагане на спектралния анализ, си спомняме с благодарност имената на техните основатели и пионери.ЦИТИРАН; ЛИТЕРАТУРА
Най-голямо количество информация за историята на спектроскопията може да се получи от шесттомната енциклопедия по спектроскопия: N. K a s e r, Handbuch dor Spektroskopie, 13-de I-VI. Лайпциг, 1900-1910. Този монументален труд съдържа кратък преглед на историята на спектроскопията (том I, стр. 3-128), доведена до края на деветдесетте години на 19 век, и в допълнение всички най-важни трудове са представени в най-подробен начин във всичките шест тома. За съжаление цялата работа в момента има практически само исторически интерес.1. New t o n, Opticks: or a Treatise of the Reflections, Refractions, Inflections and Colours of Light, Лондон, 1704 г. (Третото издание, от което руският превод е направен от С. И. Вавилов, е публикувано през 1724 г.) Руски превод S.I. Вавилова се появява два пъти: през 1927 г. и през 1954 г.
2. W. H e r s h e l, Експерименти върху пречупваемостта на невидимите лъчи на Слънцето.-Фил. прев. 1800, II, стр. 284-292.
3. W. H e r s h e l, Експерименти върху слънчевите и върху земните лъчи, които лекуват; със сравнителен поглед върху законите, на които се подчиняват светлината и топлината, или по-скоро лъчите, които ги предизвикват, за да се определи дали са еднакви или различни.-Фил. прев. 1800, I I, pp. 293-326; I I I, pp. 437-538.
4. J. W. R i t t e r, Vorsuche iiber das Sonnenlicht.-Gilberts Annalen 12, pp. 409-415 (1803)
5. W. H. W o l l a s t o n, Метод за изследване на рефрактивни и дисперсионни сили чрез призматично отражение.-Фил. прев. II, стр. 365-380.
аз J. F r a u h o f e r, Bestimmung des Brechungs-und Farbzersteuungs vermo gens verschidener Glassorten in Bezug auf die Vervolkommung achromal ischer Fernrohre - Denkschr. д. Мунк. акад. д. Уис. 5, стр. 193-226 (1817).
7. J. F r a u h o f e r, Neue Modifikation des Lichtes durch gegonseitige einwirkung und Beugung der Strahlen und Gesetze derselben.-Denkschrift der K. Akadomie zu Miinchen 8, pp. 1-76 (1821-1822).
H. H. F. T a l b o t, Факти, свързани с оптичната наука, No. 1, Phil. Маг. (3) 4, стр. 112-114 (1835).
8а. W. Sw a n, За призматичните спектри на пламъци на съединения на въглерод и водород.-Edinb. прев. 21, I I I, стр. 411 (1857).
то. L. F o u c a u 1 t, Note sur la lumiere de 1 "arc voltaique, Ann. de chim. et do phys.
(3) 68, стр. 476-478 (1849).
10. A. J. A n g s t r o m, Optische Untorsuchungen. Пог. Ан. 94, стр. 141-165 (1855).
11. G. K i r c h h o f, Uebor die Fraunhofcrshcn Linicn,-Monatsber. д. Берлинер Акад. 1859, стр. 662-665; Пог. Ан. 109, стр. 148-150 (I860).
12. G. Kir c h o f f, Ueber den Zusammenhang zwischen Emission und Absorption von Licht und Warme.- Monatsber, d. Берл. акад. д. Wissensch. 1859, стр. 783-787.
13. G. K i r c h o f f und R. In u s o n, Chemische Analyse durch Spektralbcobachtungen.-Pogg. Ан. 110, стр. 160-189 (1860 г.)
14. G. K i r c h o f f und R. In u s e n, Chemische Analyse durch Spektralbeobachtungen.-Pogg. Ан. 113, стр. 337-381 (1860).
15. G. K i r c h h o f f, Utersuchungen ubor das Sonnenspektruin und Spektren der
chemischen Elemente.- Abhandl. Берлин Акад. 1861, стр. 63 - 95 - 1862 с. 227-240:
1863 г.; стр. 225-240.
16. G. Kir c h o f f, Zur Geschichte der Spektralanalyse und dor Analyse dor Sonnenatmosphare.-Pogg. Ан. 118, стр. 94-111 (I8o3).
17. W. h o m s o n, Физическо съображение относно възможната възраст на слънчевата топлина, - Phil. Mag. (4) 23, стр. 158-160 (1862).
18. Със з. r r e n, Sur l "analyse spectrale, Космос 19, стр. 557-560 (1861).
19. J. J a n s s e n, Indication de quequesung des resultats obtenus a Guntoor pendaut l "eclipse du mois d"aout dernier, ot a la suite de cotto eclipse, C. R. 67, pp. 838-839 (1868).
20. J. N. L o s k e r, Известие за наблюдение на спектъра на слънчева изпъкналост.-Proc. Рой. Soc. Лондон, 17, стр. 91-92 (1868).
21. J. N. Losk e g, Спектроскопични наблюдения на Слънцето. - Фил. прев. 159, стр. 425-444 (1869).
22. V. K e e 3 o m, Хелий, IL, 1949, гл. I, стр. 11-33.
678 e. V. Sciolskiy L e co q de B o is b a u d r a n, Spectres lumineux, Париж, Ganthier-Villain 1874.
24. H. A. R ow l a n d, Предварително известие за резултатите, постигнати при производството и теорията на решетките за оптични цели.-Phil. Маг. (5) 13, стр. 469-47 (1882).
25. A. J. A n g s t r o m, Uebcr Fraunhoferschen Linien im Sonneuspektrum.-Pogg.
Ан. 117, стр. 290-302 (1862).
26. A. J. A ng s t r o m, Recherches sur le spectre normal du soleil, Upsala, 1868.
27. H. A. Rowland, Фотографска карта на нормалния слънчев спектър, издателство на Джон Хопкин.-Балтимор 1887 г., 1888 г.
28. H. A. Rowland, Предварителна таблица на дължините на вълните на слънчевия спектър, Astrophys. Дневник. 1-6 (1895-1898).
29. J. J. B a 1 m e r, Notiz iiber die Spektrallinien des Wasserstoffs.-Wied. Ан. 25, стр. 80-87 (1885).
30. J. R. R u d b e r g, Recherches sur la constitution des Spectres d "emission deselements chimiques. - Kongl. Svenska Vetensk. Akad. Handling 23, No. 11, pp. 155 (1890) (Отделно издание на поредицата Ostwalds Klassiker der exakten Wissenschaften , № 196, Лайпциг, 1922).
31. Nie ls B o h r, Откритието на Rydberg за спектралните закони.-Lunds Univ.
arsskr, 1954, № 21, стр. 15-21.
32. Нилс Вор, Три статии за спектрите и структурата на атомите, М., 1922.
33. А. Зомерфелд, Атомна структура и спектри, т. I, М., Гостехиздат, 1957 г.
Спектроскопът е оптично устройство за получаване, наблюдение и анализ на спектъра на излъчване.
Най-простият спектроскоп може да се счита за призмата на Нютон, с която той открива спектъра на видимата светлина, който енепрекъсната лента от седем различни цветове, подредени в последователност: червено, оранжево, жълто, зелено, синьо, индиго, виолетово.Но с помощта на вашето устройствоНютон само заявява, че видимата бяла светлина се състои от различни цветове, но не може да изследва параметрите на цветните вълни.
Как работи спектроскопът?
Смята се за първия създател на спектроскопа Германският физик Йозеф Фраунхофер. Създадената от него спектроскопична инсталация представлява процеп в капака, през който слънчевата светлина пада върху призма. Спектърът от цветове не се проектира върху екрана, а попада в обектива на телескоп, монтиран зад призма. Така ученият го наблюдава субективно.
По-късно, използвайки този принцип, е построен прост спектроскоп, който се състои от 2 тръби и триъгълна стъклена призма, поставена между тях. Извика се първата тръба Да се олиматор . В единия си край имаше тесен процеп, през който проникваше светлина. В другия му край имаше двойноизпъкнала леща. Преминавайки през лещата, светлината излиза от нея на успоредни лъчи и се насочва към призмата. След това, разложен на спектър от призма, той падна във втората тръба, която беше обикновен телескоп.Впоследствие, за да изучава спектрите, Фраунхофер започва да използва не призми, а дифракционни решетки, направени от най-тънките, плътно разположени метални нишки. Тънък лъч светлина в тъмна стая, преминавайки през такава решетка, се разлага на спектър.
Спектрален анализ
Джоузеф Фраунхофер
Обектът на изследването на Фраунхофер е слънчевата светлина. През 1814 г. ученият открива отчетливи тъмни линии в непрекъснатия слънчев спектър. Той видя същите линии в спектрите на Венера и Сириус, както и изкуствени източници на светлина.
Трябва да се каже, че 12 години преди това,V През 1802 г. същите линии в слънчевия спектър са открити от английски ученУилям Хайд Уоластън (Уоластън)изучаване на слънчевата светлина с камера обскура. Той смяташе, че това са линии, разделящи цветовете на спектъра, така че не се опита да намери обяснение за появата им.
Подобно на Уоластън, Фраунхофер също не може да обясни природата на тъмните линии. Но тези линии започнаха да се наричат Фраунхоферови линии и самият спектър - Спектър на Фраунхофер .
През 1854 г. немски химик експериментаторРобърт Вилхелм Бунзен изобретил горелка, способна да произведе много чист бял пламък. Защо беше необходима такава горелка? Оказва се, че атомите на различни химични елементи излъчват светлина с различна дължина на вълната. И ако нагреете вещество в такъв чист пламък, пламъкът ще се оцвети в различни цветове. Например натрият ще произведе ярко жълт пламък, калият ще произведе виолетов пламък, а барият ще произведе зелен пламък. Този опит се нарича тест за цвета на пламъка. Именно по цвета на пламъка се определяше химичният състав на веществото в онези дни. Но ако в пламъка беше въведено сложно вещество, състоящо се от няколко елемента, беше доста трудно да се определи точно цвета му.
Роберт Вилхелм Бунзен
През 1859 г. колегата на Бунзен, един от големите физици XIX век, Густав Робърт Кирхоф, предлага да се изучава не цветът на пламък, оцветен от изпарения на метални соли, а неговият спектър. Говори се, че Бунзен и Кирхоф са направили първия си спектроскоп, като са разрязали телескоп наполовина и са поставили тези половини в дупки, направени в кутия за пури, съдържаща стъклена призма. Беше трудно да се каже дали това наистина е така, но с помощта на спектроскоп те успяха да продължат експериментите за определяне на спектъра на химичните елементи, което направи възможно определянето на причината за появата наФраунхоферови линии .
Густав Робърт Кирхоф
Учените започнаха да нагряват проби от химически елементи в чист бял пламък и след това прекараха светлинни лъчи от тях през призма, за да получат техния спектър. За тяхна изненада те откриха, че дължината и честотата на някои от ярките светлинни линии в спектъра на тези елементи съвпадат с дължината и честотата на тъмните линии на Фраунхофер в спектъра на Слънцето. И това стана ключът към разгадаването на природата на тези редове.
Работата е там, че химическият елемент поглъща лъчи със същата честота, която излъчва. Това означава, че слънчевата корона съдържа химични елементи, които абсорбират част от слънчевия спектър, който има същата честота на излъчване. Тоест спектралните линии характеризират химичните елементи, които ги излъчват. Тъй като всеки елемент има свой собствен спектър, различен от спектрите на другите елементи, чрез изучаване на спектрите на небесните тела може да се определи техният химичен състав.
Това беше началото спектрален анализ , което позволи дистанционно определяне на качествения и количествения състав на изследвания обект.
Спектроскоп на Кирхоф-Бунзен
По-късно в спектроскопа е вградена скала с деления, показващи дължини на вълните.
Спектроскоп често наричан настолно устройство, с което ръчно се изследват участъци от различни спектри. Нарича се спектроскоп, който може да записва спектър за по-нататъшен анализ с помощта на различни методи спектрометър . Ако окулярът на спектроскопа бъде заменен със записващо устройство (например камера), тогава резултатът ще бъде спектрограф .
Спектрометрите са способни да изучават спектри в широк диапазон от вълни: от гама до инфрачервено лъчение.
Разбира се, съвременните спектроскопи се различават от своите предци. И въпреки че имат много модификации, функциите им остават същите.
Приложения на спектроскопи
Спектроскопът е основният инструмент на спектроскопията. Химиците и астрономите не могат без спектроскоп. С негова помощ можете да определите химичния състав на веществото, структурата на повърхността, физическите параметри на обекта и да изучавате космически обекти, разположени на огромни разстояния от нас.
Замисляли ли сте се как знаем за свойствата на далечните небесни тела?
Със сигурност знаете, че дължим тези знания на спектралния анализ. Често обаче подценяваме приноса на този метод за самото разбиране. Появата на спектралния анализ преобърна много установени парадигми за структурата и свойствата на нашия свят.
Благодарение на спектралния анализ имаме представа за мащаба и величието на пространството. Благодарение на него вече не ограничаваме Вселената до Млечния път. Спектралният анализ ни разкри голямо разнообразие от звезди, разказвайки ни за тяхното раждане, еволюция и смърт. Този метод е в основата на почти всички съвременни и дори бъдещи астрономически открития.
Научете за непостижимото
Преди два века беше общоприето, че химическият състав на планетите и звездите завинаги ще остане загадка за нас. Всъщност в съзнанието на онези години космическите обекти винаги ще останат недостъпни за нас. Следователно, ние никога няма да получим извадка от която и да е звезда или планета и никога няма да знаем нейния състав. Откриването на спектралния анализ напълно опроверга това погрешно схващане.
Спектралният анализ ви позволява дистанционно да научите за много свойства на отдалечени обекти. Естествено, без такъв метод съвременната практическа астрономия е просто безсмислена.
Линии на дъга
Тъмните линии в спектъра на Слънцето са забелязани още през 1802 г. от изобретателя Уоластън. Самият откривател обаче не беше особено фиксиран върху тези линии. Техните задълбочени изследвания и класификация са извършени през 1814 г. от Фраунхофер. По време на своите експерименти той забеляза, че Слънцето, Сириус, Венера и изкуствените източници на светлина имат свой собствен набор от линии. Това означаваше, че тези линии зависят единствено от източника на светлина. Те не се влияят от земната атмосфера или свойствата на оптичния инструмент.
Природата на тези линии е открита през 1859 г. от немския физик Кирхоф заедно с химика Робърт Бунзен. Те установяват връзка между линиите в спектъра на Слънцето и линиите на излъчване на пари от различни вещества. Така те направиха революционното откритие, че всеки химичен елемент има свой собствен набор от спектрални линии. Следователно по излъчването на всеки обект може да се научи за неговия състав. Така се ражда спектралният анализ.
През следващите десетилетия чрез спектрален анализ бяха открити много химични елементи. Те включват хелий, който е открит за първи път в Слънцето, откъдето е получил името си. Поради това първоначално се смяташе, че е изключително слънчев газ, докато не беше открит на Земята три десетилетия по-късно.
Три вида спектър
Какво обяснява това поведение на спектъра? Отговорът се крие в квантовата природа на радиацията. Както е известно, когато един атом абсорбира електромагнитна енергия, неговият външен електрон се премества на по-високо енергийно ниво. Аналогично и с радиацията - на по-ниско ниво. Всеки атом има собствена разлика в енергийните нива. Оттук и уникалната честота на поглъщане и излъчване за всеки химичен елемент.
Именно на тези честоти газът излъчва и излъчва. В същото време твърдите и течните тела при нагряване излъчват пълен спектър, независимо от техния химичен състав. Следователно полученият спектър се разделя на три вида: непрекъснат, линеен спектър и спектър на поглъщане. Съответно непрекъснат спектър се излъчва от твърди вещества и течности, а линеен спектър се излъчва от газове. Спектърът на поглъщане се наблюдава, когато непрекъснатото лъчение се абсорбира от газ. С други думи, многоцветни линии на тъмен фон на линеен спектър ще съответстват на тъмни линии на многоцветен фон на абсорбционен спектър.
Това е спектърът на поглъщане, който се наблюдава в Слънцето, докато нагретите газове излъчват радиация с линеен спектър. Това се обяснява с факта, че фотосферата на Слънцето, въпреки че е газ, не е прозрачна за оптичния спектър. Подобна картина се наблюдава и при други звезди. Интересното е, че по време на пълния слънчево затъмнениеспектърът на Слънцето става изпъстрен. Всъщност в този случай идва от прозрачните външни слоеве от него.
Принципи на спектроскопията
Оптичният спектрален анализ е относително прост в техническото изпълнение. Работата му се основава на разлагането на излъчването на изследвания обект и по-нататъшен анализ на получения спектър. Използвайки стъклена призма, през 1671 г. Исак Нютон извършва първото "официално" разлагане на светлината. Той също така въвежда думата "спектър" в научна употреба. Всъщност, докато подреждаше светлината по същия начин, Уоластън забеляза черни линии в спектъра. Спектрографите също работят на този принцип.
Светлинното разлагане може да се извърши и с помощта на дифракционни решетки. Допълнителен анализ на светлината може да се извърши с помощта на различни методи. Първоначално за това е използвана тръба за наблюдение, а след това камера. В наши дни полученият спектър се анализира от високо прецизни електронни инструменти.
Досега говорихме за оптична спектроскопия. Съвременният спектрален анализ обаче не се ограничава до този диапазон. В много области на науката и технологиите се използва спектрален анализ на почти всички видове електромагнитни вълни - от радио до рентгенови лъчи. Естествено, такива изследвания се извършват с помощта на различни методи. Без различни методи за спектрален анализ нямаше да познаваме съвременната физика, химия, медицина и, разбира се, астрономия.
Спектрален анализ в астрономията
Както беше отбелязано по-рано, именно от Слънцето започна изследването на спектралните линии. Ето защо не е изненадващо, че изследването на спектрите веднага намери своето приложение в астрономията.
Разбира се, първото нещо, което астрономите започнаха да правят, беше да използват този метод за изследване на състава на звездите и други космически обекти. Така всяка звезда придобива собствен спектрален клас, отразяващ температурата и състава на атмосферата им. Станаха известни и параметрите на атмосферата на планетите от Слънчевата система. Астрономите се доближиха до разбирането на природата на газовите мъглявини, както и на много други небесни обекти и явления.
С помощта на спектралния анализ обаче можете да научите не само за качествен съставобекти.
Измерете скоростта
Доплеров ефект в астрономията Доплеров ефект в астрономията
Ефектът на Доплер е теоретично разработен от австрийски физик през 1840 г., на когото е кръстен. Този ефект може да се наблюдава, като слушате свирката на преминаващ влак. Височината на свирката на приближаващ влак ще бъде забележимо различна от тази на движещ се влак. Приблизително така е доказан теоретично ефектът на Доплер. Ефектът е, че за наблюдателя дължината на вълната на движещия се източник е изкривена. Тя се увеличава с отдалечаването на източника и намалява с приближаването му. Електромагнитните вълни имат подобно свойство.
Когато източникът се отдалечи, всички тъмни ленти в неговия емисионен спектър се изместват към червената страна. Тези. всички дължини на вълните се увеличават. По същия начин, когато източникът се приближи, те се изместват към виолетовата страна. Така той се превърна в отлично допълнение към спектралния анализ. Сега по линиите в спектъра беше възможно да се разпознае това, което преди изглеждаше невъзможно. Измервайте скоростта на космическите обекти, изчислявайте орбиталните параметри на двойните звезди, скоростта на въртене на планетите и много други. Ефектът на "червеното изместване" играе специална роля в космологията.
Откритието на американския учен Едуин Хъбъл е сравнимо с развитието на хелиоцентричната система на света от Коперник. Изучавайки яркостта на цефеидите в различни мъглявини, той доказа, че много от тях се намират много по-далеч от Млечния път. Сравнявайки получените разстояния със спектрите на галактиките, Хъбъл открива известния си закон. Според него разстоянието до галактиките е пропорционално на скоростта на тяхното отдалечаване от нас. Въпреки че неговият закон се различава донякъде от съвременните идеи, откритието на Хъбъл разширява мащаба на Вселената.
Спектрален анализ и съвременна астрономия
Днес почти няма астрономически наблюдения без спектрален анализ. С негова помощ се откриват нови екзопланети и се разширяват границите на Вселената. Спектрометрите се носят на марсоходите и междупланетните сонди, космическите телескопи и изследователските спътници. Всъщност без спектрален анализ нямаше да има съвременна астрономия. Щяхме да продължим да гледаме празната, безлика светлина на звездите, за която нямаше да знаем нищо.