Відмінності між версіями «Спектральний аналіз»

нема опису редагування
 
{{В роботі}}
[[Файл:Dispersion prism.jpg|міні|праворуч|200пкс|''[[Дисперсія світла|Розкладення]] трьохгранною скляною [[призма|призм]]ою монохроматичного потоку світла на [[колір|різнокольоровий]] [[спектр]]'']]
[[Файл:High Resolution Solar Spectrum.jpg|міні|праворуч|200пкс|''[[Сонце|Сонячний]] спектр з лініями поглинання [[хімічний елемент|хімічних елементів]] присутніх у його [[Сонячна корона|короні]]. [http://www.noao.edu/kpno/ Спектрометр перетворення Фур'є в Національній обсерваторії Кіт-Пік] ({{lang-en|Kitt Peak National Observatory}}), [[Тусон]], [[Арізона]] ([[США]]).'']]
* ''«емісійний»'' — за спектром випромінення та ''«абсорбційний»'' — за спектром поглинання,
* ''«масс-спектрометричний»'' — за спектром масс [[атом]]арних чи [[молекула|молекул]]ярних [[іон]]ів.
 
== Історія ==
Спектральний аналіз за оптичними спектрами атомів був запропонований у [[1859]] році [[Кірхгоф Густав Роберт|Г. Кірхгоф]]ом та [[Бунзен|Р. Бунзен]]ом<ref>Kirchhoff, G. R.; Bunsen, R. Ann. Phys. ([[1860]]): pages 110, 160. {{ref-en}}</ref>. За його допомогою [[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 [[Пенсільванія]] ([[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 .
 
== Принцип дії ==
Атоми кожного [[хімічний елемент|хімічного елемента]] мають певні резонансні частоти, внаслідок чого саме на цих частотах вони випромінюють або поглинають світло. Це призводить до того, що в [[спектроскоп]]і на спектрах видимі лінії (темні або світлі) в певних місцях, характерних для кожної [[речовина|речовини]]. Інтенсивність ліній залежить від кількості речовини і її стану. У кількісному спектральному аналізі визначають зміст досліджуваної речовини по відносній або абсолютній інтенсивності ліній або смуг у спектрах.
 
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.
Оптичний спектральний аналіз характеризується відносною простотою виконання, відсутністю складної підготовки проб до аналізу, незначною кількістю речовини (10—30&nbsp;[[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&nbsp;000—10&nbsp;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|плазму]] різних [[газ]]ів.
 
Кожному кольору відповідає пев"апевна довжина електромагнітної хвилі. Довжина хвилі світла зменшується від червоних проме­нів до фіолетових приблизно від 0,7 до 0,4 &nbsp;мкм. За фіолетовими променями у спектрі лежать [[ультрафіолетове випромінювання|ультрафіолетові промені]], які 'невиди­мі для ока, але діють на фотопластинку. Ще меншу довжину хви­лі мають [[рентгенівське випромінювання|рентгенівські промені]]. За червоними променями знахо­диться область [[інфрачервоне випромінювання|інфрачервоних променів]]. Вони невидимі, але прийсприй­маються приймачами інфрачервоного випромінювання, наприклад спеціальними фотопластинками.
== Застосування ==
Най­важливішим джерелом інформації про більшість небесних об'єктів є їхнє випроміню­вання. Дістати найбільш цінні й різноманітні відомості про тіла дає змогу спектральний аналіз їхнього випромінювання. За допо­могою цього методу можна встановити якісний і кількісний [[Хімічна формула|хіміч­ний склад]] світила, його [[температура|температуру]], наявність [[магнітне поле|магнітного поля]], швидкість руху та багато іншого.
 
Оптичний спектральний аналіз характеризується відносною простотою виконання, відсутністю складної підготовки проб до аналізу, незначною кількістю речовини (10—30&nbsp;[[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&nbsp;000—10&nbsp;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|плазму]] різних [[газ]]ів.
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 райдужну смужку, що називається спектром. У спектрі всі кольори розміщені завжди в певному порядку.
 
== Історія ==
Як відомо, світло поширюється у вигляді електромагнітних хвиль.
Спектральний аналіз за оптичними спектрами атомів був запропонований у [[1859]] році [[Кірхгоф Густав Роберт|Г. Кірхгоф]]ом та [[Бунзен|Р. Бунзен]]ом<ref>Kirchhoff, G. R.; Bunsen, R. Ann. Phys. ([[1860]]): pages 110, 160. {{ref-en}}</ref>. За його допомогою [[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 [[Пенсільванія]] ([[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 .
 
== Застосування ==
Кожному кольору відповідає пев"а довжина електромагнітної хвилі. Довжина хвилі світла зменшується від червоних проме­нів до фіолетових приблизно від 0,7 до 0,4 мкм. За фіолетовими променями у спектрі лежать ультрафіолетові промені, які 'невиди­мі для ока, але діють на фотопластинку. Ще меншу довжину хви­лі мають рентгенівські промені. За червоними променями знахо­диться область інфрачервоних променів. Вони невидимі, але прий­маються приймачами інфрачервоного випромінювання, наприклад спеціальними фотопластинками.
Най­важливішим джерелом інформації про більшість небеснихкосмічних об'єктів є їхнє випроміню­вання. Дістати найбільш цінні й різноманітні відомості про тіла дає змогу спектральний аналіз їхнього випромінювання. За допо­могою цього методу можна встановити якісний і кількісний [[Хімічна формула|хіміч­ний склад]] світила, його [[температура|температуру]], наявність [[магнітне поле|магнітного поля]], швидкість руху та багато іншого.
 
Для одержання спектрів застосовують прилади, які назива­ються[[спектроскоп]], спектроскопом і спектрографом (мал. 38[[спектрограф]]). У спектроскоппершій спектр розглядають, а спектрографому другому його фотографують. Фото-,Спектрограма графія— фотографія спектра називається спектрограмою.
 
Нині в астрофізиці використовують і складніші прилади для спектрального аналізу різних видів випромінювання.
 
Існують такі види спектрів земних джерел і небесних тіл.:
 
* ''Суцільний'', або ''неперервний, спектр'' у вигляді райдужної смужки дають непрозорі розжарені тіла (вугілля, нитка електро­лампи) і досить протяжні густі маси газугазів.
 
* ''[[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]], спри­чиняють 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, тощо дає неперервний спектр. Спектр поглинання&nbsp;— це неперервний спектр, перерізаний темни­ми лініями саме в тих місцях, де мають бути яскраві лінії, власти­ві даному газу (мал. 39)газові. Наприклад, дві темні лінії поглинання пари [[натрій|натрію]] (Na) містяться в жовтій частині спектра.
Складено таблиці, в яких перелічуються лінії кожного газу й зазначається яскравість кожної лінії. Наприклад, у спектрі пари натрію особливо яскраві дві жовті лінії.
 
Вивчення спектрів дає змогу аналізувати хімічний склад га­зів, що випромінюють або поглинають світло. Кількість атомів[[атом]]ів або [[молекула|молекул]], які випромінюють чи поглинають [[енергія|енергію]], визначає­ться інтенсивністю ліній. Чим помітніша лінія певного елемента у спектрі випромінювання або поглинання, тим більше таких ато­мів (молекул) на шляху променя світла.
Лінійчастий спектр поглинання дають гази й пара, якщо за ними міститься яскраве джерело, то дає неперервний спектр. Спектр поглинання&nbsp;— це неперервний спектр, перерізаний темни­ми лініями саме в тих місцях, де мають бути яскраві лінії, власти­ві даному газу (мал. 39). Наприклад, дві темні лінії поглинання пари натрію містяться в жовтій частині спектра.
 
Сонце і зорі оточені газовими атмосферами. Неперервний спектр їхньої видимої поверхні перетинається темними лініями поглинання, які виникають, коли проміння проходить через агмг-сферуатмосферу зірзірок. Тому їх спектри Сонця і зір&nbsp;— це спектри поглинання.
Вивчення спектрів дає змогу аналізувати хімічний склад га­зів, що випромінюють або поглинають світло. Кількість атомів або молекул, які випромінюють чи поглинають енергію, визначає­ться інтенсивністю ліній. Чим помітніша лінія певного елемента у спектрі випромінювання або поглинання, тим більше таких ато­мів (молекул) на шляху променя світла.
 
могоШвидкості руху небесних світил відносно Землі за променями зору (променеві швидкості) визначають за допомогою спектрального аналізу на основі [[ефект Доплера|ефекту Доплера]]: якщо джерело світла і спостерігач зближаються, то довжини хвиль, що визна­чають положення спектральних ліній, укорочуються, а при їх вза­ємному віддаленні довжини хвиль збільшуються. Ця залежність виражається формулою:
Сонце і зорі оточені газовими атмосферами. Неперервний спектр їхньої видимої поверхні перетинається темними лініями поглинання, які виникають, коли проміння проходить через агмг-сферу зір. Тому спектри Сонця і зір&nbsp;— це спектри поглинання.
 
Швидкості руху небесних світил відносно Землі за променями зору (променеві швидкості) визначають за допомогою спектра
 
: <math>\lambda = \frac{\left({c-v}\right)}{f_0}</math>
Мал. 40. Спектри: 1&nbsp;— [[Сонце]]. 2&nbsp;— [[водень]], 3&nbsp;— [[гелій]], 4&nbsp;— [[Сіріус]], 5&nbsp;— а [[Оріон]].
 
де '''ν'''&nbsp;— променева швидкість відносно руху з урахуванням зна­ка (мінус при зближенні);
мого аналізу на основі [[ефекту Доплера]]: якщо джерело світла і спостерігач зближаються, то довжини хвиль, що визна­чають положення спектральних ліній, укорочуються, а при їх вза­ємному віддаленні довжини хвиль збільшуються. Ця залежність виражається формулою
* '''<math>{f_0}</math>'''&nbsp;— довжина хвилі при нерухомому джерелі;
* '''λ'''&nbsp;— довжина хвилі під час руху джерела;
* '''с'''&nbsp;— [[швидкість світла]] у [[вакуум]]і (~300 000 км/с).
 
де v&nbsp;— променева швидкість відносно руху з урахуванням її зна­ка (мінус при зближенні), l0&nbsp;— довжина хвилі при нерухомому джерелі, l,&nbsp;— довжина хвилі під час руху джерела і с&nbsp;— швидкість світла. Інакше кажучи, із зближенням спостерігача і джерела світла лінії спектра змішуються до його фіолетового кінця, а з від­даленням&nbsp;— до червоного.
 
Діставши спектрограму світила, над нею і під нею вдруковують спектри -орівнянняпорівняння від земного джерела випромінювання (мал. 41). Спектр порівняння для насвважають нерухомийнерухоми, і відносно нього можна визначати зміщення ліній спектра зорі на спектрограмізірки. На­віть швидкості небесних тіл (звичайно десятки й сотні кілометрів за секунду) зумовлюють настільки малі зміщення (соті або десяті частки міліметрамм), що "їх можна виміряти на спектрограмі тільки під мікроскопом[[мікроскоп]]ом. Щоб з'ясувати, якій зміні довжини хвилі це відповідає, треба знати масштаб спектра&nbsp;—, тобто на скільки змінюєть­ся довжина хвилі, якщо ми просуваємося вздовж спектра на 1 &nbsp;мм. Підставивши у формулу значення величин l, l0 і с = 300 000 км/с, визначають променеву швидкість руху світила v.
 
За спектром можна знайти й температуру світногосвітнього об'єктаєкту. Коли тіло розжарене до червоного коліру, у його суцільному спектрі найяскравіша червона частина. Якщо його продовжувати нагрівати далі, ділянка найбільшої яскравості у спектрі змішується в жовту, потім у зе­лену частину і&nbsp;т.&nbsp;д так далі до фіолетового. Це явище описується законом [[зміщення Віна]], який показує залежність положення максимуму у спектрі випро­мінювання від температури тіла. Знаючи цю залежність, можна встановити температуру Сонця, і зір. Температурузірок, планет і темпе­ратуру зір визначають також за допомогою спеціально створе­них приймачів інфрачервоного випромінювання.
 
=== Обсерваторії ===