Спектральний аналіз: відмінності між версіями
[неперевірена версія] | [неперевірена версія] |
Рядок 58: | Рядок 58: | ||
=== Обсерваторії === |
=== Обсерваторії === |
||
Астрономічні дослідження проводять у наукових інститутах, університетах і обсерваторіях. [[Пулківська обсерваторія]] під [[Санкт-Петербург]]ом існує з [[1839]] року і прославилася складанням найточніших зоряних каталогів. У процесі бурхливого розвитку науки в СРСР було побудовано багато інших обсерваторій: [[ |
Астрономічні дослідження проводять у наукових інститутах, університетах і обсерваторіях. [[Пулківська обсерваторія]] під [[Санкт-Петербург]]ом існує з [[1839]] року і прославилася складанням найточніших зоряних каталогів. У процесі бурхливого розвитку науки в СРСР було побудовано багато інших обсерваторій: [[:ru:Специальная астрофизическая обсерватория РАН|Спеціальна астрофізична обсерваторія]] [http://w0.sao.ru/ www] на Північному Кавказі, [[Кримська астрофізична обсерваторія|Кримська]] [http://www.crao.crimea.ua/ www] (поблизу [[Сімферополь|Сімферополя]]), [[:ru:Бюраканская астрофизическая обсерватория|Бюраканська]] [http://bao.am/ www] (поблизу [[Єреван]]а), [[:ru:Абастуманская астрофизическая обсерватория|Абастуманська]] [http://www.genao.org/ www] (поблизу [[Боржомі]]), [[Головна астрономічна обсерваторія НАН України|Голосіївська]] [http://www.mao.kiev.ua/ wwww] (у [[Київ|Києв]]і), [[:ru:Шемахинская астрофизическая обсерватория|Шемахінська]] [http://www.shao.az/ www] (поблизу [[Баку]]) обсерваторії, [[Харківська астрономічна обсерваторія|Харківська]], [[Миколаївська обсерваторія|Миколаївська]] [http://www.mao.nikolaev.ua/rus/main.html www] та [[Сімеїзька обсерваторія|Сімеїзька]] обсерваторії як філіали Пулківської. Найбільшими інститутом був [[:ru:Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга|Астрономічний інститут імені П. К. Штернберга]] при [[МДУ]] та [[Інститут теоретичної астрономії]] [[Академія наук СРСР|Академії наук]] [[Російська Федерація|Російської Федерації]] у Санкт-Петербурзі. |
||
Обсерваторії звичайно спеціалізуються на проведенні певних видів астрономічних досліджень. Тому вони оснащені різними типами телескопів та інших приладів, призначених, наприклад, для визначення точного положення зір на небі, вивчення Сонця або розв'язання інших наукових завдань. |
Обсерваторії звичайно спеціалізуються на проведенні певних видів астрономічних досліджень. Тому вони оснащені різними типами телескопів та інших приладів, призначених, наприклад, для визначення точного положення зір на небі, вивчення Сонця або розв'язання інших наукових завдань. |
||
Часто для вивчення небесних об'єктів їх фотографують за допомогою спеціальних телескопів. Положення зір на одержаних негативах вимірюють відповідними приладами в лабораторії. [[Негатив]]и, що зберігаються в обсерваторії, утворюють «скляну фототеку». Досліджуючи астрономічні фотографії, можна виміряти величину потоків випромінювання від зір, планет та інших космічних об'єктів. Для високоточних вимірювань енергії світлових потоків використовують фотоелектричні [[фотометр]]и. У них світло від зорі, зібране об'єктивом телескопа, спрямовується на світлочутливий шар електронного вакуумного приладу — фотопомножувача, в якому виникає слабкий струм, що його підсилюють та реєструють спеціальні електронні прилади. Пропускаючи світло через спеціально дібрані кольорові світлофільтри, астрономи кількісно із великою точністю оцінюють колір об'єкта. А за допомогою |
Часто для вивчення небесних об'єктів їх фотографують за допомогою спеціальних телескопів. Положення зір на одержаних негативах вимірюють відповідними приладами в лабораторії. [[Негатив]]и, що зберігаються в обсерваторії, утворюють «скляну фототеку». Досліджуючи астрономічні фотографії, можна виміряти величину потоків випромінювання від зір, планет та інших космічних об'єктів. Для високоточних вимірювань енергії світлових потоків використовують фотоелектричні [[фотометр]]и. У них світло від зорі, зібране об'єктивом телескопа, спрямовується на світлочутливий шар електронного вакуумного приладу — фотопомножувача, в якому виникає слабкий струм, що його підсилюють та реєструють спеціальні електронні прилади. Пропускаючи світло через спеціально дібрані кольорові світлофільтри, астрономи кількісно із великою точністю оцінюють колір об'єкта. А за допомогою [[спектрограф]]ів визначають хімічний склад космічних об'єктів. |
||
=== Радіотелескопи === |
=== Радіотелескопи === |
Версія за 07:30, 29 травня 2009
Ця стаття в процесі редагування певний час. Будь ласка, не редагуйте її, бо Ваші зміни можуть бути втрачені. Якщо ця сторінка не редагувалася кілька днів, будь ласка, приберіть цей шаблон. Це повідомлення призначене для уникнення конфліктів редагування. Останнє редагування зробив користувач Dim Grits (внесок, журнали) о 07:30 UTC (7842837 хвилин тому). |
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, грунтується на явищі дисперсії світла. Традиційно розмежовують:
- атомарний та молекулярний спектральний аналіз,
- «емісійний» — за спектром випромінення та «абсорбційний» — за спектром поглинання,
- «масс-спектрометричний» — за спектром масс атомарних чи молекулярних іонів.
Історія
Спектральний аналіз за оптичними спектрами атомів був запропонований у 1859 році Г. Кірхгофом та Р. Бунзеном[1]. За його допомогою 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 Пенсільванія (США) надрукував наукову працю[2], що описувала спектральні властивості 12 металів .
Принцип дії
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 по відносній або абсолютній інтенсивності ліній або смуг у спектрах.
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.
Застосування
Найважливішим джерелом інформації про більшість небесних об'єктів є їхнє випромінювання. Дістати найбільш цінні й різноманітні 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.
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.
Як відомо, світло поширюється у вигляді електромагнітних хвиль.
Кожному кольору відповідає пев"а 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 приймаються приймачами інфрачервоного випромінювання, наприклад спеціальними фотопластинками.
Для одержання спектрів застосовують прилади, які називаються спектроскопом і спектрографом (мал. 38). У спектроскоп спектр розглядають, а спектрографом його фотографують. Фото-, графія спектра називається спектрограмою.
Нині в астрофізиці використовують і складніші прилади для спектрального аналізу різних видів випромінювання.
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 газу.
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 особливо яскраві дві жовті лінії.
Лінійчастий спектр поглинання дають гази й пара, якщо за ними міститься яскраве джерело, то дає неперервний спектр. Спектр поглинання — це неперервний спектр, перерізаний темними лініями саме в тих місцях, де мають бути яскраві лінії, властиві даному газу (мал. 39). Наприклад, дві темні лінії поглинання пари натрію 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 агмг-сферу зір. Тому спектри Сонця і зір — це спектри поглинання.
Швидкості руху небесних світил відносно Землі за променями зору (променеві швидкості) визначають за допомогою спектра
Мал. 40. Спектри: 1 — Сонце. 2 — водень, 3 — гелій, 4 — Сіріус, 5 — а Оріон.
мого аналізу на основі ефекту Доплера: якщо джерело світла і спостерігач зближаються, то довжини хвиль, що визначають положення спектральних ліній, укорочуються, а при їх взаємному віддаленні довжини хвиль збільшуються. Ця залежність виражається формулою
де v — променева швидкість відносно руху з урахуванням її знака (мінус при зближенні), l0 — довжина хвилі при нерухомому джерелі, l, — довжина хвилі під час руху джерела і с — швидкість світла. Інакше кажучи, із зближенням спостерігача і джерела світла лінії спектра змішуються до його фіолетового кінця, а з віддаленням — до червоного.
Діставши спектрограму світила, над нею і під нею вдруковують спектри -орівняння від земного джерела випромінювання (мал. 41). Спектр порівняння для нас нерухомий, і відносно нього можна визначати зміщення ліній спектра зорі на спектрограмі. Навіть швидкості небесних тіл (звичайно десятки й сотні кілометрів за секунду) зумовлюють настільки малі зміщення (соті або десяті частки міліметра), що "їх можна виміряти на спектрограмі тільки під мікроскопом. Щоб з'ясувати, якій зміні довжини хвилі це відповідає, треба знати масштаб спектра — на скільки змінюється довжина хвилі, якщо ми просуваємося вздовж спектра на 1 мм. Підставивши у формулу значення величин l, l0 і с = 300 000 км/с, визначають променеву швидкість руху світила v.
За спектром можна знайти й температуру світного об'єкта. Коли тіло розжарене до червоного, у його суцільному спектрі найяскравіша червона частина. Якщо його нагрівати далі, ділянка найбільшої яскравості у спектрі змішується в жовту, потім у зелену частину і т. д. Це явище описується законом зміщення Віна, який показує залежність положення максимуму у спектрі випромінювання від температури тіла. Знаючи цю залежність, можна встановити температуру Сонця і зір. Температуру планет і температуру зір визначають також за допомогою спеціально створених приймачів інфрачервоного випромінювання.
Обсерваторії
Астрономічні дослідження проводять у наукових інститутах, університетах і обсерваторіях. Пулківська обсерваторія під Санкт-Петербургом існує з 1839 року і прославилася складанням найточніших зоряних каталогів. У процесі бурхливого розвитку науки в СРСР було побудовано багато інших обсерваторій: Спеціальна астрофізична обсерваторія www на Північному Кавказі, Кримська www (поблизу Сімферополя), Бюраканська www (поблизу Єревана), Абастуманська www (поблизу Боржомі), Голосіївська wwww (у Києві), Шемахінська www (поблизу Баку) обсерваторії, Харківська, Миколаївська www та Сімеїзька обсерваторії як філіали Пулківської. Найбільшими інститутом був Астрономічний інститут імені П. К. Штернберга при МДУ та Інститут теоретичної астрономії Академії наук Російської Федерації у Санкт-Петербурзі.
Обсерваторії звичайно спеціалізуються на проведенні певних видів астрономічних досліджень. Тому вони оснащені різними типами телескопів та інших приладів, призначених, наприклад, для визначення точного положення зір на небі, вивчення Сонця або розв'язання інших наукових завдань.
Часто для вивчення небесних об'єктів їх фотографують за допомогою спеціальних телескопів. Положення зір на одержаних негативах вимірюють відповідними приладами в лабораторії. Негативи, що зберігаються в обсерваторії, утворюють «скляну фототеку». Досліджуючи астрономічні фотографії, можна виміряти величину потоків випромінювання від зір, планет та інших космічних об'єктів. Для високоточних вимірювань енергії світлових потоків використовують фотоелектричні фотометри. У них світло від зорі, зібране об'єктивом телескопа, спрямовується на світлочутливий шар електронного вакуумного приладу — фотопомножувача, в якому виникає слабкий струм, що його підсилюють та реєструють спеціальні електронні прилади. Пропускаючи світло через спеціально дібрані кольорові світлофільтри, астрономи кількісно із великою точністю оцінюють колір об'єкта. А за допомогою спектрографів визначають хімічний склад космічних об'єктів.
Радіотелескопи
Після того як було виявлено космічне радіовипромінювання, для його приймання створили радіотелескопи різних систем. Антени деяких радіотелескопів схожі на звичайні рефлектори. Вони збирають радіохвилі у фокусі металевого вогнутого дзеркала, яке можна зробити ґратчастим і величезних розмірів — діаметром у десятки метрів.
Інші радіотелескопи — це величезні рухомі рами, на яких паралельно один одному закріплені металеві стержні або спіралі. Радіохвилі, що надходять, збуджують у них електромагнітні коливання, які після підсилення потрапляють на дуже чутливу приймальну радіоапаратуру для реєстрації радіовипромінювання об'єкта. Є радіотелескопи, що складаються із системи окремих антен, віддалених одна від одної (іноді на багато сотень км), за допомогою яких проводять одночасні спостереження космічного радіоджерела. Такий спосіб дає змогу дізнатися про структуру радіоджерела й виміряти його кутовий розмір, навіть коли він у багато разів менший за кутову секунду.
Уявлення про небесні тіла та їхні системи надзвичайно збагатилися після того, як почали вивчати їхнє радіовипромінювання.
Позаатмосферна астрономія
Дослідження за допомогою космічної техніки займають особливе місце серед методів вивчення небесних тіл і космічного середовища. Початок було покладено запуском у СРСР у 1957 році першого в світі штучного супутника Землі. Космічні апарати дали змогу здійснювати дослідження в усіх діапазонах довжин хвиль електромагнітного випромінювання. Тому сучасну астрономію часто називають всехвильовою. Позаатмосферні спостереження дають змогу приймати в космосі випромінювання, які поглинає або дуже змінює земна атмосфера: далекі ультрафіолетові, рентгенівські й інфрачервоні промені, радіовипромінювання деяких довжин хвиль, що не доходять до Землі, а також корпускулярні випромінювання Сонця та інших тіл. Дослідження цих, раніше недоступних видів випромінювання зір і туманностей, міжпланетного та міжзоряного середовища дуже збагатили наші знання про фізичні процеси у Всесвіті. Зокрема, було відкрито невідомі раніше джерела рентгенівського випромінювання — рентгенівські пульсари.
Багато інформації про природу найвіддаленіших від нас тіл та їх систем також здобуто завдяки дослідженням, виконаним за допомогою встановлених спектрографів на різних космічних апаратах.
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). (англ.)
- 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.)
- 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.)
- 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.)
- Retcofsky, H. L. Spectrum Analysis Discoverer, Spectroscopy Society of Pittsburgh, PA 80 (2003): 1003. (англ.)
Див. також
Посилання
Це незавершена стаття з фізики. Ви можете допомогти проєкту, виправивши або дописавши її. |