Відмінності між версіями «Спектральний аналіз»

правопис, оформлення
м (робот додав: da:Spektralanalyse)
(правопис, оформлення)
 
'''Спектральний аналіз''' — сукупність [[метод]]ів визначення складу (наприклад, хімічного) об'єкта, заснований на вивченні [[спектр]]ів взаємодії [[Матерія (фізика)|матерії]] 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, грунтується на явищі [[Дисперсія світла|дис­персії світла]]. Традиційно розмежовують:
* атомарний та молекулярний спектральний аналіз,
* ''«емісійний»''  — за спектром випромінення та ''«абсорбційний»''  — за спектром поглинання,
* ''«[[мас-спектрометрія|мас-спектрометричний]]»''  — за спектром мас [[атом]]арних чи [[молекула|молекул]]ярних [[іон]]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 поза відноснійвідносною або абсолютнійабсолютною інтенсивностіінтенсивністю 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.
=== В астрономії ===
 
Най­важливішим джерелом інформації про більшість космічних об'єктів є їхнє випроміню­вання. Дістати найбільш ціннінайцінніші й різноманітнінайрізноманітніші 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 [[спектроскоп]] та [[спектрограф]]. У першому спектр розглядають, а у другому його фотографують. Спектрограма  — фотографія спектра.
 
Існують такі види спектрів земних джерел і небесних тіл:
* ''[[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, що дає неперервний спектр  — це неперервний спектр, перерізаний темни­ми лініями саме в тих місцях, де мають бути яскраві лінії, власти­ві даному газові. Наприклад, дві темні лінії поглинання пари [[натрій|натрію]] (Na) містяться в жовтій частині спектра.
 
Вивчення спектрів дає змогу аналізувати хімічний склад га­зів, що випромінюють або поглинають світло. Кількість [[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.
 
Сонце і зорі оточені газовими атмосферами. Неперервний спектр їхньої видимої поверхні перетинається темними лініями поглинання, які виникають, коли проміння проходить через атмосферу зірок. Тому їхїхні спектри — 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 визна­чається розташуванням спектральних ліній, скорочується, а при їхїхньому вза­ємному 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 зна­ка (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 від­даленням&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. На­віть 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 змінюєть­ся довжина хвилі, якщо ми просуваємося вздовж спектра на 1&nbsp;мм.
 
За спектром можна знайти й температуру світного об'єктуєкта. Коли тіло розжарене до червоного коліру, у його суцільному спектрі найяскравіша червона частина. Якщо його нагрівати далі, ділянка найбільшої яскравості у спектрі змішується в жовту, потім у зе­лену частину і так далі до фіолетового. Це явище описується [[закон Віна|законом Віна]], який показує залежність положення максимуму у спектрі випро­мінювання від температури тіла. Знаючи цю залежність, можна встановити температуру Сонця, зірок, планет за допомогою спеціально створе­них приймачів інфрачервоного випромінювання.
 
== Примітки ==
== Література ==
# ''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). {{ref-en}}
# ''Alter, David''. On Certain Physical Properties of the Light of the Electric Spark, Within Certain Gases, as Seen Through a Prism. Am. J. Sci. Arts 19 (1855): pages 213-214213—214. {{ref-en}}
# ''Brace, D. B.'' (Ed. and translator). The Laws of Radiation and Absorption: Memoirs by Prévost, Stewart, Kirchhoff, and Kirchhoff and Bunsen. New York, NY: American Book Company, 1901, pages 100-125100—125. {{ref-en}}
# ''Johnson, Allen, ed.; Garraty, John and James, Edward, Eds''. Dictionary of American Biography; Supplement Four. New York, NY: Charles Scribner’sScribner's Sons, 1974, page 230. {{ref-en}}
# ''Retcofsky, H. L.'' [http://www.jce.divched.org/Journal/issues/2003/sep/abs1003_1.html Spectrum Analysis Discoverer], Spectroscopy Society of Pittsburgh, PA 80 (2003): 1003. {{ref-en}}
 
== Див. також ==