Спектральний аналіз

Спектральний аналіз — сукупність методів визначення складу хімічного об’єкта, заснована на вивченні властивостей випроміню­вання (зокрема, світла), що йде від нього.

Виявилося, що атоми кожного хімічного елемента мають строго визначені резонансні частоти, внаслідок чого саме на цих частотах вони випромінюють або поглинають світло. Це призводить до того, що в спектроскопі на спектрі видні лінії (темні або світлі) у визна­чених місцях, характерних для кожної речовини. Інтенсивність ліній залежить від кількості речовини і навіть її стану. У кількіс­ному спектральному аналізі визначають зміст досліджуваної речо­вини за відносною чи абсолютною інтенсивностями ліній або смуг у спектрах. Розрізняють атомний і молекулярний спектральний аналіз, емісійний — за спектрами випромінювання та абсорбцій­ний — за спектрами поглинання.

Спектральний аналіз — тонкий метод і широко застосовуєть­ся в хімії, астрофізиці, металургії, машинобудуванні, геологіч­ній розвідці й ін. Метод було запропоновано 1859 р. Г. Кірхгофом і Р. Бунзеном. З його допомогою на Сонці було відкрито гелій рані­ше, ніж на Землі.

Історія

1802 р. англійський фізик Вільям Хаїд Волластон (1766-1828) побудував спектроскоп, у якому перед скляною призмою паралельно до її ребра розміщувалася вузька щілина. Навівши прилад на Сонце, він помітив, що сонячний спектр перетинають вузькі темні лінії.

Через 12 років, 1814 p., німецький фізик Йозеф Фраунгофер (1787-1826) знову знайшов у сонячному спектрі темні лінії, але, на відміну від Волластона, зумів правильно пояснити їх: йшлося про поглинання променів газами атмосфери Сонця. Використову­ючи явище дифракції світла, він виміряв довжини хвиль спостере­жуваних ліній, що одержали з тих пір назва фраунгоферових.

18 серпня 1868 р. французький астрофізик П’єр Жансен, спо­стерігаючи повне сонячне затемнення, помітив яскраву жовту лі­нію в спектрі Сонця поблизу подвійної лінії натрію. Її приписали невідомому на Землі хімічному елементу гелію (від грецьк. «хе- ліос» — «сонце»). Справді, на Землі гелій був уперше знайдений у газах, що виділялися під час нагрівання мінералу клевеїту, лише 1895 року, так що він цілком виправдав свою «неземну» назву.

Успіхи спектроскопії Сонця стимулювали вчених застосовува­ти спектральний аналіз до вивчення зір. Провідна роль у розвитку зоряної спектроскопії по праву належить італійському астрофізи­ку Анджело Секкі (1818-1878). У 1863-1868 pp. він вивчив спек­три 4 тисяч зір і побудував першу класифікацію зоряних спектрів, розділивши їх на чотири класи. Його класифікація була прийнята всіма астрономами і застосовувалася до введення на початку XX ст. Гарвардської класифікації. Одночасно з Вільямом Хеггінсом Сек­кі виконав перші спектральні спостереження планет, причому він знайшов у червоній частині спектра Юпітера широку темну сму­гу, що належала, як з’ясувалося згодом, метану. Хеггінс вперше одержав і дослідив спектри газових туманностей, що складаються з окремих ліній випромінювання. Це й довело, що вони газові.

Хеггінс уперше вивчив спектр нової зорі, а саме — нової Північ­ної Корони, що спалахнула 1866 p., і встановив наявність навколо зорі газової оболонки, що розширюється. Одним з перших він вико­ристав для визначення швидкостей зір за променем зору принцип Доплера—Фізо (його часто називають ефектом Доплера).

Послідовне застосування принципу Доплера—Фізо в астроно­мії призвело до низки дивовижних відкриттів. 1889 р. директор Гарвардської обсерваторії (США) Едуард Чарлз Пікеринг (1846- 1919) знайшов роздвоєння ліній у спектрі Міцара — усім відомої зорі 2-ї зоряної величини у хвості Великої Ведмедиці. Лінії з пев­ним періодом то зсувалися, то розсувалися. Пікеринг зрозумів, що це швидше за все тісна подвійна система: її зорі настільки близькі одна до одної, що їх не можна розрізнити в жодний телескоп. Од­нак спектральний аналіз дозволяє це зробити. Оскільки швидкості обох зір пари спрямовані в різні сторони, їх можна визначити, ви­користовуючи принцип Доплера—Фізо (а також, звичайно, і пері­од обертання зір у системі).

1900 р. пулковський астроном Арістарх Аполлонович Біло- польський (1854-1934) використовував цей принцип для визна­чення швидкостей і періодів обертання планет. Якщо поставити щілину спектрографа уздовж екватора планети, спектральні лінії будуть нахилені (один край планети до нас наближається, а ін­ший — віддаляється). Застосувавши цей метод до кілець Сатур­на, Білопольський довів, що ділянки кільця обертаються навколо планети за законами Кеплера, а отже, складаються з безлічі окре­мих, не зв’язаних між собою дрібних частинок, як це припускали Джеймс Клерк Максвелл (1831-1879) і Софія Василівна Ковалев- ська (1850-1891).

Приблизно за рік до цих досліджень Білопольський знайшов періодичну зміну променевих швидкостей у цефеїд. Тоді ж Микола Олексійович Умов (1846-1915) висловив думку, що в цьому випад­ку вчені мають справу не з подвійною системою, як тоді вважали, а з пульсацією зорі.

Тим часом астроспектроскопія робила дедалі нові успіхи. 1890 р. Гарвардська астрономічна обсерваторія випустила великий каталог зоряних спектрів, що містив 10 350 зір до 8-ї зоряної вели­чини і до 25° південного схилення. Він був присвячений пам’яті Генрі Дрепера (1837-1882), американського шанувальника астро­номії (за фахом лікаря), піонера широкого застосування фотографії в астрономії. 1872 р. він одержав першу фотографію спектра зорі (спектрограму), а надалі — спектри яскравих зір, Місяця, планет, комет і туманностей. Після виходу першого тому каталогу до нього не раз видавали доповнення. Загальне число вивчених спектрів зір досягло 350 тисяч.

Відкриття основ спектрального аналізу в середині XIX століття справило революцію в астрофізиці. Спектральний аналіз дозволив встановити основні фізичні характеристики космічних тіл: тем­пературу, швидкість руху за променем зору, наявність магнітного поля, хімічний склад і т. д., дозволив судити про процеси, що про­тікають в атмосферах і на поверхні космічних тіл.

Визначення характеристик небесних тіл

За спектром космічних тіл можна визначити їхню температуру. За законом Вина: довжина хвилі, на яку припадає максимум спек­

тральній густини енергетичної світності, обернено пропорційна тем­пературі тіла: де b = 2, 898 10^-3 м К — стала Вина (рис. 6).

За спектром космічних тіл можна визначити їхній хімічний склад. Порівнюючи положення ліній (смуг) поглинання або випро­мінювання в спектрі космічного тіла й еталонних спектрах різних хімічних елементів і сполук, вчені визначають якісний хімічний склад, а за яскравістю (інтенсивністю) ліній і смуг судять про кіль­кісний (відсотковий) уміст кожного елемента або сполуки.

За спектром космічних тіл можна судити про ступінь іонізації і стан його речовини, концентрацію речовини, тиск і масу газу в ту­манності та зорях.

Рис. 6

За спектром космічних тіл можна судити про наявність і по­тужність їхніх магнітних полів, які впливають на електромагнітні хвилі. У результаті кожна лінія в спектрі «розщеплюється» на дві або більше лінії-близнюки (ефект Зеємана—Штарка) (див.рис. 7).

Рис. 7. Розщеплення ліній у спектрі

За спектром космічних об’єктів, які спостерігають як єди­не ціле навіть у найпотужніші телескопи, можна встановити, які з них насправді є системами космічних тіл і з якими характерис­тиками вони як тіло входять в ці системи (їхні спектри просто «на­кладаються» один на інший).

За спектром космічних тіл можна визначити характеристики їхнього руху: наявність і швидкість обертання, напрям і швидкість переміщення в просторі відносно спостерігача, а в ряді випадків і відстань до них.

За принципом Доплера для оптики, під час зближення спосте­рігача із джерелом випромінювання довжини хвиль випроміню­вання коротшають (лінії в спектрі рівномірно зсуваються у фіоле­тову частину спектра), у разі віддалення об’єкта спектральні лінії зсуваються в червону частину спектра.

Обертання космічних тіл встановлюють за регулярним зміщен­ням ліній в обидва кінці від середнього положення. За промене­вими швидкостями окремих областей усередині галактик з їхніх спектрів дізнаються про внутрішні рухи і розподіл мас речовини; за інтенсивністю емісійних ліній — про кількість гарячого газу, особливості його розподілу і швидкості руху усередині галактики. Для далеких галактик величина «червоного зсуву» спектральних ліній пропорційна їх віддаленості:

де λ ₀ — довжина хвилі спектральної лінії, якщо джерело нерухо­

ме, — швидкість за променем зору.

Спектральні прилади

Спектральні прилади дозволяють:

а) розкласти досліджуване випромінювання у спектр і зафіксува­ти положення окремих його ділянок або окремих спектральних ліній;

б) виміряти інтенсивність тієї чи іншої ділянки спектра, тієї чи іншої спектральної лінії.

Спектроскоп — прилад для спостереження оптичних спектрів. Спектрофотометр — прилад для вимірювання оптичних спек­трів за допомогою фотоелектричних приймачів випромінювання.

Монохроматор — прилад для виділення вузьких інтервалів довжин хвиль (частот) оптичного (тобто видимого, інфрачервоного, ультрафіолетового) випромінювання.

Усі перелічені прилади обов’язково мають пристрій, який до­зволяє розкладати випромінювання у спектр — дифракційну ре­шітку або призму.