Valguse hajumine: avastamise ajalugu ja nähtuse kirjeldus. Edusammud seotud valdkondades
Maailm täidetud miljonite erinevate toonidega. Tänu valguse omadustele on igal objektil ja objektil meie ümber teatud värv, mida inimese nägemine tajub. Valguslainete ja nende omaduste uurimine on võimaldanud inimestel sügavamalt vaadelda valguse olemust ja sellega seotud nähtusi. Täna räägime dispersioonist.
Valguse olemus
Füüsikalisest vaatepunktist on valgus kombinatsioon elektromagnetlainetest erinevaid tähendusi pikkus ja sagedus. Inimsilm ei taju valgust, vaid ainult seda, mille lainepikkus jääb vahemikku 380–760 nm. Ülejäänud sordid jäävad meile nähtamatuks. Nende hulka kuuluvad näiteks infrapuna- ja ultraviolettkiirgus. Kuulus teadlane Isaac Newton kujutas valgust ette väikeste osakeste suunatud vooluna. Alles hiljem tõestati, et see on looduses laine. Newtonil oli siiski osaliselt õigus. Fakt on see, et valgusel pole mitte ainult lainelisi, vaid ka korpuskulaarseid omadusi. Seda kinnitab hästi tuntud fotoelektrilise efekti nähtus. Selgub, et valgusvool on kahetine olemus.
Värvispekter
Inimese nägemisele juurdepääsetav valge valgus on kombinatsioon mitmest lainest, millest igaüht iseloomustab teatud sagedus ja oma footonite energia. Vastavalt sellele saab selle jagada erinevat värvi laineteks. Igaüht neist nimetatakse monokromaatiliseks ja teatud värv vastab tema enda pikkuse, lainesageduse ja footoni energia vahemikule. Teisisõnu, aine poolt väljastatav (või neeldunud) energia jaotub vastavalt ülaltoodud näitajatele. See seletab valguse spektri olemasolu. Näiteks spektri roheline värv vastab sagedustele vahemikus 530–600 THz ja violetne 680–790 THz.
Igaüks meist on kunagi näinud, kuidas kiired sädelevad lõigatud klaastoodetel või näiteks teemantidel. Seda võib täheldada nähtuse tõttu, mida nimetatakse valguse dispersiooniks. See on efekt, mis peegeldab objekti (aine, keskkonna) murdumisnäitaja sõltuvust seda objekti läbiva valguslaine pikkusest (sagedusest). Selle sõltuvuse tagajärjeks on kiire lagunemine värvispektriks näiteks prisma läbimisel. Valguse hajuvust väljendatakse järgmise võrrandiga:
kus n on murdumisnäitaja, ƛ on sagedus ja ƒ on lainepikkus. Murdumisnäitaja suureneb sageduse suurenemise ja lainepikkuse vähenemisega. Sageli täheldame looduses hajumist. Selle ilusaim ilming on vikerkaar, mis tekib päikesevalguse hajumise tõttu, kui see läbib arvukalt vihmapiiska.
Esimesed sammud dispersiooni avastamise suunas
Nagu eespool mainitud, laguneb valgusvoog prismat läbides värvispektriks, mida Isaac Newton omal ajal piisavalt põhjalikult uuris. Tema uurimistöö tulemuseks oli dispersiooninähtuse avastamine 1672. aastal. Teaduslik huvi valguse omaduste vastu tekkis enne meie ajastut. Seda märkis juba kuulus Aristoteles päikesevalgus võivad olla erinevad toonid. Teadlane väitis, et värvi olemus sõltub valges valguses esinevast "tumeduse hulgast". Kui seda on palju, ilmub lilla värv, ja kui seda on vähe, siis punane. Suur mõtleja ütles ka, et valguskiirte põhivärv on valge.
Newtoni eelkäijate uurimine
Aristotelese teooriat pimeduse ja valguse vastasmõjust 16. ja 17. sajandi teadlased ümber ei lükanud. Nii tšehhi teadlane Marzi kui ka inglise füüsik Hariot tegid iseseisvalt prismaga katseid ja olid kindlalt veendunud, et spektri erinevate varjundite ilmnemise põhjuseks oli just valgusvoo segunemine prisma läbimisel pimedusega. Teadlaste järeldusi võiks esmapilgul nimetada loogilisteks. Kuid nende katsed olid üsna pealiskaudsed ja nad ei suutnud neid täiendavate uuringutega toetada. Seda seni, kuni Isaac Newton asja kallale asus.
Newtoni avastus
Tänu selle silmapaistva teadlase uudishimulikule meelele sai see tõestatud valge valgus ei ole peamine ja et teised värvid ei teki üldse valguse ja pimeduse koostoime tulemusena erinevates proportsioonides. Newton lükkas need uskumused ümber ja näitas, et valge valgus on oma struktuurilt komposiit, selle moodustavad kõik valgusspektri värvid, mida nimetatakse monokromaatiliseks. Valguskiire läbi prisma läbimise tulemusena moodustuvad valge valguse lagunemise tõttu lainevoogudeks mitmesugused värvid. Sellised erineva sageduse ja pikkusega lained murduvad keskkonnas erineval viisil, moodustades teatud värvi. Newton tegi katseid, mida kasutatakse füüsikas tänapäevalgi. Näiteks katsed ristatud prismadega, kasutades kahte prismat ja peeglit ning valgust läbi prismade ja perforeeritud ekraani. Nüüd teame, et valguse lagunemine värvispektriks toimub tänu erinevatele kiirustele, millega erineva pikkusega ja sagedusega lained läbivad läbipaistvat ainet. Selle tulemusena lahkuvad osad lained prismast varem, teised veidi hiljem, teised veelgi hiljem jne. Nii laguneb valgusvoog.
Anomaalne dispersioon
Seejärel tegid eelmise sajandi füüsikud järjekordne avastus hajutamise kohta. Prantslane Leroux avastas, et mõnes meedias (eriti joodiaurudes) rikutakse dispersiooninähtust väljendavat sõltuvust. Seda küsimust asus uurima Saksamaal elanud füüsik Kundt. Oma uurimistööks laenas ta ühe Newtoni meetoditest, nimelt katse, milles kasutati kahte ristatud prismat. Ainus erinevus seisnes selles, et Kundt kasutas ühe asemel prismaat tsüaniinilahusega anumat. Selgus, et valguse murdumisnäitaja selliste prismade läbimisel suureneb, mitte ei vähene, nagu juhtus Newtoni katsetes tavaliste prismadega. Saksa teadlane leidis, et seda paradoksi täheldatakse sellise nähtuse tõttu nagu valguse neeldumine aine poolt. Kirjeldatud Kundti katses oli neelavaks keskkonnaks tsüaniinilahus ja valguse hajumist sellistel juhtudel nimetati anomaalseks. Kaasaegses füüsikas seda terminit praktiliselt ei kasutata. Tänapäeval peetakse Newtoni avastatud normaalset dispersiooni ja hiljem avastatud anomaalset dispersiooni kaheks sama doktriiniga seotud nähtuseks, millel on ühine olemus.
Madala dispersiooniga läätsed
Fototehnoloogias peetakse valguse hajumist ebasoovitavaks nähtuseks. See põhjustab nn kromaatilist aberratsiooni, mille puhul värvid paistavad piltidel moonutatuna. Foto varjundid ei ühti pildistatava objekti varjunditega. See efekt muutub eriti ebameeldivaks professionaalsete fotograafide jaoks. Dispersiooni tõttu fotodel ei moondu mitte ainult värvid, vaid sageli täheldatakse ka servade hägustumist või vastupidi, liiga väljajoonistatud piiri tekkimist. Ülemaailmsed fotoseadmete tootjad tegelevad selle optilise nähtuse tagajärgedega spetsiaalselt disainitud madala hajutusega objektiivide abil. Klaasil, millest need on valmistatud, on suurepärane omadus murda erineva pikkuse ja sagedusega laineid võrdselt. Objektiive, millesse on paigaldatud madala dispersiooniga läätsed, nimetatakse akromaatideks.
Sissejuhatus
Aine joonspektri uurimine võimaldab meil kindlaks teha, millistest keemilistest elementidest see koosneb ja millises koguses iga element selles aines sisaldub.
Elemendi kvantitatiivne sisaldus uuritavas proovis määratakse selle elemendi spektris olevate üksikute joonte intensiivsuse võrdlemisel mõne teise keemilise elemendi joonte intensiivsusega, mille kvantitatiivne sisaldus proovis on teada.
Aine kvalitatiivse ja kvantitatiivse koostise määramise meetodit selle spektrist nimetatakse spektraalanalüüsiks. Määramiseks mineraalide otsimisel kasutatakse laialdaselt spektraalanalüüsi keemiline koostis maagi proovid. Tööstuses võimaldab spektraalanalüüs kontrollida metallidesse sisestatud sulamite ja lisandite koostist, et saada soovitud omadustega materjale.
Spektraalanalüüsi eelisteks on kõrge tundlikkus ja tulemuste saamise kiirus. Spektraalanalüüsi abil on võimalik tuvastada kulla olemasolu proovis kaaluga 6 * 10 -7 g, mille mass on vaid 10 -8 g Terase klassi määramist spektraalanalüüsi meetodil saab teha mitmekümne kaupa sekunditest.
Spektraalanalüüs võimaldab määrata Maast miljardite valgusaastate kaugusel asuvate taevakehade keemilist koostist. Planeetide ja tähtede atmosfääri, külma gaasi keemiline koostis tähtedevahelises ruumis määratakse neeldumisspektrite abil.
Spektreid uurides suutsid teadlased määrata mitte ainult taevakehade keemilise koostise, vaid ka nende temperatuuri. Spektrijoonte nihke järgi saab määrata taevakeha liikumiskiiruse.
Spektri avastamise ajalugu ja spektraalanalüüs
1666. aastal viis Isaac Newton, pöörates tähelepanu teleskoobis olevate tähtede kujutiste vikerkaarevärvimisele, läbi eksperimendi, mille tulemusena avastas valguse hajumise ja lõi uue seadme - spektroskoopi. Newton suunas valguskiire prismale ja seejärel, et saada küllastunud riba, asendas ümara augu piluga. Dispersioon on aine murdumisnäitaja sõltuvus valguse lainepikkusest. Dispersioon põhjustab valge valguse jagunemise spektriks, kui see läbib klaasprismat. Seetõttu nimetatakse sellist spektrit hajutavaks.
Molekulaarpilve läbiv musta keha kiirgus omandab oma spektrist neeldumisjooned. Vaadelda saab ka pilve emissioonispektrit. Elektromagnetkiirguse lagundamist lainepikkusteks nende uurimise eesmärgil nimetatakse spektroskoopiaks. Spektraalanalüüs on peamine astrofüüsikas kasutatav astronoomiliste objektide uurimise meetod.
Vaadeldavad spektrid jagunevad kolme klassi:
joone emissioonispekter. Kuumutatud haruldane gaas kiirgab eredaid heitgaasi jooni;
pidev spekter. Seda spektrit tekitavad kuumutatud olekus tahked ained, vedelikud või tihe läbipaistmatu gaas. Lainepikkus, mille juures maksimaalne kiirgus tekib, sõltub temperatuurist;
joone neeldumisspekter. Pideva spektri taustal on nähtavad tumedad neeldumisjooned. Neeldumisjooned tekivad siis, kui kuumema keha kiirgus, millel on pidev spekter, läbib külma haruldast keskkonda.
Spektrite uurimine annab teavet astronoomiliste objektide temperatuuri, kiiruse, rõhu, keemilise koostise ja muude oluliste omaduste kohta. Spektraalanalüüsi ajalugu sai alguse 1802. aastal, kui inglane Wollanstone nägi Päikese spektrit vaadeldes esimest korda tumedaid neeldumisjooni. Ta ei osanud neid seletada ega omistanud oma avastusele erilist tähtsust.
1814. aastal avastas saksa füüsik Fraunhofer taas päikesespektris tumedad neeldumisjooned ja suutis õigesti selgitada nende välimust. Sellest ajast alates on neid kutsutud Fraunhoferi liinideks. 1868. aastal avastati Päikese spektris tundmatu elemendi jooned, mida nimetatakse heeliumiks (kreeka helios "päike"). 27 aasta pärast leiti maakera atmosfäärist väike kogus seda gaasi. Tänapäeval teame, et heelium on universumis leviku poolest teine element. Aastatel 1918–1924 ilmus Henry Draperi kataloog, mis sisaldas 225 330 tähe spektri klassifikatsiooni. See kataloog sai Harvardi tähtede klassifikatsiooni aluseks. Esimesele energiatasemele üleminekul tekkivaid vesiniku jooni täheldatakse enamiku astronoomiliste objektide spektrites. See on Lymani seeria, mida täheldatakse ultraviolettkiirguses; seeria üksikud read on tähistatud Lα (λ = 121,6 nm), Lβ (λ = 102,6 nm), Lγ (λ = 97,2 nm) ja nii edasi. Spektri nähtavas piirkonnas on täheldatud Balmeri seeria vesiniku jooni. Need on jooned Hα (λ = 656,3 nm) punane, Hβ (λ = 486,1 nm) sinine, Hγ (λ = 434,0 nm) sinine ja Hδ (λ = 410,2 nm) violetne. Vesiniku jooni täheldatakse ka spektri infrapunaosas - Pascheni, Bracketti seeria ja teised, kaugemal.
Spektririda vesiniku spektris
Peaaegu kõikide tähtede spektris on neeldumisjooned. Kõige intensiivsem heeliumijoon paikneb spektri kollases osas: D3 (λ = 587,6 nm). Päikese tüüpi tähtede spektrites on täheldatud ka naatriumi jooni: D1 (λ = 589,6 nm) ja D2 (λ = 589,0 nm), ioniseeritud kaltsiumi jooni: H (λ = 396,8 nm) ja K (λ = 393, 4) nm). Tähtede fotosfäärid tekitavad pidevat spektrit, mida lõikavad üksikud tumedad jooned, mis tekivad siis, kui kiirgus läbib tähe atmosfääri jahedamaid kihte. Neeldumisspektri (täpsemalt teatud joonte olemasolu järgi spektris) saab hinnata tähe atmosfääri keemilist koostist. Spektri eredad jooned näitavad, et tähte ümbritseb paisuv kuuma gaasi kest. Madala temperatuuriga punaste tähtede puhul on spektris nähtavad laiad titaanoksiidi molekulide ja oksiidide ribad. Kõrge temperatuurini kuumutatud ioniseeritud tähtedevaheline gaas tekitab ultraviolettpiirkonnas maksimaalse emissiooniga spektreid. Valged kääbused toodavad ebatavalisi spektreid. Nende neeldumisjooned on mitu korda laiemad kui tavalistel tähtedel ja neil on vesinikujooned, mis tavatähtedel sellistel temperatuuridel puuduvad. Seda seletatakse kõrge rõhuga valgete kääbuste atmosfääris.
Spektri tüübid
Erinevate ainete kiirguse spektraalne koostis on väga mitmekesine. Kuid vaatamata sellele saab kõik spektrid, nagu kogemus näitab, jagada kolme tüüpi, mis on üksteisest väga erinevad.
Pidevad spektrid.
Päikese spekter ehk kaarlambi spekter on pidev. See tähendab, et spekter sisaldab igasuguse pikkusega laineid. Spektri katkestused puuduvad ja spektrograafi ekraanil on näha pidev mitmevärviline riba.
Energia jaotus sageduste vahel, st kiirguse intensiivsuse spektraalne tihedus, on erinevate kehade puhul erinev. Näiteks väga musta pinnaga keha kiirgab kõigi sagedustega elektromagnetlaineid, kuid kiirguse intensiivsuse spektraaltiheduse sõltuvuse kõveral on teatud sagedusel maksimum. Kiirgusenergia väga madalatel ja väga kõrgetel sagedustel on tühine. Temperatuuri tõustes nihkub maksimaalne spektraalne kiirgustihedus lühemate lainete suunas.
Pidevad (või pidevad) spektrid, nagu kogemus näitab, annavad tahkes või vedelas olekus kehad, aga ka tugevalt kokkusurutud gaasid. Pideva spektri saamiseks tuleb keha kuumutada kõrge temperatuurini.
Pideva spektri olemuse ja selle olemasolu fakti ei määra mitte ainult üksikute kiirgavate aatomite omadused, vaid need sõltuvad suurel määral ka aatomite vastastikmõjust.
Pidevat spektrit toodab ka kõrgtemperatuuriline plasma. Plasma kiirgab elektromagnetlaineid peamiselt siis, kui elektronid põrkuvad ioonidega.
Joonspektrid.
Lisame gaasipõleti kahvatule leegile tavalise lauasoola lahusega niisutatud asbestitüki. Leeki vaadeldes läbi spektroskoopi vilgub leegi vaevunähtava pideva spektri taustal erekollane joon. Selle kollase joone tekitab naatriumi aur, mis tekib lauasoola molekulide leegis lagunemisel. Spekroskoopil on näha ka erineva heledusega värviliste joonte palisaadi, mida eraldavad laiad tumedad triibud. Selliseid spektreid nimetatakse joonspektriteks. Joonspektri olemasolu tähendab, et aine kiirgab valgust ainult teatud lainepikkustel (täpsemalt teatud väga kitsastes spektrivahemikes). Igal real on piiratud laius.
Joonspektrid näitavad kõiki aineid gaasilises aatomis (kuid mitte molekulaarses) olekus. Sel juhul kiirgavad valgust aatomid, mis üksteisega praktiliselt ei suhtle. See on kõige põhilisem, põhiline spektritüüp.
Teatud keemilise elemendi eraldatud aatomid kiirgavad rangelt määratletud lainepikkuseid.
Tavaliselt kasutatakse joonspektrite vaatlemiseks aine auru hõõgumist leegis või gaasilahenduse hõõgumist uuritava gaasiga täidetud torus.
Aatomigaasi tiheduse kasvades üksikud spektrijooned laienevad ja lõpuks väga suure gaasitiheduse korral, kui aatomite vastastikmõju muutub oluliseks, kattuvad need jooned üksteisega, moodustades pideva spektri.
Triibulised spektrid.
Triibuline spekter koosneb üksikutest ribadest, mis on eraldatud tumedate tühikutega. Väga hea spektriaparaadi abil võib avastada, et iga riba on suure hulga väga tihedalt asetsevate joonte kogum. Erinevalt joonspektritest ei loo triipspektreid mitte aatomite, vaid molekulide poolt, mis ei ole omavahel seotud või on nõrgalt seotud.
Molekulaarspektrite, aga ka joonspektrite vaatlemiseks kasutatakse tavaliselt auru hõõgumist leegis või gaaslahenduse hõõgumist.
Neeldumisspektrid.
Kõik ained, mille aatomid on ergastatud olekus, kiirgavad valguslaineid, mille energia jaotub teatud viisil lainepikkuste peale. Lainepikkusest sõltub ka valguse neeldumine aine poolt. Seega laseb punane klaas läbi punasele valgusele vastavaid laineid ja neelab kõik teised.
Kui lasete valget valgust läbi külma mittekiirgava gaasi, ilmuvad allika pideva spektri taustale tumedad jooned. Gaas neelab kõige intensiivsemalt just nende lainepikkustega valgust, mida ta kiirgab kõrgel kuumutamisel. Tumedad jooned pideva spektri taustal on neeldumisjooned, mis koos moodustavad neeldumisspektri.
On olemas pidevad, joon- ja triibulised emissioonispektrid ning sama palju neeldumisspektrite tüüpe.
Oluline on teada, millest meid ümbritsevad kehad koosnevad. Nende koostise määramiseks on leiutatud palju meetodeid. Kuid tähtede ja galaktikate koostist saab määrata ainult spektraalanalüüsi abil.
“FÜÜSIKA AJALOOST Sajand SPEKTRAALANALÜÜSI 9. V. Shpoleniy 1. Spektri esmaavastamisest on möödunud 300 aastat: () ...”
FÜÜSIKATEADUSTE EDU
FÜÜSIKA AJALOOST
SAJANDI SPEKTRAALANALÜÜSI
9. V. Shpolieny
1. Spektri esmaavastamisest on möödunud 300 aastat:
() Veebruar 1672 teavitas Newton Kuninglikku Seltsi oma, "
valguse hajumise avastamine ja erinevate värvide selgitamine. Kirjas Kuningliku Seltsi sekretärile Oldenburgile, milles seda avastust kirjeldati, ütles Newton, et ta tegi selle avastuse juba 1666. aastal*).
Riis. 1. Newtoni eksperiment. Iolp"ra raamatu illustratsioon: 1L - "e meiis de la ptiilosophio de XcwLoii. Mis a la porU"e do tout lc iiiond. Par Mr De Voltaire. Amsterdam. 1738.
Aastal 1704 ilmus "Optika" esimene väljaanne: "Optika või traktaat valguse peegeldustest, murdumisest, paindumisest ja värvidest", mis sisaldab täielikku kirjeldust Newtoni arvukatest geniaalsetest peentest katsetest.
Huvitav on see, et Newtoni avastamisel polnud eelkäijaid, kuna enne teda polnud aimugi värvi ja valguse murdumise vahelisest seosest. Värvide päritolu omistati valguse ja pimeduse segunemisele erinevates vahekordades.
Rohkem kui 100 aastat pärast Newtoni avastuse avaldamist ei tehtud ühtegi tähelepanuväärset spektrivaatlust. Ainult XIX algus sajand tõi kaasa mitmeid olulisi avastusi. 1800. aastal avastas kuulus iseõppinud astronoom Friedrich William Herschel, endine muusik ja teadlane, ning uuris oma aja jaoks põhjalikult spektri infrapunaosa 2. Kuigi ta näitas.
*) Selle kirja tõlkis vene keelde S. I. Vaishgovish ja see avaldati Newtonile pühendatud Uspekhi väljaandes. Vt “Füüsikaliste teaduste edusammud··, 7. kd, nr. 2, 1927, 658:-. l. Shpolskiy.
et infrapunakiirtel on kõik valguskiirte omadused 3 (välja arvatud muidugi nähtavus) - nad peegelduvad, murduvad, järgides samasid Snelli seadusi nagu valgus - Herschel omistas neile valguse olemusest erineva olemuse ja pidas neid erilist tüüpi "soojuskiired"
Spektri infrapunaosa avastamisele järgnes ultraviolettkiirguse avastamine: ja 1801. aastal avastas I. V. Ritter 4, et mustaks muutuv h.
- - #. ·.·..-·. * Joon. 2. Herscheli installatsioon spektri infrapunaosa uurimiseks (Phil. Trans., 1800. lk. 292). Termomeeter 7 mõõtis temperatuuri tõusu spektri erinevates osades. Ülejäänud termomeetreid kasutati kontrolli eesmärgil.
hõbekloriid ei peatu spektri äärmises violetses osas, vaid seda täheldatakse – ja isegi suurema intensiivsusega – väljaspool nähtavat spektrit. Sel juhul avastati nähtamatud kiired tänu
Nende keemiline toime, mistõttu oli pikka aega eksiarvamus, et ultraviolettkiired on "keemilised" kiired.
2. 1802. aastal avaldas Wollaston kaks olulist tähelepanekut, mille olulisust tunnistati alles palju aastaid hiljem. Reprodutseerides Newtoni omaga sarnast katset, kuid tehes aknaluugisse ümmarguse augu asemel pilu, avastas Wollaston 5, et päikesespektrit läbis mitu tumedat joont... see oli kahtlemata Fraun FRIEDRICH WILLIAM HERSCHELI (1738-1822) avastus. )
SAJANDI SPEKTRAALANALÜÜSI 659
gopher read. See avastus ei äratanud aga mingit tähelepanu ja seda ei maininud järgnevatel aastatel keegi.Samal ajal leidis Wollaston küünla leegi sisemise osa spektrit uurides, et selle leegiosa spekter koosneb viiest eredast joonest, mida eraldavad tumedad intervallid. Nii avastati esimest korda helendavate gaaside lineaarne spekter.
3. Wollastonist täiesti sõltumatult tegi mõlemad avastused palju täielikumal ja täpsemal kujul ligi 15 aastat hiljem Fraunhofer, kelle töö tähistab spektroskoopia ajaloo üht tähtsaimat etappi. Esiteks parandas Fraunhofer oluliselt spektrivaatluse eksperimentaalset meetodit. Olles osav mehaanik ja peen praktiline optik, kasutas Fraunhofer oma töös tolle aja kõrgeima kvaliteediga prismasid ja läätsi. 3. Wollastopi katse: valgusvihk juhiti pimedasse ruumi läbi 1/2 0 tolli laiuse pilu ja võeti vastu läbi tulekiviklaasist prisma, mis asetati silma ette pilust 10 või 12 jala kaugusele (Phil Trans., 1802).
ja mehaaniliselt täpsed paigaldused. Oma esimestes töödes kasutas Fraunhofer hajutava elemendina ka prismat; spektrit vaadeldi teodoliitteleskoobi abil. Seda seadistust kasutades avastas Fraunhofer esmakordselt rasvaküünla leegi spektris kaks tihedalt asetsevat erekollast joont, mis paistsid küünla pideva spektri taustal selgelt silma. Lootes näha neid jooni päikesevalguse spektris, kasutas Fraunhofer oma seadistust Päikese spektri uurimiseks. Kuid läbi teleskoobi vaadates oli ta üllatunud, et ereda joone asemel nägi ta "lugematuid tumedaid jooni ja mõned tundusid täiesti mustad". Fraunhofer koostas päikesespektri joonise, märkides ladina tähtedega kõige intensiivsemad jooned A-st kuni; spektri violetne ots tähistati J. B ja II vahel jälgis Fraunhofer 754 joont, millest 350 positsioonid mõõdeti täpselt ja kanti päikesespektrile. Nende tumedate joonte hulgas märkis Fraunhofer joone, mis asus spektri kollase ja oranži osa piiril ja mille ta tähistas D-tähega. See joon, mis lähemal vaatlusel osutus kahekordseks, asus instrumendil samale kohale. skaalal, nagu Fraunhofer täheldas rasvaleegi küünalde spektris – kahekordne hele joon ja kokkulangevuse sai kindlaks teha Fraunhoferi installatsiooniga lubatud täpsusega. Nii avastati hämmastav fakt, mis mängis tohutut rolli spektroskoopia edasises ajaloos. Piltlikult öeldes oli see tõsiasi, et rasvaküünla valgus sisaldab liigselt just neid lainepikkusi, mis Päikese valguses puuduvad või on vähemalt väga nõrgenenud. Selle tähelepanuväärse nähtuse päritolu mõistmine 660 pKr. V. Shpolsky ja üldiselt päikesespektri tumedate joonte päritolu veel ei eksisteerinud, kuid Fraunhofer hindas selgelt oma avastuse tähtsust praktilise optika jaoks, kuna nende joonte asukoha mõõtmise tulemusena sai võimalikuks mõõta materjalide optilisi konstante (murdumisnäitaja) teatud lainepikkustel 6.
Päikese spektri tumedate joonte avastamisele järgnes Fraunhoferi teine suurem avastus: difraktsioonivõre 7. Fraunhofer uuris difraktsioonimustrit, mida täheldati, kui paralleelne kiirtekiir läbib kitsa pilu ja läbib paralleelsete keermete võre.
Nii kirjeldab ta ise oma esimesi vaatlusi võrega: „Et võimaldada suurel hulgal võrdselt tugevalt hajuvaid kiiri läbida kogu teodoliittoru läätse pinda, tõmbasin raamile väga suure hulga paralleelseid. sama paksusega niidid üksteisest samal kaugusel: valgus peaks kogema difraktsiooni, läbides filamentide vahelisi ruume. Veendumaks, et keermed on täpselt paralleelsed ja üksteisest võrdsel kaugusel, asetasin nelinurkse raami kahte vastasotsa õhukesed kruvid, millel oli umbes 169 pööret Pariisi tolli kohta. Kinnitasin selle kruvi soontesse keermed ja võisin olla kindel, et keermed on täpselt paralleelsed ja üksteisest sama kaugusel. Teodoliidi toru läätse juures suunasin heliostaadi vertikaalse pilu, mille kõrgus oli 2 tolli ja 0,01 tolli lai, intensiivse päikesekiire ja paigaldasin teodoliidiringi keskele võre, mis koosnes ligikaudu 260 paralleelsest keermest, mille paksus oli 0,002021 tolli. ja mille servade vahel oli vahe 0 ,03862 tolli. Olin väga üllatunud, kui nägin, et torus oleva restiga vaadeldud nähtused nägid täiesti erinevad välja ühe pilu difraktsiooniga täheldatud nähtustest.
“Kui teleskoobi lääts oli paigaldatud nii, et ilma võreta oli heliostaadi ava pilt rangelt piiratud, siis hõõgvõrest tingitud värvispektrites on näha jooni ja triipe, mida ma avastati päikesevalguse spektris oleva hea prisma abil, mis esindab suurt huvi, kuna see võimaldab - nagu hiljem näha - täpselt uurida suure valguse vastastikuse mõju tulemusena tekkiva valguse muutumise seadusi. hajunud kiirte arv."
Kasutades kirjeldatud ja teist, peenemat, võret 340 rida Pariisi tolli kohta, näitas Fraunhofer, et nähtus ei sõltu niitide paksusest ja vahede laiusest, vaid sõltub ainult keermete paksuste ja vahede laiusest. tühimike laius. Lisaks ei mõjuta niidi olemus nähtuse pilti: Fraunhofer valmistas võreid juustest, hõbe- või kuldtraadist ja kõigil juhtudel täheldas ta samu nähtusi.
Seejärel tootis Fraunhofer veelgi oluliselt suurema lahutusvõimega reste. Selleks läks ta üle venitatud paralleelkeerme võredelt klaasplaatidele lõigatud võredele: spetsiaalselt ehitatud masina abil tehti teemandiga paralleelseid lööke. Sel viisil suutis ta toota reste konstandiga 0,0001223 Pariisi tolli, samas kui parimate keermerestide konstant oli 0,001952 tolli.
Nende võre abil jätkas, laiendas ja täiustas Fraunhofer oma spektraalsed vaatlused. Fraunhoferi töö tähtsust spektroskoopia jaoks iseloomustas väga hästi Kaiser*: „Fraunhofer mitte TT. K a u s e g, Handbuch der Spektroskopie, V. I, lk. 12, Leipzig, 1900.
JOSEPH FRAUNHOFER
(1787-1826)SAJANDI SPEKTRAALANALÜÜSI 661
Nendes töödes ei esita ta mingeid hüpoteese spektrite heledate ja tumedate joonte päritolu kohta. Ja kasu sellest tööst oli aga tohutu. Saime esiteks teada, et päikesespekter teatud muutumatutes kohtades on tumedate joontega, mis võimaldavad selliste ebamääraste tähiste asemel, nagu näiteks “rohelise osa alguses”, spektris tähistada rangelt määratletud kohti. jne. Nüüd saame võre kasutades iseloomustada iga konkreetset kohta spektris selle lainepikkuse järgi. Lisaks saime teada, et teistel taevakehadel on sarnased jooned, kuid need jooned võivad olenevalt objektist olla erinevad. Lõpuks saime teada, et maised allikad anda kergeid jooni.Fraunhoferi töö on suurepärane näide täiesti usaldusväärsetest uuringutest ilma hüpoteesideta ja täpselt määratletud, mis on tegelikult tõestatud ja milline täpsus on saavutatud.
4. Siinkohal ei saa pikemalt peatuda Kirchhoffi ja Bunseni eelkäijate üsna arvukatel töödel, kelle hulgas olid sellised silmapaistvad teadlased nagu John Herschel, Wheatstone, Stoke jt.Kirchhoffi enda sõnul olid Talbot ja Foucault avastusele kõige lähemal spektraalanalüüsist.
Talboti esimene 1825. aastal ilmunud töö*) on huvitav selle poolest, et see näitab eriti selgelt, milliseid raskusi tekitas uurijatele spektraalanalüüsi erakordne tundlikkus naatriumi avastamisel selle kollasest dubletist.
Viidates varasematele tähelepanekutele, et kollast valgust tekitas ühelt poolt alkoholi ja vee segu ning teiselt poolt väävli leek, otsustas Talbot katsetada, kas mõlemal juhul ilmnevad samad spektrid.
Tema üllatuseks osutusid spektrid samaks:
"Nende katsete tulemus," kirjutab ta, osutab seega kaugeleulatuvale optilisele analoogiale natroni ja väävli vahel, st. ehk kaks ainet, mille kohta keemikud on seni eeldanud, et neil pole midagi ühist. Olles veelgi veendunud, et sama kollane joon ilmub ka leegi spektris, millesse sisestatakse mitmeid teisi aineid, jõudis Talbot järeldusele, et see joon kuulub kristallisatsioonivette (!), kuna Talboti arvates oli vesi. ainus asi, mis on kõigi nende kehade kui komponendi ühine.
Vaatamata sellele ekslikule järeldusele jõudis Talbot mitmete täiendavate katsete tulemusel ühemõttelisele vastavusele aine ja selle spektri vahel. "Näiteks," kirjutab ta, oranži kiire võib põhjustada strontsium, kuna Herschel leidis seda värvi kiire strontsiummuriaadi leegist. Kui see arvamus osutub õigeks ja kohaldatavaks ka teiste konkreetsete kiirte puhul, võib ainuüksi pilk prismaatilisele spektrile viidata ainete olemasolule selles, mida te muidu vajaksite oma "Avatud töömahukale keemilisele analüüsile". (Väljaheide on minu oma. -E. Ill.) Järgmises töös kirjeldab Talbot vaadeldud spektreid veelgi täpsemalt: „Strontsiumileek paljastab suure hulga punaseid kiiri, mis on üksteisest hästi eraldatud tumedate intervallidega, rääkimata oranž kiir ja väga kindel sinine. Liitium tuvastab ainult ühe punase kiire. Seetõttu ei kõhkle ma öelda, et optiline analüüs võimaldab eristada nende kahe aine väikseid fraktsioone üksteisest sama usaldusväärsusega, kui mitte rohkem, kui mis tahes muu meetod.
662 e. V. Shpolsky Seetõttu näeme, et vaatamata selgete andmete puudumisele spektrite, tahkete ainete ja aurude, üksikute elementide ja keemiliste ühendite spektrite erinevuse kohta, arvas Talbot spektraalanalüüsi võimalusi. Kuid loomulikult on sellest intuitsioonist tänapäeva mõistes spektraalanalüüsi avastamiseni veel väga pikk tee.
Mis puutub kollase joone päritolu, siis õige lahenduse sellele probleemile andis Swann 8a aastal 1856, st vaid 3 aastat enne Kirchhoffi esimese teose ilmumist. Swann juhtis tähelepanu asjaolule, et küünla leegi alumise osa spektris ilmub alati sama kollane joon, mida Fraunhofer jälgis ja määras 40 aastat varem.
~) See joon tekib ka siis, kui küünla leeki tuuakse kõige tühisem kogus lauasoola. Swann küsib, "kas see joon küünla leegis on tingitud söe ja vesiniku põlemisest, millest põhiliselt koosneb küünla aine, või on see tingitud ebaolulistest naatriumkloriidi jälgedest, mis esinevad enamik loomset päritolu aineid." Swann annab sellele küsimusele selge vastuse:
Peaaegu kõigi leekide spektris leiduv kollane joon kuulub alati naatriumile, mida esineb väikestes kogustes. Nii sai lõpuks lahendatud kollase joone mõistatus, mis oli nelikümmend aastat huvitanud eranditult kõiki spektreid uurivaid teadlasi.
Kõige lähemal spektraalanalüüsi avastamisele oli L. Foucault, kes tegi sisuliselt otsustava eksperimendi 1849. aastal, s.o 10 aastat enne Kirchhoffi ja 7 aastat enne Luige teose avaldamist ning pealegi väga elegantses. Ajalooliseks või psühholoogiliseks mõistatuseks jääb aga see, miks sellel silmapaistval filosoofil ei olnud julgust sellest selgel kujul lõplikku järeldust teha.Süsinikelektroodidevahelise elektrikaare spektrit uurides märkas Foucault, et erekollane joon oli selles spektris pidevalt olemas. Ta võrdles seda päikesespektri /)-joonega ja leidis, et mõlemad jooned asuvad spektris samal positsioonil. Lisaks näitas ta, et kui päikesevalgus lastakse läbi kaare, siis D- jooned muutuvad tumedamaks.
Lõpuks muudab ta kogemust väga geniaalsel viisil, nii et see taastoodab tekkimist sisuliselt kunstlikult
O-jooned päikese atmosfääris. Projitseerides oma installatsiooni pilule kaarekujulise kuuma süsinikelektroodi, on Foucault veendunud, et see kuumutatud tahke keha annab pideva spektri ilma tumedate joonteta. Kui aga väikese peegli abil selle hõõgelektroodi valgust peegelduda ja suunata nii, et see läbiks kaare enda leegi, siis tekivad spektris erekollaste joonte asemele kohe tumedad jooned. "Niisiis, järeldab Foucault, kaar on meedium, mis ise loob kiired D ja samal ajal neelab need, kui need väljastpoolt tulevad." Lõpuks teeb ta katse, mis läheneb juba kollaste joonte päritolu mõistatuse lahendamisele.
Katse seisnes süsinikelektroodide asemel metallelektroodide kasutamises. Kollased jooned ilmusid uuesti, kuid tugevalt nõrgenenud kujul; need tugevnesid järsult, kui üks elektroonidest oli määrdunud "kaaliumkloriidi, sooda või mõne lubja moodustava soolaga". Selle asemel, et astuda veel üks näiliselt väike (kuid tegelikult sugugi mitte lihtne) samm ja tõestada, et kollased jooned tugevnevad eriti siis, kui kaare sisse viidud aine sisaldab naatriumi (st näiteks soodat, mitte kaaliumkloriidi), piirab Foucault end reservatsioonile: "Enne kui teha järeldusi kiire peaaegu pideva olemasolu kohta 1) tuleb loomulikult veenduda, et selle välimus ei viita
LEON FOUCAULT
(1819-1858)SAJANDI SPEKTRAALANALÜÜSI 663
alati sama aine olemasolu kohta, mis on lahustunud kõigis meie sõidukites. Ja lõpuks, seoses võimalusega luua spektraalanalüüsil põhinevat päikese- või tähekeemiat, teeb Foucault jällegi ebapiisavalt kindla märkuse: „Siiski, kuidas see nähtus (peab silmas ülalkirjeldatud katseid iJ joonega. - E. Sh.) "Tundub, et nüüdsest loob see püsiva stiimuli tähtede spektrite uurimiseks, sest kui seal leitakse sama kiir, teeb täheastronoomia sellest oma järeldused."Seetõttu näeme, et vaatamata sellele, et Foucault oli lähedal spektrijoonte ümberpööramise avastamisele, ei teinud ta seda avastust, kuna ta ei andnud oma tähelepanuväärsetele katsetele kindlat selgitust. Seetõttu pole üllatav, et Foucault’ looming jäi kohe pärast ilmumist tähelepanuta. See meenus alles siis, kui seoses Kirchhoffi avastusega tekkis W. Thomsoni (Kelvin) algatusel vaidlus prioriteedi üle. Nendes oludes oli Foucault'l julgust ausalt tunnistada*, et spektraalanalüüsi aluse avastamiseks jäi tema katsetes puudu viimane otsustav samm. Foucault' sõnul tehti see samm Swanni ja Kirchhoffi kahe järjestikuse ja sõltumatu vaatluse käigus: Swann näitas, et kollased jooned kuuluvad konkreetselt naatriumile ja Kirchhoff tõestas ka teiste metallide spektrijoonte ümberpööramist. Foucault iseloomustas viimast katset kui „une kogemus, mis on imetlusväärne”**), kuigi ausalt öeldes tuleks tunnistada, et tema, Foucault’ enda eksperiment pole vähem tähelepanuväärne.
5. Möödudes mitmetest vähemtähtsatest teostest, asugem nüüd Kirchhoffi ja Buizeni klassikaliste teoste käsitlemisele.
Kirchhoff kirjutab: „Fraunhofer märkas, et küünla leegi spektrisse ilmuvad kaks eredat joont, mis langevad päikesevalguses kokku kahe tumeda D-joonega. Samad eredad jooned on kergesti saavutatavad suurema intensiivsusega leegi spektris, millesse lauasool sisestatakse. Võtsin vastu päikesespektri, kuid sundisin päikesekiired, enne kui nad pilu tabasid, läbima tugeva lauasoola leegi. Kui päikesevalgus oli piisavalt nõrgenenud, tekkis mõlema tumeda D-joone asemele kaks heledat joont. Kuid kui päikesespektri intensiivsus ületas teadaoleva piiri, ilmnesid mõlemad jooned D palju selgemini kui lauasoola leegi puudumisel.
“Drummondi valguse spekter sisaldab tavaliselt kahte eredat naatriumijoont, kui lubjasilindri helendav osa pole piisavalt kaua hõõgunud; järk-järgult muutuvad need jooned nõrgemaks ja lõpuks kaovad täielikult. Kui need on piisavalt kadunud või nõrgenenud, põhjustab alkoholileek, millesse on viidud lauasoola ja mis asub lubjasilindri ja prao vahel, kahe silmapaistva teravusega tumeda joone heledate joonte asemele. peensus, mis kattub igas mõttes päikesespektri D-joontega. Seetõttu on see päikesespektri D-joonte olemus.
reprodutseeritakse kunstlikult spektris, kus neid tavalistes (looduslikes) tingimustes ei esine."
*) Ajalehes Temps ilmunud artiklis spektraalanalüüsi avastamisest. (Tsiteerides Kaiserit.) **) "Tõeliselt imeline kogemus."
e.. Shpolsky "4 "Nendest vaatlustest järeldan, et värvilised leegid, mille spektris on näha eredaid teravaid jooni, nõrgendavad nende joonte värviga kiiri niivõrd, kui need kiired läbivad värvilisi leeke, et selle asemel heledad jooned tekivad tumedad jooned, niipea kui leegi taha on paigaldatud piisava intensiivsusega valgusallikas, mille spektris see joon muudel tingimustel puudub. Lisaks järeldan, et päikesespektri tumedad jooned, mida ei põhjustata Maa atmosfääri poolt, tekivad nende ainete esinemise tõttu kuumas päikeseatmosfääris, mis on spektris leegid annavad päikesespektri tumedate joonte asemel heledad jooned. Tuleks eeldada, et spektri eredad jooned, Päikese spektri D-joontega ühtivad, on tingitud naatriumi olemasolust leegis; päikesespektri tumedad JD-LINES-jooned võimaldavad järeldada, et naatrium on päikese atmosfääris. Brewster leidis spektrist jooni nitraadileegist Fraunhoferi joonte A ja /? asemel; need jooned näitavad kaaliumi olemasolu päikese atmosfääris. Minu tähelepanekust, et punane liitiumitriip ei vasta ühelegi tumedale joonele Päikese spektris, järeldub ilmselt, et liitiumi päikeseatmosfääris puudub või seda esineb suhteliselt väikestes kogustes.
Kirchhoffi esitletud töös tehti üldistusi ilma teoreetilise põhjenduseta. Põhjendus anti teises artiklis 1 2, mis ilmus 6 nädalat pärast eelmist.
Kirchhoff põhjendas aurude ja gaaside emissioonispektrite ning nende neeldumisspektrite seost enda tõestatud termodünaamilise seadusega, mille järgi keha kiirgusvõime ja selle neeldumisvõime suhe sama lainepikkuse ja sama temperatuuri juures. kõigi kehade jaoks on sama ja võrdne absoluutse musta keha emissiooniga antud lainepikkusel antud temperatuuril. Selle seaduse tõestuseks on 1859. aastal viidatud teine töö. Sellest järeldub, et „teatud lainepikkusega kiirte intensiivsus, mida eri kehad samal temperatuuril kiirgavad, võib olla väga erinev: see on võrdeline neeldumisega. keha võime selle lainepikkusega kiirte vastu võtta.
Seetõttu kiirgab metall samal temperatuuril tugevamini kui klaas, viimane aga gaasist tugevamalt. Keha, mis jääks kõrgeimatel temperatuuridel täiesti läbipaistvaks, ei helendaks kunagi.
Lisaks annab Kirchhoff termodünaamilise seletuse spektraalkiirte ümberpööramisele. Kaasaegsed võtsid selle seletuse vastu nii raskelt, et nagu nähtub ajakirjas Chemical Ne^svs 1861. aasta aruandest (lk 130–133) Roscoe loengu kohta Londoni Keemiaühingus, isegi Faraday, kes viibis loeng leidis, et pöördumisest arusaamine oli äärmiselt raske.
Kirchhoff arutles järgmiselt. Kujutagem ette, et liitiumi leek asetatakse pidevat spektrit tekitava allika ja spektroskoopi pilu vahele. Sellisel juhul saab pideva spektri intensiivsus muutuda ainult kohas, kus asub punane liitiumijoon.
Tegelikult suurendab liitiumi leek näidatud kohas intensiivsust omaenda kiirguse tõttu ja nõrgeneb neeldumise tõttu, mida leeki läbiv kiirgus kogeb sama lainepikkuse korral. Oletame, et leegi neeldumisvõime on 1/1.
Sel juhul peaks Kirchhoffi seaduse kohaselt liitiumi joone intensiivsus olema võrdne 1/1 intensiivsusest spektri sama lainepikkuse korral
GUSTAV KIRCHHOF
(1824-1887)SAJANDI SPEKTRAALANALÜÜSI 665
sama temperatuuriga absoluutne must keha. Kui seega oleks kiirgav keha liitiumileegi temperatuuriga absoluutselt must keha, siis viimane neelaks liitiumiliini lainepikkuse (allika pidevas spektris) intensiivsuse 1/i, kuid lisaks täpselt sama palju oma kiirguse tõttu, st avaldaks mõju.Kui pidevat spektrit andev keha oleks tumedam kui must keha liitiumi leegi temperatuuri kas seetõttu, et selle temperatuur oli madalam või kuna see kiirgaks samal lainepikkusel vähem, siis neelab liitiumileek vähem kui kiirgab ja me näeksime tahkel taustal heledat joont. Kui emissiooniallikas on suurem kui leegi musta keha temperatuur (ja selleks peab selle temperatuur olema tingimata kõrgem kui leegi temperatuur), siis neelab leek jälle veerandi langevast kiirgusest ja kuna see on suurem väärtus kui see, mida leek on võimeline vastavalt oma temperatuurile kiirgama, ilmuvad heledale taustale tumedad jooned.
Sellest saame ringluseks vajaliku tingimuse: neelav leek peab olema kiirgavast kehast külmem.
Nii anti teoreetiline seletus spektrijoonte ümberpööramisele, mis aga, nagu nüüd näeme, ei erinenud ei läbipaistvuse ega ranguse poolest. Vaevalt on kahtlust, et üldiselt oli Kirchhoffi tõeline juhtlõng füüsiline intuitsioon ja selle intuitsiooni põhjendamiseks kasutati teoreetilisi kaalutlusi.
Kõige olulisem järeldus, mille Kirchhoff oma spektrijoonte ümberpööramise tõendist tegi, oli väide, et D-joonte olemasolust päikesespektris saab usaldusväärselt järeldada naatriumi olemasolu päikese atmosfääris. Olles seejärel esitanud täiendavalt mitmeid kaalutlusi, mis tõestavad, et 0-joone tekkimist ei saa seostada neeldumisega maakera atmosfääris, järeldab Kirchhoff: „Seega on leitud viis päikeseatmosfääri keemilise koostise määramiseks. viis lubab teha mõningaid järeldusi heledate fikseeritud tähtede keemilise koostise kohta "
Lapsepõlvest saadik oleme nende kooliõpikute ja populaarse kirjanduse üldistustega nii ära harjunud, et meil ei ole praegu kerge hinnata nende julgust, uudsust ja tohutut tähtsust. Kuid just see järelduse populaarsus võimaluse kohta uurida taevakehade keemilist koostist praegu, 100 aastat pärast Kirchhoffi teose ilmumist, seab selle võrdväärseks kõigi aegade loodusteaduste peamiste saavutustega. Kirchhoffi järelduse julgust rõhutab eriti asjaolu, et see järeldus oli teravas vastuolus tollal loodusteadlaste seas populaarse positiivse filosoofia Or looja arvamusega. Konta; kes väitis, et me saame küll üksikasjalikult uurida taevakehade liikumist, kuid me ei saa kunagi, mitte mingil juhul teada nende keemilist koostist.
Ilmselt sel põhjusel, kuid kahtlemata, loomulikust soovist panna eksperimentaalne alus keemilise analüüsi meetodile, mis väidetavalt on rakendatav mitte ainult maapealses, vaid ka kosmosekeemias, võttis Kirchhoff koos silmapaistva keemiku Robiga läbi eriuuringu. . Bunsen. Tegelikult toodi juba enne Kirchhoffi korduvalt välja võimalusele kasutada spektreid keemiliseks analüüsiks (meenutagem näiteks Talboti tööd, millest oli eespool juttu), kuid keegi ei tõestanud, kasutades mingeid sõltumatule kontrollile kättesaadavaid näiteid. , et selline analüüs võib anda selgeid ja usaldusväärseid tulemusi. Keegi pole tõestanud – kui võtta kõige triviaalsem näide –, et naatrium esineb spektris alati kui 9 UFN, vol. LXIX, nr. 4 666 E.V. SHIOLSKY tunneb kahte kollast joont, olenemata sellest, millises segus või ühendis see sisaldub, ja ka sõltumata leegi omadustest, mis seda hõõguma ergutab. Lõpuks ei olnud sel ajal kõige lihtsamad faktid ilmsed ja näiteks ei tõestanud keegi, et nende kollaste joonte või liitiumi punase joone olemasolu naatriumkloriidi või liitiumkloriidi leeki viimisel viitab element, mitte tema seosed.
Kirchhoff ja Bunsen tegid ulatuslikku tööd kolme tol ajal tuntud leelismetalli – liitiumi, naatriumi ja kaaliumi – ning kolme leelismuldmetalli – kaltsiumi, strontsiumi ja baariumiga 1 3 1 4.
Lihtsaim seadistus, mis on näidatud joonisel fig. 4.
Riis. 4. Kirchhoffi ja Booni:)eni spektroskoop (Pogtr.., 110, lk 160 (I860)).
Siin on F süsinikdisulfiidiga täidetud õõnesprisma, mida sai pöörata hoova H abil. Peegel G oli mõeldud prisma asendi lugemiseks, selleks kasutati joonisel mitte kujutatud skaalaga toru. Uuritavad soolad viidi Bunseni gaasipõleti värvitu leegi sisse, mis oli kasulik uuendus võrreldes varem kasutatud alkoholipõleti leegiga. Lisaks tehti katseid süsinikmonooksiidi ja hapniku-vesiniku leekidega.
Selle uuringu lõppjärelduse sõnastasid Kirchhoff ja Bunsen järgmiselt 1:1:
"...ühendite mitmekesisus, milles metallid sisaldusid, erinevates leekides toimuvate keemiliste protsesside mitmekesisus ja tohutu temperatuurivahemik - see kõik ei mõjuta üksikute metallide spektrijoonte asukohta. ”
Samas töös anti laialt tuntud ja hiljem mitukümmend aastat kasutatud joonised uuritud elementide spektritest, anti arvukalt praktilisi juhiseid spektraalanalüüsi kasutamise kohta erinevatel erijuhtudel, hinnati analüüsi tundlikkust, mis pöördus. ebatavaliselt kõrgeks ja toodi arvukalt näiteid tõelistest analüüsidest.
Eelkõige selgitati "üldleige" kollaste joonte ilmumist ainete spektris, millel pole naatriumiga midagi pistmist, järgmiste arvudega, mis näitavad leekide spektraalanalüüsi fantastilist tundlikkust (eriti naatriumi puhul). Sellest ajast kuni tänapäevani on neid arve pidevalt viidatud lugematutes õpikutes, populaarsetes raamatutes ja artiklites. Kirchhoffi ja Bunseni 1 3 järgi Bunseni põletis on võimalik tuvastada
SAJANDI SPEKTRAALANALÜÜS
–  –  –
"3000. ""30 000 U 7000 * 2000 Lisaks näidati samas ja järgmises töös spektraalanalüüsi kasutamist kahe uue leelismetalli - tseesiumi ja rubiidiumi - avastamisel, mis oli kahtlemata üks silmatorkavamaid. tõestused spektraalanalüüsi olulisusest “maapealses” analüütilises keemias Teises töös kirjeldati seda mõnevõrra täiustatud spektraalaparatuuri tüüpi (võrdlusprismaga), mida leidub siiani õppelaborites.
Muidugi mõistame nüüd hästi, et Kirchhoffi ja Bunseni nende klassikaliste teoste edu tulenes leelismetallide ja nende ühendite kahe äärmiselt soodsa omaduse kombinatsioonist: leelismetallide madal ergastuspotentsiaal ja nende halogeniidide lihtne termiline dissotsiatsioon. soolad, mille tõttu nad dissotsieerusid isegi Bunseni põleti leegis aatomiteks.
Asjaolu, et teadlased olid oma meetodi piirangutest selgelt teadlikud, selgub aga allolevatest kommentaaridest. Kirchhoff ja Bunsen märgivad, et kuigi enamikul nende uuritud juhtudest andsid leeki viidud erinevad ühendid tavaliselt ühendis osaleva metalli spektri, oleks ekslik arvata, et see peaks alati nii olema. Seejärel toovad nad hulga näiteid, mis näitavad, et aatomispekter ei ühti molekulaarspektriga, ja hüpoteesina esitavad järgmise väite: "Igal juhul on võimalik, et meie aurutatud soolad ei säili leegi temperatuuri, kuid lagunevad nii, et alati oli tegemist vaba metalli aurudega, kuhu vaadeldavad jooned kuuluvad; Lisaks on mõeldav, et keemilisel ühendil on muid jooni kui need elemendid, millest see koosneb.
Ükskõik kui triviaalsed need sätted meile praegu ka ei tunduks, oli tollal, arvestades katsevahendite äärmuslikku piiratust, valdkonna uudsust ja uuritud materjali vähesust, selge arusaam olukorrast vaid silmapaistvatele vaatlejatele.
1861. aastal avaldas Kirchhoff oma põhitöö spektraalanalüüsist, mis näitas päikesespektri joonist suurel skaalal suure hulga elementide spektrite kõrval: Ag, Al, Au, Cu, Fe jne - 22 elementi kokku. Uuringu jaoks ehitati spetsiaalne seade, mille valmistas Steingeil ja mis on näidatud joonisel fig. 5.
Nagu näha, on seadmel neli prismat (neist kolm on 45° ja viimane 60°).
kollimaator oli kindlalt kinnitatud samale kettale, millel prismad asusid, ja teleskoop sai pöörlema ümber oma telje.
läbides ketta keskosa. Elektroodidevahelise spektri ergastamiseks lasti vastavast elemendist läbi kondenseeritud säde suurest Ruhmkorffi mähist koos paralleelselt ühendatud Leydeni purgiga.
Olles kindlaks teinud teatud elementide emissioonijoonte kokkulangevuse päikesespektri Fraunhoferi joontega, sai Kirchhoff kindlaks teha nende elementide olemasolu Päikesel. Nii pandi alus päikesekeemiale.
9" O. V. Shpolsky Mulje, mille see töö tema kaasaegsetele jättis, oli tohutu. Nii kirjutas oma memuaarides Roscoe, kes töötas mõnda aega Bunseni laboris (Roscoe klassikaline teos * 3^" oli pühendatud kloori fotokeemilisele ühendile ™ "Olin juba Heidelbergist lahkunud, kui kaks sõpra alustasid ™ n tööd spektraalanalüüsiga. Kui aga 1860. aasta suvel Heidelbergi läksin, süvenesin sellesse töösse väga põhjalikult ja tõlkisin selle joonisele 5. Kirchhoffi suur spektroskoop päikesespektri uurimiseks (Abh. Berliner Akad., 1861, lk).
–  –  –
Vastuväidetest toome siinkohal välja ühe väga iseloomuliku. Astronoom C. Morin 1 8 heitis Kirchhoffile ette liiga kiirustamist järelduste tegemisel. Morini sõnul tuleks enne järelduste tegemist teatud elementide olemasolu kohta päikeseatmosfääris erinevate elementide spektreid palju hoolikamalt uurida. Näiteks tõi Morin välja: „/) jooni ergastab mitte ainult naatrium, vaid ka teised metallid, kuna näiteks elavhõbe ja raud tekitavad ka kollaseid jooni; ja seetõttu ei ole järeldus naatriumi olemasolu kohta Päikeses õigustatud” (!). See vastuväide tundub meile praegu peaaegu anekdootlik. Tõepoolest, elavhõbeda kollase joone asukoht erineb /)-joonest rohkem kui 40 angströmi võrra ja seetõttu on neid võimatu segada. Aga kui võtta arvesse spektrijoonte asukoha määramise meetodite toorust tol ajal, siis võiks seda vastuväidet ehk pidada teadusajakirjas avaldamist väärivaks. Kuid /)-liini enda ilmumise kergus koos uuritavate elementide ebaolulise saastumisega oli selle kuuluvuse tõlgendamisel pidev arusaamatuste allikas. Seetõttu peame täielikult nõustuma järgmise G. Kaiseri märkusega *: „Kui naatriumi poleks olnud universaalset küllust, oleks spektraalanalüüsi tõenäoliselt avastanud Herschel * *. Leiame, et hilisemate uuringute jaoks oli naatriumijoon komistuskiviks ja viis ekslike järeldusteni. Ajalooliselt on huvitav, et see valgus (viidates muidugi kollasele naatriumijoonele - E. Sh.), mis minu arvates oli peamine põhjus, miks spektraalanalüüsi 30 või 40 aastat varem ei avastatud, - et See kas see valgus Kirchhoffi ja Bunyeni käes viis kõige olulisema eduni, üleminekuni maapealselt päikesespektrile.
Mis puutub prioriteedivaidlusse, siis näib, et selle vaidluse algatas esmakordselt William Thomson-Lord Kelvin, kes Kirchhoffile adresseeritud kirjas (ja Kirchhoffi enda avaldatud) juhtis tähelepanu sellele, et nagu tema, Kelvin, umbes 10 aastat varem Kuulsin seda Stokesilt, prof. Miller viis Cambridge'is läbi katse, mis tõestas suure täpsusega tumedate D-joonte kokkulangevust alkoholipõleti leeki ilmuvate emissioonijoontega, kui sinna sisestatakse lauasoola. Järgmisena annab Kelvin selle asjaolu mehaanilise seletuse, mis tuleneb võnkesageduse ja vastava sageduse vahelisest resonantsist pidevas spektris, mille andis talle suulises vestluses Stokes. Oma järgnevatel avalikel esinemistel väitis Kelvin, et kõik, mis spektraalanalüütilises valdkonnas tehti, oli Talboti, John Herscheli ja Stokesi teene. "Mis puudutab Kirchhoffi," ütles Kelvin ühes neist kõnedest, siis usun, et ta väärib suurt tunnustust selle eest, et ta otsis ja leidis päikese käest peale naatriumi ka teisi metalle.
Teine inglise füüsik P. G. Tait meenutas***), et Fraunhofer nägi tegelikult juba, et leek kiirgab valgust, andes joone just sellesse kohta spektris, kus asuvad /)-jooned. Seda fakti tõestas täpsemalt Miller Cambridge'is. Lõpuks jõudis Foucault leheküljel 662 juba kirjeldatud katsetes kõige kaugemale. Olles katseid lähemalt kirjeldanud *) N. Kauser, Handluch, I köide, lk 14, Leipzig, 1900." **) Jutt käib infrapunakiired avastanud William Herscheli poja John Herscheli tööst. selles töös (1831) juhtis Herschel esmalt tähelepanu sellele, et "erinevate aluste" leegile antav värvus võib olla lihtne viis väikeste ainete koguste tuvastamiseks, kuid väitis ekslikult, et teatud leegi temperatuuril ilmub kõigisse leegidesse kollane joon. juhtudel.
***) Vt näiteks Tet’i loenguid, mis säilitavad endiselt huvi (tsiteerin saksakeelset tõlget): “Vorlesungen iiber einige neuerc Fortschritte der Physik” Braunschweig, 1877, lk 159 jj.
670 e. V. Shpolsky Miller, Tait jätkab: „See oli umbes 1850. aastal ja sellest ajast peale on William Thomson ja teised väitnud, et naatrium on päikeseatmosfääris hõõguvas olekus (eksperimentaalselt tõestatud tõena) (?-E. III.) . See oli spektraalanalüüsi sünd, kuna see puudutab taevakehade rakendamist. Ja edasi: "Ei Stoke ega Thomson ilmselt 1850. aastal arvanud vähimalgi määral, et nad on millegi uue peale sattunud - asi tundus neile nii lihtne ja ilmne - ja ainult sellele tuleks omistada tõsiasi, et Thomson, kes alates aastast siis (s.t. aastast 1850 – E. Sh.) rääkis sellest alguses pidevalt kui millestki oma avalikes loengutes hästi tuntud, ei omanud vähimatki väidet, et tema nime selle avastusega seoses mainitaks.
Kuna ei V. Thomson ega keegi teine enne Kirchhoffi teose ilmumist kõnealust põhiväidet (st tegelikult spektraalanalüüsi avastamist) kusagil trükis ei jäädvustanud, saab Taidi viidatud fakte pidada vaid tõendiks, et avastus oli juba "õhus", kuid mitte kellegi prioriteedi õigustamiseks.
Pole kahtlust, et Kirchhoffi ja Bunseni spektraalanalüüsi avastamisele eelnesid mitmed teosed, milles nende autorid olid eesmärgile lähedal. Sellega seoses pakuvad lisaks ülalmainitud töödele huvi Angstromi uurimused. 1855. aastal, teatades Rootsi Teaduste Akadeemiale oma tööst, milles võrreldi erinevate metallide elektroodide vahelise elektrisädeme spektrit Päikese spektriga, kirjutas Ångström 1 0: „Analoogiat mõlema spektri vahel võib pidada enamaks. või vähem täielik, kui me ignoreerime üksikasju; üldiselt jäävad need spektrid mulje, nagu oleks üks spekter nii-öelda teise inversioon. Seetõttu olen veendunud, et päikesespektri tumedate joonte selgitus sisaldab samal ajal ka elektrispektri valgusjoonte selgitust. Seda seletust tuleks aga otsida kas valguse interferentsist või õhu võimest tajuda ainult teatud vibratsioone.”*).
Nagu näha, ei ole need kvalitatiivsed kaalutlused (mida raskendab ekslik viide häiretele kui tumedate joonte ilmnemise põhjuseks) ikka veel kaugeltki selgest füüsilisest tõestusest Fraunhoferi joonte ilmnemise mittetriviaalse fakti kohta metalli emissioonijoonte ümberpööramisel. aurud päikese atmosfääris.
Ajaloolisest vaatenurgast pakub suurt huvi järgmine Stokesi Roscoele adresseeritud kiri vastuseks viimase küsimusele Stokesi suhtumise kohta arutelusse spektraalanalüüsi avastamise prioriteedi üle. See on kiri**):
“Kallis Roscoe!
Kui ma mõtlen oma osalemisele päikesekeemia ajaloos, siis pean ütlema, et see osalus on null, kuna ma pole sellel teemal kunagi midagi avaldanud. Kui tuua ühe konkreetse teema ajalukku arutelud, mida inimene oma sõpradega pidas, siis oleks võimatu seostada ühtegi avastust ühe inimese nimega.
Püüan siiski meenutada, mida täpselt Thomsoniga (lord Kelvin) spektrijoonte teemal arutasime. Mainisin talle, et Miller Cambridge'is kordas Fraunhoferi tähelepanekut *) Fraunhoferi JOONIDE seletus interferentsi tagajärjena oli kõige levinum eksiarvamus kuni Kirchhoffi ja Bunseni teoste ilmumiseni.-E. III.
**) Toodud ja tsiteeritud Roscoe mälestuste leheküljel 668.
SPEKTRAALANALÜÜSI SAJAND b"/1
päikesespektri tumedate /)-joonte kokkulangevuse kohta mõne tehisleegi heledate joontega, näiteks soolaga immutatud tahiga piiritusepõleti leek. Miller sai nii suure spektri, et mõlemad jooned olid üksteisest kaugel ja nende vahele paigutati veel kuus vahejoont; tema tähelepanekud tehti suurima täpsusega ja ometi osutus kokkusattumus laitmatuks. Tomson oli seda meelt, et selline kokkusattumus ei saa olla juhuslik, ja küsis, mida ma sellest arvan. Illustreerisin oma arvamust vibreeriva nööriga mehaanika võrdlusega, mille avaldasin hiljuti ajakirjas Philosophical Magazine seoses Foucault' katsetustega *). Kuna teadsin, et soodale on omane hele D-joon ja joone ergutamiseks piisab tühisest kogusest seda ühendit, siis seostasin selle joone välimust soodaga. Seetõttu tegin eelduse, et päikeseatmosfäär peab sisaldama naatriumi.""Thomson küsis veel, kas ma tean mõnda teist näidet heledate ja tumedate joonte kokkulangemisest, ja ma rääkisin talle Brewsteri tähelepanekust, mis puudutas kaaliumi spektri teatud punaste joonte kokkulangemist Fraunhoferi joonte rühmaga A... Siis Thomson ütles talle iseloomuliku hoogsusega: "Ah, sel juhul peame kindlaks tegema, millised metallid põhjustavad valguse joonte kokkulangemist spektri tumedate joontega" või midagi taolist. Tol ajal kaldusin isegi tema impulssi järgima, kuna teadis, et on olemas maised jooned, mis (Päikese madalal jaamas) kahtlemata tekivad maa atmosfääris. Kuid metallide olemasolu maa atmosfääris on väljaspool kahtlust. Seetõttu arvasin, et paljud päikesespektri jooned võivad olla põhjustatud sarnasel neeldumisel päikeseatmosfääri gaasides.
Mõte heledate ja tumedate joonte ühendamisest ümberpööramisteooria abil ei kuulu mulle. Olin väga üllatunud, kui sain tuttavaks selle ideega, millest kuulsin esimest korda Balfour Stuart**) kõnes Kuninglikule Seltsile, mis hiljem avaldati Proc. Roy. Soc.
Stewarti tööd tehti Kirchhoffist sõltumatult, kuid avaldati mõnevõrra hiljem, kuid ta väljendas samu mõtteid juba kahes oma töös, mis ilmusid Edinbis. Phil. Trans ja ilmus ammu enne Kirchhoffi loomingut. Kuid ma ei teadnud neid teoseid sel ajal, kui Stuart oma kõne pidas.
Eelnevast on selge, et erinevalt päikesespektri avastamisest, mida Newtoni eelkäijad ette ei valmistanud, oli Kirchhoffil mitmeid silmapaistvaid eelkäijaid. Nende tööde autorid olid mõnikord avastusele väga lähedal. Otsustavat sammu ei astunud aga keegi neist. Isegi Foucault, kes oli sisuliselt juba täheldanud naatriumijoonte ümberpööramist, mitte ainult ei andnud oma katsetele teoreetilist tõlgendust, vaid ei sõnastanud ka nendest tulenevat järeldust täie selgusega ning tal polnud julgust seda kindlasti teha. väidavad, et /)-joonte olemasolu päikesespektris viitab naatriumi olemasolule päikeses. Ta, nagu nägime, piirdus ebamäärase lootuse väljendusega spektraalanalüüsi kasutamise võimalusele *) See viitab ülalkirjeldatud katsetele joonte ümberpööramisega.-9. Sh.
**) Balfour Stewart oli nn Oweni kolledži (hilisem Manchesteri ülikool) füüsikaprofessor. 19. sajandi lõpus oli ta Venemaal tuntud oma populaarse füüsikaõpiku tõlke poolest, mille ta kirjutas sarjale Elements of Science, mille esimesed raamatud kirjutasid Roscoe ja Thomas Huxley, kuulus bioloog ja sõber. Darwinist. Need väikesed raamatud olid omal ajal väga populaarsed. Neid tõlgiti paljudesse keeltesse, sealhulgas vene keelde, ja need olid Venemaal väga populaarsed. Balfour Stewart oli füüsik J. J. Thomsoni esimene õpetaja. cm.
“Saksa keeles: J. J. T h o m s o n. Meenutused ja mõtisklused.
672. e. V. Shpolsky loob Päikese ja tähtede keemia. Sellepärast on ajalugu õigustatult seostanud spektraalanalüüsi avastamise Kirchhoffi nimega, kes mitte ainult ei põhjendanud teoreetiliselt enda tehtud naatriumijoonte inversiooni avastamist väga selgel kujul, vaid laiendas seda avastust ka tervele reale muid metalle ja tegi reservatsioonideta järelduse vastavate elementide olemasolu kohta Päikesel.
7. Spektraalanalüüsi ajaloo kirjeldamine kuni tänapäevani ei kuulu käesoleva artikli raamidesse. Seetõttu piirdume vaid lühidalt selle ajaloo olulisemate etappide mainimisega pärast Kirchhoffi ja Bunseni avastamist.
Kõige olulisemad spektraalanalüüsi rakendusvaldkonnad kuni meie sajandi kolmekümnendateni olid kompositsiooni uurimine, füüsiline seisund ja taevakehade liikumised (Doppleri printsiip), st astrokeemia ja astrofüüsika; ja maapealse keemia valdkonnas uute elementide avastamine.
Spektraalanalüüsi ajaloo üks olulisemaid sündmusi leidis aset juba 1868. aastal ehk vähem kui 10 aastat pärast Kirchhoffi põhiteose avaldamist. Selle aasta augustis toimus täielik päikesevarjutus ja prantsuse astronoom Jansen 1 9, kes seda varjutust Gunturis (India) jälgis, projitseeris teleskoobi abil kujutise silmapaistvusest spektroskoobi pilule. Vaadates läbi spektroskoopi, nägi ta kolme eredat joont, st emissioonispektrit. Sellest võis kohe järeldada, et prominent on kuuma gaasi mass. Sellega Jansen siiski ei piirdunud. Kasutades ära asjaolu, et suur dispersioon nõrgestab tugevalt pidevat tausta ja jätab jooned muutumatuks, suunas Jansen spektroskoopi päev pärast varjutust päikeseketta servale ja nägi sama kolme silmapaistvuse joont, mida ta oli päeval vaadelnud. enne varjutuse ajal.
Sama avastuse tegi Jansenist sõltumatult Lockyer 2| 1868. aasta oktoobri keskel: kõrge hajutusega spektroskoopi kasutades nägi ta päikeseketta serval ilma varjutuseta kolme rida väljaulatuvaid jooni. Lockyer ei teinud oma avastust juhuslikult. Ta oli veendunud, et päikeseketta serval on näha päikese atmosfääri emissioonijooni. Mitu aastat püüdis ta näha seda joonte ümberpööramist, kuid see ei õnnestunud oma instrumendi ebapiisava hajutatuse tõttu. Alles 1868. aasta oktoobri keskel sai ta rahuldava dispersiooniga spektroskoopi ja paar päeva hiljem, nimelt 20. oktoobril, nägi ta oma spektroskoobi Päikesele suunates iga varjutuse eredaid jooni. Lockyer teadis, et Jansen jälgis täieliku varjutuse ajal prominentide kiirgusjooni, kuid ta ei teadnud, et Jansenil õnnestus jälgida samu jooni ka väljaspool varjutust: Janseni kiri, milles kirjeldati tema vaatluste üksikasju, pärines väga kaua kaugest Indiast. pikka aega ja 19. augustil saabus Pariisi Akadeemiasse alles 24. oktoobril. Samal päeval, paar tundi varem, saabus Lockyeri kiri.
Prantsuse Akadeemia hindas kohe kõrgelt Lockyeri ja Janseni avastuse olulisust, mis avas tee päikeseatmosfääri mõistatusse. Selle avastuse tähtsuse ja mõlema teadlase tähelepanekute märkimisväärse kokkulangevuse meenutamiseks tellis akadeemia Lockyeri ja Janseni kujutistega medali reljeeftrükki.
Lockyer ei piirdunud võimalusega vaadelda prominente ja päikeseatmosfääri ülemist kihti ka väljaspool varjutust. Liigutades Päikese kujutist pilu suhtes ja märkides spektrijoone kuju, suutis ta isegi visandada silmapaistvuse kuju – midagi tänapäevase spektroheliograafi prototüübi sarnast. Mis puudutab vaadeldud joonte identifitseerimist, siis kolmest joonest kaks langesid kokku Fraunhoferi joontega C ja F ning kuulusid vesinikule, kolmas, kollane joon, erines asukoha poolest mõlemast naatriumijoonest ja kuulus tundmatu maa alla ainele, mis Lockyer nimetas hiljem heelium20 2 I.
Selle suure avastuse täielikku tähtsust mõisteti alles 27 aastat hiljem, kui Ramsay avastas maa pealt heeliumi.
Lockyer polnud mitte ainult silmapaistev vaatleja, vaid ka ebatavaliselt energiline uurija. Olles astrofüüsik, mõistis ta selgelt vajadust maapealsete spektrite laboratoorsete uuringute järele väga erinevates tingimustes, et saadud teadmised võimaldaksid spektri põhjal lahti mõtestada Päikesel esinevad füüsikalised tingimused. Ta uuris rõhu mõju spektrijoontele, temperatuuri ja muude tingimuste mõju leegis või kaares spektrijoonte ergastamisele ja paljusid teisi. Eelkõige oli ta esimene, kes hakkas õigesti rakendama Doppleri põhimõtet radiaalse liikumise uurimisel astronoomias. Sellega seoses tuleb meenutada, et klassikalise töö Doppleri põhimõtte testimiseks geniaalsete laborikatsete abil viis läbi silmapaistev vene astrofüüsik A. A. Belopolsky.
Numbri juurde kõige olulisemad probleemid, mis tuli pärast Kirchhoffi ja Bunseni tööd, oli absoluutsete lainepikkuste täpsete väärtuste määramise probleem. Esimesed Fraunhoferi joonte lainepikkuste mõõtmised tegi Fraunhofer ise, kasutades enda tehtud difraktsioonvõre.
Pärast Fraunhoferit hakkas Pommeri väikelinnas Barthis elanud mehaanik F.A. Nobert võreid tootma. Nobert suutis teha reste 400 joonega millimeetri kohta. Nende kvaliteet oli aga madal. Tegelikult oli nende võredega võimatu saada lainepikkuse väärtusi suurema täpsusega kui Fraunhofer.
Spektroskoopia arendamisel olid silmapaistva tähtsusega Rowlandi 3 7 tööd, kes suutis enda ehitatud jagamismasina abil teha väga täiuslikke difraktsioonvõresid. Selle kohta kirjutab Kaiser, kes uuris konkreetselt Rowlandi masinat ja ilmselt andis selle kõige täielikuma kirjelduse: „Aastal 1882 algab tänu G. A. Rowlandi tööle uus spektraalanalüüsi periood. Uut põhimõtet kasutades õnnestus tal valmistada praktiliselt vigadeta kruvi ja selle abil ehitada optiliste võre jagamismasin, mis ületas kaugelt kõik selles vallas seni saavutatu. Ühe inglise tolli kohta oli võimalik lõigata kuni 43 000 rida, s.o 1720 rida millimeetri kohta. Kuid praktilistel eesmärkidel leiti, et see arv on liiga suur, nii et masinaga saadi 14 438 lööki tolli kohta. Rowland leiutas hiljem erinevaid täiustusi ja ehitas veel kaks masinat 20 000 ja 16 000 löögi või nende numbrite alikvoodi jaoks tolli kohta.
Rowlandi põhiteene seisnes selles, et ta hakkas võre tootma mitte ainult tasastel pindadel, nagu oli tehtud eranditult enne teda, vaid ka sfääriliselt nõgusatel pindadel; Sel viisil rakendatud võred ühendasid võre tegevuse nõguspeegli toimega ehk heidavad valguspunktist ilma läätsedeta reaalseid spektreid. Need võred, mille pinnal on rohkem kui 100 000 joont, andsid spektroskoopile võimaluse saada spektreid, mille hajuvus ja teravus on varem unistanud. Näiteks arvutused näitavad, et suurima Rowlandi restiga /)-joonte piirkonnas saadakse selline lahutusvõime, mille jaoks tuleks prismadega neid üksteise järel asetada sellised 674 Oe.
V. Shpolsky nentis, et prismade aluste paksus oleks 126 cm.Nõgusate restide peamine eelis oli see, et nende abil ei olnud vaja kasutada objektiive: spektroskoop koosneb lihtsalt pilust, restist ja fotoplaadist. Seega vabanevad need läätsede kromaatilisest ja sfäärilisest aberratsioonist ning ennekõike nende neeldumisest, mis pikka aega takistas edasiliikumist ultraviolettkiirgusesse."
Seoses täpsete lainepikkuste määramise probleemiga oli Ångströmi 20 töö päikesespektri kallal paljudel järgnevatel aastatel kõige olulisem. Ångström mõõtis Noberti võre abil 80 tugevaima Fraunhoferi joone absoluutsed lainepikkused, mis olid jaotatud võimalikult ühtlaselt kogu spektri ulatuses. Vaheliinide lainepikkused määrati mikromeetrilise mõõtmise teel. Tulemuseks oli kujutis Päikese spektrist 1000 joonega, mida võrreldi Maa elementide lainepikkustega. See Ångströmi poolt osaliselt koostöös Taleniga tehtud töö kuulub klassikaliste mõõtmistööde hulka ja seetõttu on Ångströmi nimi õigustatult jäädvustatud spektroskoopilise pikkusühiku nimetuses.
Angströmi töö tulemusi edestas vaid Rowland 28, kes pildistas oma nõgusa võre abil päikesespektrit ning seejärel pildistas ja mõõtis fotoplaatide abil peaaegu kõigi elementide kaarespektri jooni.
8. Esimestel aastakümnetel pärast Kirchhoffi ja Bunseni loomingut
Spektraalanalüüs on omandanud astronoomias kõige ulatuslikumad ja viljakamad rakendused. Maapealse keemia valdkonnas olid spektraalanalüüsi rakendused kuni 20. sajandi kahekümnendateni äärmiselt piiratud.
Spektraalanalüüsi kõige olulisema rakendusena tuleks meenutada selle rolli uute elementide avastamisel. Lisaks Kirchhoffi ja Bunseni leelismetallide tseesiumi ja rubiidiumi avastamisele ning lisaks veel hämmastavale heeliumi avastamisele kasutati Mendelejevi ennustatud kõigi uute elementide, eriti galliumi ja germaaniumi avastamisel spektraalanalüüsi. . Spektraalanalüüsi piiratud rakenduste põhjus maapealses keemias ei olnud mitte eksperimentaalsete vahendite puudumine, vaid teoreetilise aluse puudumine spektrite päritolu mõistmiseks ja sellega seotud kriteeriumide puudumine aatomi- ja molekulaarspektrite selgeks eristamiseks. neutraalsete ja ioniseeritud aatomite spektrid, spektrite seos perioodilisusega.elementide süsteem jne.
Teoreetilised ideed spektrite olemuse ja päritolu kohta arenesid aeglaselt, mis, nagu me praegu mõistame, oli loomulik tagajärg klassikaliste ideede sobimatusest spektriteooria loomiseks. Otsustavaks etapiks oli antud aatomi spektrijooni ühendavate empiiriliste mustrite avastamine. Esimese konkreetse tulemuse selles suunas saavutas Balmer 1881. aastal. 2 9.
Nagu teada, näitas Balmer, et vesiniku spektri nelja nähtava joone lainepikkused on valemiga esitatud hämmastava täpsusega
–  –  –
*) Spektraalanalüüsi kasutamisele pühendatud töödest tuleb eriti mainida prantsuse keemiku Lecoq ds Boisbaudrapi tööd 2 3.
SPEKTRAALANALÜÜS 675
On vähe teada, et Rydbergi huvi spektroskoopia ja spektraalmustrite vastu tulenes tema huvist elementide perioodilise süsteemi vastu. Ta kirjutas selle kohta järgmiselt: "Tänu Mendelejevi avastusele perioodilisustabel elemente, on vastavale tööle ilmunud uus lähtepunkt, kuid seda kasutatakse harva.Et selliseid uuringuid vähemalt edendada, püüdsin eelmises töös mõnevõrra suurema täpsusega kindlaks teha perioodilist seost erikaalu ja aatommasside vahel. Leidsin, et seda seost saab ligikaudselt kujutada muutuvate koefitsientidega siinusreaga... Edasi minnes jõuame väga tõenäolise oletuseni, et kohesioon, adhesioon ja keemiline afiinsus tuleb sisuliselt taandada aatomite perioodilistele liikumistele. Seetõttu tekkis ülesanne uurida perioodilisi liikumisi üldiselt ja kuna keemiliste elementide spektrid põhinevad sellistel liikumistel, siis jõuame spektraalanalüüsi valdkonda. Kuigi me ei tea, kas need perioodilised liikumised on samad, mida me alguses uurisime, peaks nende vibratsioonide uurimine igal juhul andma meile väärtuslikke teadmisi aatomite omaduste kohta ja viima meid lähemale meie eesmärgile suuremale. ulatuses kui mis tahes muude füüsikaliste omaduste uurimine."
Rydbergi töö silmapaistev tähtsus spektroskoopia ja selle kaudu kogu kvantmehaanika jaoks tuleneb asjaolust, et hiilgava intuitsiooni juhtimisel hakkas Rydberg otsima mitte lainepikkuste mustreid, nagu tegi Balmer, vaid vastupidiseid lainepikkusi, s.t. , lainepikkuste arvude jaoks -=- =. Rydbergi ajendas seda õnnelikku mõtet tegema duplettide ja kolmikute pidevate erinevuste avastamine. Juhtides tähelepanu loomulikult vähenevatele erinevustele sageduste ja intensiivsuste vahel hiljuti avastatud spektrireas, püüdis Rydberg esitada iga seeriat kujul = -(/-), (1) kus a on konstant, n on täisarv, a on mõni funktsioon, millel on omadus, et millal - co -»0. Seega on a cm1-des väljendatud seeria piirväärtus ja muutuvliige, mis väheneb n-i kasvades. Olles testinud erinevaid avaldisi, jõudis Rydberg järeldusele, et parima tulemuse annab funktsiooni (2) valimine.
–  –  –
st seda võib pidada Rydbergi valemi erijuhuks, mis leiab aset kõige lihtsama aatomi, vesinikuaatomi puhul.
Järgmise sammu astus Ritz, kes kehtestas nn kombineerimisprintsiibi, mille kohaselt saab spektris mis tahes sagedust esitada kujul, kus \, Ti,...,Th,...,Tn on a antud aatomile iseloomulik arvude süsteem - spektriliikmed .
Selle printsiibi täielikku tähendust mõistis esmakordselt N. Bohr, kes nägi selles aatomi kvantmehaanika põhiseadust ja identifitseeris terminite süsteemi aatomi energiatasemete süsteemiga nii, et iga energiatase on võrdne. vastavale spektriliikmele, mis on korrutatud temaga ja võetud vastupidise märgiga. Lihtsa tagajärjena spektroskoopiale andis see kohe seletuse näiliselt arusaamatule tõsiasjale, et neeldumisel on vaadeldavad ka ainult ühe – nimelt põhirea – jooned, s.o.
käsitsemisvõimeline. Tegelikult on see tõsiasi otsene tagajärg asjaolule, et põhirea konstantne liige, mis vastab lõppolekule emissiooni ajal ja algolekule neeldumise ajal, tähistab aatomi energiat madalaimas, ergastamata olekus.
Sellest järeldub ka, et põhirea konstantne liige peaks olema võrdne aatomi ionisatsioonienergiaga – väide, mis leidis otsese eksperimentaalse kinnituse kriitiliste potentsiaalidega katsetes (Franki ja Hertzi, Davise ja Gaucheri jt. tuntud katsed). .).
Bohri elementaarteooria üks säravamaid tagajärgi oli nn Pickeringi seeria mõistatuse lahendamine, mida vaadeldakse mõne tähe spektris. See seeria omistati vesinikule, mida leidus tähtedel mingis erilises olekus. Kuid Bohr ennustas – ja Pascheni katsed kinnitasid seda ennustust –, et Pickeringi seeria ei peaks kuuluma vesinikule, vaid üksikult ioniseeritud heeliumile.
Need avastused andsid aluse paljude keerukate spektroskoopiliste probleemide lahendamiseks. Intensiivse sädelahenduse käigus täheldatud spektrite seni arusaamatud tunnused said neutraalsete ning üksikult ja mitmekordselt ioniseeritud aatomite spektrite erinevuses lihtsa ja loomuliku seletuse.
Koos sellega arenes täielikult välja ka kaheaatomiliste molekulide spektrite teooria, mis selgitas ka gaasilises olekus spektrite tunnuseid.
Kõik need ja paljud teised spektroskoopia tulemused, mis said võimsa tõuke kvantmehaanika hiilgavast arengust, tähistasid omakorda uue etapi algust spektraalanalüüsi kui ühe olulisema arengus. analüüsimeetodid. Spektraalanalüüs, mis oma arengu alguses eelmise sajandi teisel poolel tõi nii palju usaldusväärset teavet taevaobjektide keemia ja füüsika kohta ning laiendas seeläbi piiramatult meie teadmisi universumist, on tänapäeval muutunud füüsiku jaoks vajalikuks tööriistaks. ja keemik aine struktuuri uurimisel ning kiire ja täpse tootmisel keemilised analüüsid. Tegelikult ulatub tehaselaborites, geoloogilistel ekspeditsioonidel ja väga erinevate erialade uurimisinstituutides igal aastal spektrianalüüside arv miljoneid. Kuid see on spektraalanalüüsi kaasaegne arendus, milles oluline roll Oma osa oli ka nõukogude teadlaste tööl, mis ei kuulu käesoleva artikli ulatusse.
SAJANDI SPEKTRAALANALÜÜSI 677
Tänavu, 100 aastat pärast Kirchhoffi ja Bunseni klassikaliste teoste ilmumist, mis pani aluse spektraalanalüüsi intensiivsele arendamisele ja rakendamisele, meenutame tänuga nende asutajate ja pioneeride nimesid.TSITEERITUD; KIRJANDUS
Spektroskoopia ajaloo kohta saab kõige rohkem teavet spektroskoopia kuueköitelisest entsüklopeediast: N. K a s e r, Handbuch dor Spektroskopie, 13-de I-VI. Leipzig, 1900-1910. See monumentaalne teos sisaldab lühiülevaadet spektroskoopia ajaloost (I kd, lk 3-128), mis on toodud 19. sajandi üheksakümnendate lõppu, ning lisaks on kõik olulisemad teosed ära toodud kõige üksikasjalikum viis kõigis kuues köites. Kahjuks pakub kogu teos praegu praktiliselt ainult ajaloolist huvi.1. N e w t o n, Opticks: or a Treatise of the Reflections, Refractions, Inflections and Colors of Light, London, 1704. (Kolmas trükk, millest venekeelse tõlke tegi S. I. Vavilov, ilmus 1724) Venekeelne tõlge S.I. Vavilova esines kaks korda: 1927. ja 1954. aastal.
2. W. H e r s h e l, Päikese nähtamatute kiirte murduvuse katsed.-Phil. Trans. 1800, II, lk. 284-292.
3. W. H e r s h e l, Katsed päikese- ja maakiirtega, mis mõnikord ravivad; võrdleva ülevaatega seadustest, millele valgus ja soojus või õigemini neid tekitavad kiired alluvad, et teha kindlaks, kas need on samad või erinevad. - Phil. Trans. 1800, I I, lk. 293-326; I I I, lk. 437-538.
4. J. W. R i t t e r, Vorsuche iiber das Sonnenlicht.-Gilberts Annalen 12, lk. 409-415 (1803)
5. W. H. W o l l a s t o n, Meetod murdumis- ja hajutusvõime uurimiseks prismaatilise peegelduse abil.-Phil. Trans. II, lk. 365-380.
i. 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. d. Munch. Akad. d. Wiss. 5, lk. 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, Optikateadusega seotud faktid, nr 1, Phil. Mag. (3) 4, lk. 112-114 (1835).
8a. W. S w a n, Süsiniku ja vesiniku ühendite leekide prismaspektritest.-Edinb. Trans. 21, I I I, lk. 411 (1857).
seda. 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, lk. 476-478 (1849).
10. A. J. A n g s t r o m, Optische Untorsuchungen. Pogg. Ann. 94, lk. 141-165 (1855).
11. G. K i r c h h o f, Uebor die Fraunhofcrshcn Linicn,-Monatsber. d. Berliner Akad. 1859, lk. 662-665; Pogg. Ann. 109, lk. 148-150 (I860).
12. G. K i r c h o f f, Ueber den Zusammenhang zwischen Emission und Absorption von Licht und Warme.- Monatsber, d. Berl. Akad. d. Wissensch. 1859, lk. 783-787.
13. G. K i r c h o f f und R. In u s o n, Chemische Analyze durch Spektralbcobachtungen.-Pogg. Ann. 110, lk. 160-189 (1860.)
14. G. K i r c h o f f und R. In u s e n, Chemische Analyze durch Spektralbeobachtungen.-Pogg. Ann. 113, lk. 337-381 (1860).
15. G. K i r c h h o f f, Utersuchungen ubor das Sonnenspektruin und Spektren der
chemischen Elemente.- Abhandl. Berliini Akad. 1861, lk. 63 - 95 - 1862 lk. 227-240:
1863; lk. 225-240.
16. G. K i r c h o f, Zur Geschichte der Spektralanalyse und dor Analyze dor Sonnenatmosphare.-Pogg. Ann. 118, lk. 94-111 (18o3).
17. W. h o m s o n, Füüsiline kaalutlus seoses Päikese kuumuse võimaliku vanusega, - Phil Mag. (4) 23, lk 158-160 (1862).
18. Koos h. r r e n, Sur l "analyse spectrale, Cosmos 19, lk. 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, Teade päikesepaistvuse spektri vaatlusest.-Proc. Roy. Soc. London, 17, lk. 91-92 (1868).
21. J. N. L o sk e g, Päikese spektroskoopilised vaatlused. - Phil. Trans. 159, lk. 425-444 (1869).
22. V. K e e 3 o m, Heelium, IL, 1949, ptk. I, lk 11-33.
678 e. V. Sciolskiy L e c o q de B o i s b a u d r a n, Specters lumineux, Pariis, Ganthier-Villain 1874.
24. H. A. R o w l a n d, Eelteade optilistel eesmärkidel kasutatavate restide valmistamise ja teooria tulemuste kohta.-Phil. Mag. (5) 13, lk. 469-47 (1882).
25. A. J. A n g s t r o m, Uebcr Fraunhoferschen Linien im Sonneuspektrum.-Pogg.
Ann. 117, lk. 290-302 (1862).
26. A. J. A n g s t r o m, Recherches sur le spectre normal du soleil, Upsala, 1868. a.
27. H. A. R o w l a n d, Tavalise päikesespektri fotokaart, John Hopkini ajakirjandus.-Baltimore 1887 a. 1888.
28. H. A. R o w l a n d, Päikesespektri lainepikkuste esialgne tabel, Astrophys. Rännak. 1-6 (1895-1898).
29. J. J. B a 1 m e r, Notiz iiber die Spektrallinien des Wasserstoffs.-Wied. Ann. 25, lk. 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, lk. 155 (1890) (Seeria Klassker derssenftensi Eraldi väljaanne , nr 196, Leipzig, 1922).
31. N i e l s B o h r, Rydbergi spektriseaduste avastus.-Lundsi ülikool.
arsskr, 1954, nr 21, lk. 15-21.
32. Nils Vor, Kolm artiklit aatomite spektrist ja struktuurist, M., 1922.
33. A. Zommerfeld, Aatomi struktuur ja spektrid, I, M., Gostekhizdat, 1957.
Spekroskoop on optiline seade kiirgusspektri saamiseks, vaatlemiseks ja analüüsimiseks.
Lihtsaimaks spektroskoopiks võib pidada Newtoni prismat, millega ta avastas nähtava valguse spektri, mis onpidev riba seitsmest erinevad värvid, järjestatud järgmises järjekorras: punane, oranž, kollane, roheline, sinine, indigo, violetne. Kuid oma seadet kasutades Newton väitis vaid, et nähtav valge valgus koosneb erinevatest värvidest, kuid ei saanud uurida värvilainete parameetreid.
Kuidas spektroskoop töötab?
Vaadeldakse spektroskoopi esimest loojat Saksa füüsik Joseph Fraunhofer. Tema loodud spektroskoopiline installatsioon oli pilu aknaluugis, mille kaudu langes päikesevalgus prismale. Värvide spekter ei projitseeritud ekraanile, vaid langes prisma taha paigaldatud teleskoobi objektiivi. Seega jälgis teadlane seda subjektiivselt.
Hiljem ehitati seda põhimõtet kasutades lihtne spektroskoop, mis koosnes 2 toru ja nende vahele asetatud kolmnurkne klaasprisma. Kutsuti esimene trompet To ollimaator . Selle ühes otsas oli kitsas pilu, mille kaudu valgus sellesse sisenes. Selle teises otsas oli kaksikkumer lääts. Läätse läbinud valgus väljus sellest paralleelsete kiirtena ja oli suunatud prisma poole. Seejärel langes see prisma abil spektriks lagunedes teise torusse, mis oli tavaline teleskoop.Seejärel hakkas Fraunhofer spektrite uurimiseks kasutama mitte prismasid, vaid kõige õhematest tihedalt asetsevatest metallniitidest valmistatud difraktsioonivõre. Õhuke valgusvihk pimedas ruumis, mis läbis sellist resti, lagunes spektriks.
Spektraalanalüüs
Joseph Fraunhofer
Fraunhoferi uurimisobjektiks oli päikesevalgus. 1814. aastal avastas teadlane pideval päikesespektril selged tumedad jooned. Ta nägi samu jooni Veenuse ja Siiriuse spektrites, samuti kunstlikke valgusallikaid.
Peab ütlema, et 12 aastat enne sedaV 1802. aastal avastas inglise teadlane samad jooned päikesespektrisWilliam Hyde Wollaston (Wollaston)päikesevalguse uurimine camera obscuraga. Ta arvas, et need on spektri värve eraldavad jooned, mistõttu ei püüdnud ta nende välimusele seletust leida.
Nagu Wollaston, ei suutnud ka Fraunhofer selgitada tumedate joonte olemust. Aga neid ridu hakati kutsuma Fraunhoferi liinid ja spekter ise - Fraunhoferi spekter .
1854. aastal saksa eksperimentaalkeemikRobert Wilhelm Bunsen leiutas põleti, mis suudab toota väga puhast valget leeki. Milleks sellist põletit vaja oli? Selgub, et erinevate keemiliste elementide aatomid kiirgavad erineva lainepikkusega valgust. Ja kui kuumutate ainet nii puhtas leegis, muutub leek erinevat värvi. Näiteks naatrium tekitab erekollase leegi, kaalium tekitab violetse ja baarium rohelise leegi. Seda kogemust nimetatakse leegi värvi test. Just leegi värvi järgi määrati tol ajal aine keemiline koostis. Kuid kui leeki viidi mitmest elemendist koosnev kompleksne aine, oli selle värvi täpne määramine üsna keeruline.
Robert Wilhelm Bunsen
1859. aastal Bunseni kolleeg, üks suuremaid füüsikuid XIX sajandil tegi Gustav Robert Kirchhoff ettepaneku uurida mitte metallisoolade aurudest värvitud leegi värvi, vaid selle spektrit. Räägitakse, et Bunsen ja Kirchhoff tegid oma esimese spektroskoopi, saagides teleskoobi pooleks ja asetades need pooled sigarikarpi tehtud aukudesse, mis sisaldasid klaasist prismat. Raske oli öelda, kas see ka tegelikult nii oli, kuid spektroskoopi abil suudeti jätkata katseid keemiliste elementide spektri määramiseks, mis võimaldas välja selgitada keemiliste elementide esinemise põhjuse.Fraunhoferi liinid .
Gustav Robert Kirchhoff
Teadlased hakkasid keemiliste elementide proove kuumutama puhtas valges leegis ja lasid seejärel nende spektri saamiseks läbi prisma saadavad valguskiiri. Oma üllatuseks avastasid nad, et nende elementide spektris olevate mõne ereda valguse joonte pikkus ja sagedus langesid kokku Päikese spektri tumedate Fraunhoferi joonte pikkuse ja sagedusega. Ja sellest sai võti nende joonte olemuse lahtiharutamisel.
Asi on selles, et keemiline element neelab sama sagedusega kiiri, mida ta kiirgab. See tähendab, et päikesekroon sisaldab keemilisi elemente, mis neelavad osa sama sagedusega päikesespektrist. See tähendab, et spektrijooned iseloomustavad neid kiirgavaid keemilisi elemente. Kuna igal elemendil on oma spekter, mis erineb teiste elementide spektrist, saab taevakehade spektreid uurides määrata nende keemilise koostise.
See oli algus spektraalanalüüs , mis võimaldas distantsilt määrata uuritava objekti kvalitatiivse ja kvantitatiivse koostise.
Kirchhoff-Bunseni spektroskoop
Hiljem ehitati spektroskoopi sisse skaala lainepikkusi näitavate jaotustega.
Spektroskoop sageli nimetatakse seda lauaseadmeks, millega erinevate spektrite lõike käsitsi uuritakse. Nimetatakse spektroskoopi, mis on võimeline salvestama spektrit edasiseks analüüsiks erinevate meetodite abil spektromeeter . Kui spektroskoobi okulaar asendada salvestusseadmega (näiteks kaameraga), on tulemuseks spektrograaf .
Spektromeetrid on võimelised uurima spektreid laias vahemikus: gammast infrapunakiirguseni.
Muidugi erinevad kaasaegsed spektroskoopid oma esivanematest. Ja kuigi neil on palju modifikatsioone, jäävad nende funktsioonid samaks.
Spekroskoopide rakendused
Spekroskoop on spektroskoopia peamine tööriist. Keemikud ja astronoomid ei saa ilma spektroskoopita hakkama. Selle abil saate määrata aine keemilise koostise, pinna struktuuri, objekti füüsikalisi parameetreid ning uurida meist tohutul kaugusel asuvaid kosmoseobjekte.
Kas olete kunagi mõelnud, kuidas me teame kaugete taevakehade omadustest?
Kindlasti teate, et me võlgneme sellised teadmised spektraalanalüüsile. Siiski alahindame sageli selle meetodi panust enda mõistmisse. Spektraalanalüüsi tulek lükkas ümber paljud väljakujunenud paradigmad meie maailma struktuuri ja omaduste kohta.
Tänu spektraalanalüüsile on meil ettekujutus ruumi suurusest ja suursugususest. Tänu temale ei piira me enam universumit Linnuteega. Spektraalanalüüs paljastas meile suure hulga tähtede, rääkides meile nende sünnist, arengust ja surmast. See meetod on peaaegu kõigi kaasaegsete ja isegi tulevaste astronoomiliste avastuste aluseks.
Õppige kättesaamatu kohta
Kaks sajandit tagasi oli üldtunnustatud seisukoht, et planeetide ja tähtede keemiline koostis jääb meie jaoks igaveseks saladuseks. Tõepoolest, nende aastate meelest jäävad kosmoseobjektid meile alati kättesaamatuks. Järelikult ei saa me kunagi proovi ühestki tähest või planeedist ega saa kunagi teada nende koostist. Spektraalanalüüsi avastus lükkas selle eksiarvamuse täielikult ümber.
Spektraalanalüüs võimaldab teil eemalt õppida paljusid kaugemate objektide omadusi. Loomulikult on ilma sellise meetodita kaasaegne praktiline astronoomia lihtsalt mõttetu.
Jooned vikerkaarel
Päikese spektri tumedaid jooni märkas leiutaja Wollaston 1802. aastal. Avastaja ise aga nendesse joontesse eriti ei jäänud. Nende ulatusliku uurimistöö ja klassifitseerimise viis 1814. aastal läbi Fraunhofer. Oma katsete käigus märkas ta, et Päikesel, Siiriusel, Veenusel ja tehisvalgusallikatel on oma joonte komplekt. See tähendas, et need jooned sõltusid ainult valgusallikast. Neid ei mõjuta maa atmosfäär ega optilise instrumendi omadused.
Nende joonte olemuse avastas 1859. aastal saksa füüsik Kirchhoff koos keemiku Robert Bunseniga. Nad lõid ühenduse Päikese spektris olevate joonte ja erinevate ainete aurude emissioonijoonte vahel. Nii tegid nad revolutsioonilise avastuse, et igal keemilisel elemendil on oma spektrijoonte komplekt. Järelikult saab iga objekti kiirguse abil õppida selle koostist. Nii sündis spektraalanalüüs.
Järgmistel aastakümnetel avastati spektraalanalüüsi abil palju keemilisi elemente. Nende hulka kuulub heelium, mis avastati esmakordselt Päikesest, millest see ka oma nime sai. Seetõttu arvati alguses, et see on eranditult päikesegaas, kuni see kolm aastakümmet hiljem Maalt avastati.
Kolm tüüpi spektrit
Mis seletab spektri sellist käitumist? Vastus peitub kiirguse kvantloomuses. Teatavasti liigub aatom elektromagnetilise energia neelamisel tema välimine elektron kõrgemale energiatasemele. Samamoodi kiirgusega – madalamale tasemele. Igal aatomil on oma energiatasemete erinevus. Sellest tuleneb iga keemilise elemendi ainulaadne neeldumise ja emissiooni sagedus.
Just nendel sagedustel gaas kiirgab ja kiirgab. Samal ajal eraldavad tahked ja vedelad kehad kuumutamisel kogu spektri, sõltumata nende keemilisest koostisest. Seetõttu jaguneb saadud spekter kolme tüüpi: pidev, joonspekter ja neeldumisspekter. Vastavalt sellele kiirgavad tahked ained ja vedelikud pidevat spektrit ning gaasid kiirgavad joonspektrit. Neeldumisspektrit vaadeldakse siis, kui gaas neelab pidevat kiirgust. Teisisõnu, mitmevärvilised jooned joonspektri tumedal taustal vastavad tumedatele joontele neeldumisspektri mitmevärvilisel taustal.
Päikesel vaadeldakse neeldumisspektrit, kuumutatud gaasid aga kiirgavad joonspektriga kiirgust. Seda seletatakse asjaoluga, et kuigi Päikese fotosfäär on gaas, ei ole see optilise spektri jaoks läbipaistev. Sarnast pilti täheldatakse ka teiste tähtede puhul. Huvitav on see, et täisajal päikesevarjutus Päikese spekter muutub jooneliseks. Tõepoolest, antud juhul pärineb see selle läbipaistvatest väliskihtidest.
Spektroskoopia põhimõtted
Optiline spektraalanalüüs on tehniliselt suhteliselt lihtne. Selle töö põhineb uuritava objekti kiirguse lagunemisel ja sellest tuleneva spektri edasisel analüüsil. Isaac Newton viis 1671. aastal klaasprisma abil läbi esimese "ametliku" valguse lagunemise. Ta tutvustas ka sõna "spekter" teaduslikku kasutusse. Tegelikult märkas Wollaston valgust samal viisil paigutades spektril musti jooni. Sellel põhimõttel töötavad ka spektrograafid.
Valguse lagunemine võib toimuda ka difraktsioonvõrede abil. Valguse edasist analüüsi saab teha erinevate meetodite abil. Esialgu kasutati selleks vaatlustoru, seejärel kaamerat. Tänapäeval analüüsitakse saadud spektrit ülitäpsete elektrooniliste instrumentidega.
Siiani oleme rääkinud optilisest spektroskoopiast. Kuid kaasaegne spektraalanalüüs ei piirdu selle ulatusega. Paljudes teaduse ja tehnoloogia valdkondades kasutatakse peaaegu igat tüüpi elektromagnetlainete spektraalanalüüsi - raadiost kuni röntgenikiirteni. Loomulikult viiakse sellised uuringud läbi erinevate meetodite abil. Ilma erinevate spektraalanalüüsi meetoditeta ei tunneks me kaasaegset füüsikat, keemiat, meditsiini ja loomulikult astronoomiat.
Spektraalanalüüs astronoomias
Nagu varem märgitud, sai spektrijoonte uurimine alguse Päikesest. Seetõttu pole üllatav, et spektrite uurimine leidis kohe oma rakenduse astronoomias.
Loomulikult hakkasid astronoomid esimese asjana seda meetodit kasutama tähtede ja muude kosmiliste objektide koostise uurimiseks. Nii omandas iga täht oma spektriklassi, mis peegeldab nende atmosfääri temperatuuri ja koostist. Samuti on teatavaks saanud Päikesesüsteemi planeetide atmosfääri parameetrid. Astronoomid on jõudnud lähemale gaasiudukogude, aga ka paljude teiste taevaobjektide ja -nähtuste olemuse mõistmisele.
Kuid spektraalanalüüsi abil saate õppida mitte ainult kvaliteetne koostis objektid.
Mõõtke kiirust
Doppleri efekt astronoomias Doppleri efekt astronoomias
Doppleri efekti töötas teoreetiliselt välja Austria füüsik 1840. aastal, kelle järgi see ka nime sai. Seda efekti saab jälgida mööduva rongi vilet kuulates. Läheneva rongi vile helikõrgus erineb märgatavalt liikuva rongi omast. Umbes nii tõestati Doppleri efekt teoreetiliselt. Mõju seisneb selles, et vaatleja jaoks on liikuva allika lainepikkus moonutatud. See suureneb allika eemaldudes ja väheneb lähenedes. Elektromagnetlainetel on sarnane omadus.
Kui allikas eemaldub, nihkuvad kõik selle emissioonispektri tumedad ribad punasele küljele. Need. kõik lainepikkused suurenevad. Samamoodi nihkuvad nad allika lähenedes violetsele poolele. Seega on sellest saanud suurepärane täiendus spektraalanalüüsile. Nüüd oli spektris olevate joonte järgi võimalik ära tunda seda, mis varem tundus võimatu. Mõõtke kosmoseobjektide kiirust, arvutage kaksiktähtede orbiidi parameetreid, planeetide pöörlemiskiirust ja palju muud. "Punase nihke" efekt mängis kosmoloogias erilist rolli.
Ameerika teadlase Edwin Hubble'i avastus on võrreldav Koperniku maailma heliotsentrilise süsteemi väljatöötamisega. Uurides tsefeidide heledust erinevates udukogudes, tõestas ta, et paljud neist asuvad Linnuteest palju kaugemal. Võrreldes saadud kaugusi galaktikate spektritega, avastas Hubble oma kuulsa seaduse. Selle järgi on kaugus galaktikateni võrdeline nende meist eemaldumise kiirusega. Kuigi tema seadus erineb mõnevõrra kaasaegsetest ideedest, laiendas Hubble'i avastus Universumi ulatust.
Spektraalanalüüs ja kaasaegne astronoomia
Tänapäeval ei toimu peaaegu ühtegi astronoomilist vaatlust ilma spektraalanalüüsita. Tema abiga avastatakse uusi eksoplaneete ja avardatakse Universumi piire. Spektromeetreid kannavad Marsi kulgurid ja planeetidevahelised sondid, kosmoseteleskoobid ja uurimissatelliite. Tegelikult poleks ilma spektraalanalüüsita tänapäevast astronoomiat. Vaataksime jätkuvalt tühja, näota tähtede valgust, millest me midagi ei tea.