Фізика і астрономія. Профільний рівень. 11 клас. Засєкіна

§ 45. Спектральний аналіз

Спектральні прилади. Одним із приладів, за допомогою якого досліджують спектри, є спектроскоп (мал. 196).

Мал. 196. Будова та принцип дії спектроскопа

Основними елементами спектроскопа є коліматор 1, зорова труба 2, трикутна призма 3. У коліматорі є щілина 4, через яку проходить світло від досліджуваного джерела світла S. Проходячи крізь призму, світло заломлюється й дає спектр, який спостерігається крізь окуляр 5 зорової труби. Для захисту призми від стороннього світла її прикривають кришкою. За допомогою мікрометричного гвинта 6 можна зміщувати зорову трубу в горизонтальній площині та визначати довжину світлової хвилі, яка відповідає певній лінії спектра.

Потрапляючи через об'єктив у зорову трубу, усі паралельні промені дають зображення щілини у фокальній площині об'єктива, а оскільки промені різних частот (кольорів) паралельні різним побічним осям, кожне зображення щілини (лінія певної частоти) буде на певному місці. Якщо спектроскоп призначено для вимірювань, то на зображення ліній за допомогою спеціального пристрою накладається зображення шкали з поділками, що дає змогу точно визначити положення лінії у спектрі.

Якщо замість зорової труби поставити лінзу та фотопластинку (або інший світлочутливий матеріал), то можна зафіксувати зображення спектра для подальшого дослідження. Такий прилад називають спектрографом, фотографію спектра — спектрограмою.

Для астрономічних досліджень спектральні прилади розміщують за фокусом об'єктива телескопа. Хоча нині в астрофізиці використовують і складніші прилади для спектрального аналізу різних видів випромінювання.

Спектральний аналіз і його застосування. Спектральний аналіз широко використовують у науці й техніці. Це один з найшвидших і найпростіших способів визначення складу різних хімічних сполук, оскільки кожний хімічний елемент має свій характерний лінійчатий спектр випромінювання (поглинання). За спектрами поглинання Сонця та зір досліджено їхній хімічний склад. Випромінювання поверхні Сонця (фотосфери), дає неперервний спектр. Це випромінювання має температуру близько 6000 °С і, проходячи крізь атмосферу Сонця (температура якої 2000-3000 °С), частково поглинається. Атмосфера Сонця поглинає світло певних частот фотосфери, і на тлі неперервного спектра фотосфери з'являється майже 20 000 ліній поглинання. За цими лініями було встановлено, що на Сонці є Гідроген, Кальцій, Натрій, Ферум та інші хімічні елементи. Уперше дослідження ліній поглинання у спектрі сонячного випромінювання провів у 1817 р. Йозеф фон Фраунгофер, тому ці лінії називають фраунгоферовими.

Під час проведення спектрального аналізу користуються спеціальними таблицями або атласами спектральних ліній, у яких наведено точне розміщення ліній спектра кожного хімічного елемента або довжини хвиль, що їм відповідають. За допомогою спектрального аналізу було відкрито нові хімічні елементи — Рубідій і Цезій. Цікава історія відкриття Гелію. Спочатку його було виявлено під час аналізу спектра сонячного випромінювання в 1868 р., звідки й походить його назва (від грец. «геліос» — Сонце).

Основні переваги спектрального аналізу — дуже висока чутливість, простота й швидкість проведення — зумовлюють його широке використання в металургії й машинобудуванні, хімії й геології, медицині й біології та багатьох інших галузях науки й техніки.

Закон Віна. На початку цього розділу ми вже з'ясували деякі особливості вигляду кривих розподілу енергії за довжиною хвилі для абсолютно чорного тіла (мал. 185, § 40), а саме: довжина хвилі, на яку припадає найбільша енергія випромінювання, тим менша, що вища температура тіла. Під час детального дослідження в 1893 р. Вільгельм Він виявив деяку закономірність, яку називають законом Віна: добуток довжини хвилі, яка відповідає максимуму випромінювання в спектрі абсолютно чорного тіла, на його абсолютну температуру є сталою величиною, λmaxT = b , тут b — стала Віна, яка дорівнює b = 0,002898 м · K.

Спектральний розподіл енергії теплового випромінювання якого-небудь реального тіла може помітно відрізнятись від спектра випромінювання абсолютно чорного тіла, проте має такий самий характер. Установивши, на яку довжину хвилі припадає найбільша енергія в спектрі випромінювання тіла, можна визначити його температуру. Цим способом можна визначити температуру розплавленого металу, Сонця, зір тощо. Такий спосіб визначення температури джерела випромінювання називають оптичною пірометрією.

Визначення фізичних властивостей і швидкості руху небесних тіл за допомогою їх спектрів. За зовнішнім видом спектрів небесних тіл можна не лише ототожнити хімічний склад світил. Наприклад, ширина їхніх спектральних ліній указує на температуру, тиск і наявність електричного або магнітного полів у небесного тіла. Великий тиск, електричне чи магнітне поле приводять до розширення, а також до розщеплення ліній у спектрі. Висока температура спричиняє явище йонізації — атоми втрачають частину електронів, тому спектр речовини з йонізованими атомами відмінний від спектра тієї ж речовини в нейтральному стані.

Розгляньмо докладніше методи визначення температури небесного тіла з його спектра.

Згідно із законом Віна довжина lmax електромагнітної хвилі, що переносить максимальну енергію, пов'язана з температурою тіла, яке її випромінює, залежністю де lmax виражено в метрах, а Т — у кельвінах. За розташуванням максимуму кривої розподілу енергії у спектрі випромінювання (мал. 197) визначають lmax і обчислюють температуру.

Мал. 197. Зміщення максимуму кривих енергії випромінювання тіл залежно від їхньої температури

Можна визначити температуру небесного тіла з аналізу його повного випромінювання. Для абсолютно чорного тіла в такому разі справедливий закон Стефана — Больцмана:

де Е — енергія, яку випромінює тіло з одиниці площі за одиницю часу, σ — стала Стефана — Больцмана, а Те — ефективна температура.

Щоб за цією формулою визначити ефективну температуру небесного тіла, треба виміряти повну кількість енергії, яку воно випромінює за одиницю часу. Знаючи відстань до об'єкта та його радіус, обчислюють величину Е і з формули Стефана — Больцмана визначають значення Те.

Спектральні спостереження дають змогу визначати променеву швидкість небесного тіла. Це швидкість, з якою об'єкт наближається до спостерігача або віддаляється від нього. Метод вимірювання променевих швидкостей ґрунтується на застосуванні ефекту Доплера. Його вивів у 1842 р. Крістіан Доплер.

Згідно з ефектом Доплера рух тіла вздовж променя зору спостерігача спричиняє зміщення ліній у його спектрі (мал. 198).

Мал. 198. Зміщення ліній у спектрі зорі, спричинене ефектом Доплера

Вимірявши зміщення ліній у спектрі світила й знаючи швидкість світла, легко обчислити променеву швидкість vr небесного тіла з формули: де λ — довжина хвилі нерухомого джерела світла, λ' — довжина хвилі, змінена внаслідок руху джерела світла вздовж променя зору, Δλ — доплерівське зміщення спектральної лінії, vr — швидкість руху джерела, с — швидкість світла.

ЗНАЮ, ВМІЮ, РОЗУМІЮ

1. Чому біле світло, проходячи крізь призму, розкладається в кольоровий спектр? 2. Яке світло буде поширюватися в речовині призми (склі) з більшою швидкістю — червоне чи фіолетове? 3. Назвіть способи визначення температури зір. 4. Схарактеризуйте роль спектрального аналізу в астрономії. 5. Якою є температура поверхні зорі Сиріус, якщо максимум випромінювання в її спектрі припадає на довжину хвилі lmax = 280,0 нм?