Спектральний аналіз

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Розкладення тригранною скляною призмою потоку білого світла на різнокольоровий спектр

Спектральний аналіз — сукупність методів визначення складу (наприклад, хімічного) об'єкта, заснований на вивченні спектрів взаємодії матерії з випромінюванням: спектри електромагнітного випромінювання, радіації, акустичних хвиль, розподілу за масою та енергією елементарних частинок та інше. Спектральний аналіз ґрунтується на явищі дис­персії світла. Традиційно розмежовують:

Принцип дії[ред.ред. код]

Атоми кожного хімічного елемента мають певні резонансні частоти, внаслідок чого саме на цих частотах вони випромінюють або поглинають світло. Це призводить до того, що в спектроскопі на спектрах видимі лінії (темні або світлі) в певних місцях, характерних для кожної речовини. Інтенсивність ліній залежить від кількості речовини і її стану. У кількісному спектральному аналізі визначають зміст досліджуваної речовини за відносною або абсолютною інтенсивністю 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 райдужну смужку, що називається спектром. У спектрі всі кольори розміщені завжди в певному порядку. Світло поширюється у вигляді електромагнітних хвиль.

Кожному кольору відповідає певна 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 сприй­маються приймачами інфрачервоного випромінювання, наприклад спеціальними фотопластинками.

Оптичний спектральний аналіз характеризується відносною простотою виконання, відсутністю складної підготовки проб до аналізу, незначною кількістю речовини (10—30 мг), необхідної для аналізу на велике число елементів. Атомарні спектри (поглинання або випуску) одержують переведенням речовини в пароподібний стан шляхом нагрівання проби до 1 000—10 000 °C. Як джерела збудження атомів при емісійному аналізі електропровідних матеріалів застосовують іскру, дугу змінного струму; при цьому пробу розміщають у кратері одного з вугільних електродів. Для аналізу розчинів широко використовують полум'я або плазму різних газів.

Історія[ред.ред. код]

Ідентифікація хімічних елементів за оптичними спектрами атомів була запропонована у 1859 році Г. Кірхгофом та Бунзеном[1]. За допомогою спектрального аналізу гелій (He) був відкритий на Сонці раніше ніж на Землі. Але ще у 1854 році доктор Девід Альтер (англ. David Alter), науковець з міста Фріпорт, штату Пенсильванія (США) надрукував наукову працю[2], що описувала спектральні властивості 12 металів .

Різновиди[ред.ред. код]

Розрізнюють атомний і молекулярний, а також якісний і кількісний С.а. Атомний С.а здійснюють за оптичними і рентгенівськими (пулюєвими) спектрами. Для молекулярного С.а використовують молекулярні спектри поглинання в ІЧ-, видимій та УФ- областях спектра. Серед методів С.а – атомно-абсорбційний аналіз, атомно-флуоресцентний аналіз, лазерний спектральний аналіз, метод рентгенівської (пулюєвої) флуоресценції, атомний емісійний і інш. С.а. широко застосовують в ряді галузей, зокрема металургії, геології, при розробці технологій збагачення корисних копалин тощо. В гірн. справі і геології – для встановлення хім. складу гірських порід, руд, мінералів, технологічної проб у процесі їх збагачення і переробки, в геохім. дослідженнях. Напр., атомний емісійний С.а. застосовується на всіх стадіях пошукових і розвідувальних робіт, при вивченні родовищ, в мінералогічних дослідженнях для визначення понад 70 елементів при їх вмісті в речовині від 10-4-10-5 % до десятків % з можливістю одночасного визначення в кожній пробі до 40 елементів. Рент¬генівська флуоресценція використовується для визначення елементів (з ат.н. понад 10) при концентраціях від 10-4 % до десятків %. За спектрами люмінесценції заморожених розчинів досліджуваної речовини вдається визначити ароматичні сполуки з межами реєстрації 10-6%. У геології нафт при вивченні їх складу, дослідженні мінералів і шліфів ефективно застосовується молекулярний С.а.

Застосування[ред.ред. код]

В астрономії[ред.ред. код]

Най­важливішим джерелом інформації про більшість космічних об'єктів є їхнє випроміню­вання. Дістати найцінніші й найрізноманітніші відомості про тіла дає змогу спектральний аналіз їхнього випромінювання. За допо­могою цього методу можна встановити якісний і кількісний хіміч­ний склад світила, його температуру, наявність 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:

  • Суцільний, або неперервний спектр у вигляді райдужної смужки дають непрозорі розжарені тіла (вугілля, нитка електро­лампи) і досить протяжні густі маси газів.
  • 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 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 натрію (Na) містяться в жовтій частині спектра.

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.

Сонце і зорі оточені газовими атмосферами. Неперервний спектр їхньої видимої поверхні перетинається темними лініями поглинання, які виникають, коли проміння проходить через атмосферу зірок. Тому їхні спектри — це спектри поглинання.

Швидкості руху небесних світил відносно Землі за променями зору (променеві швидкості) визначають за допомогою спектрального аналізу на основі ефекту Доплера: якщо джерело світла і спостерігач зближаються, то довжина хвилі, що визна­чається розташуванням спектральних ліній, скорочується, а при їхньому вза­ємному віддаленні довжина хвилі збільшується. Ця залежність подається формулою:

\lambda = \frac{\left({c-v}\right)}{f_0}

де ν — променева швидкість руху з урахуванням зна­ка (мінус при зближенні);

Інакше кажучи, із зближенням спостерігача і джерела світла лінії спектра зсуваються до його фіолетового кінця, а з від­даленням — 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 мікроскопом. 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 мм.

За спектром можна знайти й температуру світного об'єкта. Коли тіло розжарене до червоного кольору, 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 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[ред.ред. код]

  1. Kirchhoff, G. R.; Bunsen, R. Ann. Phys. (1860): pages 110, 160. (англ.)
  2. 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. (англ.)

Література[ред.ред. код]

  1. 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). (англ.)
  2. 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—214. (англ.)
  3. 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—125. (англ.)
  4. Johnson, Allen, ed.; Garraty, John and James, Edward, Eds. Dictionary of American Biography; Supplement Four. New York, NY: Charles Scribner's Sons, 1974, page 230. (англ.)
  5. Retcofsky, H. L. Spectrum Analysis Discoverer, Spectroscopy Society of Pittsburgh, PA 80 (2003): 1003. (англ.)

Див. також[ред.ред. код]

Посилання[ред.ред. код]


Фізика Це незавершена стаття з фізики.
Ви можете допомогти проекту, виправивши або дописавши її.