Відмінності між версіями «Спектральний аналіз»

м
replaced: . → ., removed: ­ (26), за допомогою AWB
м (декатегоризація)
м (replaced: . → ., removed: ­ (26), за допомогою AWB)
[[Файл:Fluorescent lighting spectrum peaks labelled.gif|міні|праворуч|200пкс|''[[Спектр]] [[світло|видимого випромінювання]] [[флуорисцентна лампа|флуорисцентної лампи]]. З піками 4 — [[тербій|тербію]] (Tb); 5 — [[ртуть|ртуті]] (Hg); 12 — [[європій|европію]] (Eu).'']]
 
'''Спектра́льний ана́ліз''' — сукупність [[метод]]ів визначення складу (наприклад, хімічного) об'єкта, заснований на вивченні [[спектр]]ів взаємодії [[Матерія (фізика)|речовини]] з [[випромінювання]]м: спектри [[електромагнітне випромінювання|електромагнітного випромінювання]], [[радіація|радіації]], [[акустичні хвилі|акустичних хвиль]], розподілу за [[маса|масою]] та [[енергія|енергією]] [[Елементарна частинка|елементарних частинок]] та інше. Спектральний аналіз ґрунтується на явищі [[Дисперсія світла|дис­персіїдисперсії світла]]. Традиційно розмежовують:
* атомарний та молекулярний спектральний аналіз,
* ''«емісійний»'' — за спектром випромінення та ''«[[Атомно-абсорбційний аналіз|абсорбційний]]»'' — за спектром поглинання,
Якщо вузький пучок білого світла спрямувати на бічну грань тригранної призми, то, по-різному заломлюючись у склі, промені, з яких складається біле світло, дадуть на екрані [[веселка|райдужну]] смужку, що називається спектром. У спектрі всі кольори розміщені завжди в певному порядку. Світло поширюється у вигляді електромагнітних хвиль.
 
Кожному кольору відповідає певна довжина електромагнітної хвилі. Довжина хвилі світла зменшується від червоних проме­нівпроменів до фіолетових приблизно від 0,7 до 0,4 мкм. За фіолетовими променями у спектрі лежать [[ультрафіолетове випромінювання|ультрафіолетові промені]], які невиди­міневидимі для ока, але діють на фотопластинку. Ще меншу довжину хви­ліхвилі мають [[рентгенівське випромінювання|рентгенівські промені]]. За червоними променями знахо­дитьсязнаходиться область [[інфрачервоне випромінювання|інфрачервоних променів]]. Вони невидимі, але сприй­маютьсясприймаються приймачами інфрачервоного випромінювання, наприклад спеціальними фотопластинками.
 
Оптичний спектральний аналіз характеризується відносною простотою виконання, відсутністю складної підготовки проб до аналізу, незначною кількістю речовини (10—30 [[міліграм|мг]]), необхідної для аналізу на велике число елементів. Атомарні спектри (поглинання або випуску) одержують переведенням речовини в [[пара|пароподібний]] стан шляхом нагрівання проби до 1 000—10 000 °C. Як джерела збудження атомів при емісійному аналізі електропровідних матеріалів застосовують [[іскра|іскру]], дугу змінного струму; при цьому пробу розміщають у кратері одного з вугільних електродів. Для аналізу розчинів широко використовують [[полум'я]] або [[Плазма (агрегатний стан)|плазму]] різних [[газ]]ів.
 
== Історія ==
Ідентифікація хімічних елементів за оптичними спектрами атомів була запропонована у [[1859]] році [[Кірхгоф Густав Роберт|Г. Кірхгоф]]ом та [[Бунзен Роберт Вільгельм|Бунзен]]ом<ref>Kirchhoff, G. R.; Bunsen, R. Ann. Phys. ([[1860]]): pages 110, 160. {{ref-en}}</ref>. За допомогою спектрального аналізу [[гелій]] (He) був відкритий на [[Сонце|Сонці]] раніше ніж на [[Земля|Землі]]. Але ще у [[1854]] році доктор Девід Альтер ({{lang-en|David Alter}}), науковець з міста [[Фріпорт]], штату [[Пенсильванія]] ([[США]]) надрукував наукову працю<ref>''Alter, David''. On Certain Physical Properties of Light Produced by the Combustion of Different Metals in an Electric Spark Refracted by a Prism. Am. J. Sci. Arts 18 (1854): pages 55-57. {{ref-en}}</ref>, що описувала спектральні властивості 12 [[метал]]ів .
 
==Різновиди==
 
Розрізнюють атомний і молекулярний, а також якісний і кількісний спектральний аналіз. Атомний спектральний аналіз здійснюють за оптичними і рентгенівськими (пулюєвими) спектрами. Для молекулярного спектрального аналізу використовують молекулярні спектри поглинання в інфрачервоній, видимій та ультрафіолетовій областях спектру. Серед методів спектрального аналізу – атомно-абсорбційний аналіз, атомно-флуоресцентний аналіз, лазерний спектральний аналіз, метод рентгенівської (пулюєвої) флуоресценції, атомний емісійний та інші.
 
=== В астрономії ===
 
Най­важливішимНайважливішим джерелом інформації про більшість космічних об'єктів є їхнє випроміню­ваннявипромінювання. Дістати найцінніші й найрізноманітніші відомості про тіла дає змогу спектральний аналіз їхнього випромінювання. За допо­могоюдопомогою цього методу можна встановити якісний і кількісний [[Хімічна формула|хіміч­нийхімічний склад]] світила, його [[температура|температуру]], наявність [[магнітне поле|магнітного поля]], швидкість руху та багато іншого.
 
Для одержання спектрів застосовують [[спектроскоп]] та [[спектрограф]]. У першому спектр розглядають, а у другому його фотографують. Спектрограма&nbsp;— фотографія спектра.
Існують такі види спектрів земних джерел і небесних тіл:
 
* ''Суцільний'', або ''неперервний спектр'' у вигляді райдужної смужки дають непрозорі розжарені тіла (вугілля, нитка електро­лампиелектролампи) і досить протяжні густі маси газів.
 
* ''[[Лінійчастий спектр випромінювання]]'' дають розріджені гази й пара при сильному нагріванні. Кожний газ випромінює світло строго визначених довжин хвиль і дає характерний для даного хімічного елемента лінійчастий спектр. Значні зміни стану газу або умов його світіння, наприклад нагрівання чи [[іонізація]], спри­чиняютьспричиняють певні зміни в спектрі цього газу. Складено таблиці, в яких перелічуються лінії кожного газу й зазначається яскравість кожної лінії. Наприклад, у спектрі пари [[натрій|натрію]] (Na) особливо яскравими є дві жовті лінії.
 
* ''[[Лінійчастий спектр поглинання]]'' дають гази й пара, якщо за ними міститься яскраве джерело, що дає неперервний спектр&nbsp;— це неперервний спектр, перерізаний темни­митемними лініями саме в тих місцях, де мають бути яскраві лінії, власти­вівластиві даному газові. Наприклад, дві темні лінії поглинання пари [[натрій|натрію]] (Na) містяться в жовтій частині спектра.
 
Вивчення спектрів дає змогу аналізувати хімічний склад га­зівгазів, що випромінюють або поглинають світло. Кількість [[атом]]ів або [[молекула|молекул]], які випромінюють чи поглинають [[енергія|енергію]], визначає­тьсявизначається інтенсивністю ліній. Чим помітніша лінія певного елемента у спектрі випромінювання або поглинання, тим більше таких ато­міватомів (молекул) на шляху променя світла.
 
Сонце і зорі оточені газовими атмосферами. Неперервний спектр їхньої видимої поверхні перетинається темними лініями поглинання, які виникають, коли проміння проходить через атмосферу зірок. Тому їхні спектри&nbsp;— це спектри поглинання.
 
Швидкості руху небесних світил відносно Землі за променями зору ([[променева швидкість|променеві швидкості]]) визначають за допомогою спектрального аналізу на основі [[ефект Доплера|ефекту Доплера]]: якщо джерело світла і спостерігач зближаються, то довжина хвилі, що визна­чаєтьсявизначається розташуванням спектральних ліній, скорочується, а при їхньому вза­ємномувзаємному віддаленні довжина хвилі збільшується. Ця залежність подається формулою:
 
: <math>\lambda = \frac{\left({c-v}\right)}{f_0}</math>
 
де '''ν'''&nbsp;— [[променева швидкість]] руху з урахуванням зна­казнака (мінус при зближенні);
* '''<math>{f_0}</math>'''&nbsp;— довжина хвилі нерухомого джерела;
* '''λ'''&nbsp;— довжина хвилі під час руху джерела;
* '''с'''&nbsp;— [[швидкість світла]] у [[вакуум]]і (~300 000 км/с).
 
Інакше кажучи, із зближенням спостерігача і джерела світла лінії спектра зсуваються до його фіолетового кінця, а з від­даленнямвіддаленням&nbsp;— до червоного.
 
Під час отримання спектрограми світила, над нею чи під нею вдруковують спектри порівняння від земного джерела випромінювання. Спектр порівняння вважають нерухомим, і відносно нього можна визначати зміщення ліній спектра зірки. На­вітьНавіть швидкості небесних тіл (десятки й сотні кілометрів на секунду) зумовлюють настільки малі зміщення (соті або десяті частки мм), що їх можна виміряти на спектрограмі тільки під [[мікроскоп]]ом. Щоб з'ясувати, якій зміні довжини хвилі це відповідає, треба знати масштаб спектра, тобто на скільки змінюєть­сязмінюється довжина хвилі, якщо ми просуваємося вздовж спектра на 1&nbsp;мм.
 
За спектром можна знайти й температуру світного об'єкта. Коли тіло розжарене до червоного кольору, у його суцільному спектрі найяскравіша червона частина. Якщо його нагрівати далі, ділянка найбільшої яскравості у спектрі змішується в жовту, потім у зе­ленузелену частину і так далі до фіолетового. Це явище описується [[закон Віна|законом Віна]], який показує залежність положення максимуму у спектрі випро­мінюваннявипромінювання від температури тіла. Знаючи цю залежність, можна встановити температуру Сонця, зірок, планет за допомогою спеціально створе­нихстворених приймачів інфрачервоного випромінювання.
 
== Примітки ==
29 261

редагування