Спектроскопия — наука об излучающих атомах

» Понятия, методы и законы » Спектроскопия — наука об излучающих атомах

Электроны в атомах различных элементов располагаются на отличающихся друг от друга разрешенных орбитах. Это означает, что в атомах разных химических элементов энергии квантовых скачков между разрешенными орбитами отличаются, и они будут излучать свет с различными длинами волн. Например, в видимом спектре излучения натрия наблюдаются лишь две близко расположенные линии в желтой области спектра, а у ртути спектральные линии приходятся на сине-голубую часть.

То обстоятельство, что об атомном составе вещества можно судить по длине волн излучаемого им света, породило целую экспериментальную науку — спектроскопию. Набор линий в спектре каждого химического элемента уникален, то есть не совпадает ни с какими другими. Обнаружив серию спектральных линий изучаемого тела или вещества (например, при накаливании материала неизвестного нам химического состава в пламени горелки), можно с уверенностью «удить о присутствии или отсутствии соответствующих химических элементов в составе исследуемого материала.

Сравнивая интенсивность излучения спектральных линий, характерных для различных веществ, можно рассчитать их количественное соотношение в веществе и определить его химический состав. Благодаря этому даже не надо исследовать вещество в химической лаборатории, и можно «удить о химическом составе светящихся объектов, например звезд и галактик, находящихся на колоссальном удалении от нас.

Если через изучаемое вещество пропускается белый свет (представляющий из себя сплошной спектр световых частот), то в его спектре возникают линии поглощения, соответствующие частотам и длинам волн квантовых переходов электронов на более высокие орбиты. Соответственно, рассматривая спектральную картину такого света, пропущенного через вещество, мы увидим темные линии поглощения и можем судить о составе вещества.

Такой метод широко применяется в астрофизике для исследования химического состава планет, туманностей, газопылевых облаков и других космических объектов, не обладающих собственным свечением, по темным линиям в спектре белых звезд-источников, которые находятся за ними.

В 1802 г. английский физик Уильям Волластон, открывший годом ранее ультрафиолетовые лучи, построил спектроскоп, в котором перед стеклянной призмой параллельно ее ребру была узкая щель. Наведя прибор на Солнце, он заметил, что солнечный спектр пересекают узкие темные линии. Волластон тогда не понял смысл своего открытия и не придал ему особого значения.

Через 12 лет немецкий исследователь Йозеф Фраунгофер вновь обнаружил в солнечном спектре те же темные линии, но в отличие от Волластона сумел правильно объяснить их поглощением лучей газами атмосферы Солнца. Он измерил длины волн наблюдаемых линий, которые получили с тех пор название фраунго-феровых.

К середине XIX в. физики уже довольно хорошо изучили спектры светящихся газов. Было установлено, что свечение паров натрия порождает яркую желтую линию. Однако на том же месте в спектре Солнца наблюдалась темная линия. В 1859 г. немецкие исследователи Густав Кирхгоф и Роберт Бунзен сравнили длины волн фрауншферовых линий в спектре Солнца и линий излучения паров различных веществ. Оказалось, что на Солнце есть множество знакомых землянам химических элементов: натрий, железо, магний, кальций, хром и др. Позже в солнечном спектре нашли линии самого распространенного в природе элемента — водорода.

Успехи в изучении состава Солнца привели к идее использовать спектральный анализ при исследовании звезд. Англичанин Уильям Хёггинс одним из первых оценил значение открытого Кирхгофом и Бунзеном метода спектрального анализа для изучения небесных тел. Он сконструировал спектроскоп и начал наблюдения спектров различных небесных объектов. В 1863 г. Хёггинс показал, что спектры Солнца и звезд имеют много общего и что их наблюдаемое излучение испускается горячим веществом и проходит через вышележащие слои более холодных поглощающих газов.

В 1864 г. он же впервые наблюдал спектры светящихся туманностей, состоящие из отдельных линий, и доказал, что эти туманности являются газовыми. В 1899 г. Хёггинс издал атлас типичных звездных спектров, в котором приведены спектры звезд разных типов и дано их объяснение.

Этому ученому принадлежит еще одно важное достижение, сыгравшее в дальнейшем важную роль в астрономии.

В 1842 г. австрийский физик Кристиан Доплер открыл физический эффект, ныне носящий его имя. Он состоит в том, что частота звуковых и световых колебаний, воспринимаемых наблюдателем, зависит от скорости движения их источника. Например, высота тона (то есть частота) гудка локомотива заметно меняется (в сторону понижения), когда приближающийся поезд проезжает мимо нас и начинает удаляться.

Французский физик Ипполит Физо доказал справедливость эффекта Доплера для лучей света. Он же предложил использовать его для определения скоростей звезд вдоль луча зрения, так называемых лучевых скоростей, по смещению спектральных линий к фиолетовому концу спектра (в случае приближения источника) или к красному (в случае его удаления). В 1868 г. Хёггинс таким способом измерил лучевую скорость Сириуса. Оказалось, что он приближается к Земле со скоростью примерно 8 км/с.

Это интересно...

Чтобы солнечный свет достиг Земли требуется порядка 8,5 минут.

© 2013-2022 Начинаем познавать Вселенную