Страница 22 из 161
Он хотел улучшить ахроматические линзы (линзы, свободные от эффектов дисперсии), которые изучал английский оптик Джон Доллонд (17061761). В 1756 г. Доллонд сложил вместе два стекла с почти противоположными силами дисперсии, с целью исключить хроматическую аберрацию. Большой трудностью было измерить силу дисперсии разных стекол, используемых для изготовления линз. Фраунгофер, занимаясь измерениями с призмами из различных стекол, и открыл темные линии в солнечном спектре.
Его открытие явилось предшественником того, что позднее было названо спектральным химическим анализом. Началом можно считать 1826 г., когда Вильям Тальбот (18001877) обнаружил точную связь между спектром свечения пламени и вещества, содержащегося в нем. Он предположил, что цвет пламени можно использовать вместо продолжительного химического анализа для установления природы горящего вещества.
Рљ началу XIX РІ. века были успешно разработаны инструменты (спектроскопы), нужные для измерения структуры спектров СЃ необходимой точностью Рё методы измерения длин волн. Рто произошло РІ значительной мере благодаря работам Фраунгофера Рё Френеля. Таким образом, предположение Тальбота могло быть практически реализовано.
Рис. 9 показывает простейший спектроскоп, подобный тем, что все еще используются в школах. Основной частью прибора является стеклянная призма, помещенная между двумя небольшими телескопами. Один из них снабжен узкой (регулируемой) щелью, через которую исследуемый свет (пламя на рисунке) попадает на призму. Второй телескоп собирает разложенный свет. �спользуется еще и третий телескоп, который является просто трубкой, на конце которой располагается штрихи шкалы, подсвечиваемой извне. Штрихи шкалы проектируются на спектр, что позволяет определять положение линий.
Рис. 9. Старинная модель спектроскопа с бунзеновской горелкой
Решающий, заключительный шаг, РІ отношении спектрального химического анализа приписывается ученым РёР· Гейдельбергского университета С…РёРјРёРєСѓ Роберту Бунзену (18111899) Рё физику Густаву Кирхгофу (18241887), которые вместе работали над этой проблемой РІ 18601861 РіРі. РћРЅРё построили стандартный РїСЂРёР±РѕСЂ для анализа спектров элементов, входящих РІ состав солей, которые вносились РІ пламя (использовалась горелка Бунзена газовая горелка, РІ которой сжигалось исследуемое вещество). РћРЅРё открыли, что СЏСЂРєРёРµ линии спектра раскаленных солей металлов являются характерными для определенного металла. Первым практическим доказательством огромных возможностей спектрального анализа для изучения химического состава веществ было открытие новых элементов: цезия Рё СЂСѓР±РёРґРёСЏ. Р�спользуя эту экспериментальную методику, РљРёСЂС…РіРѕС„ идентифицировал РјРЅРѕРіРёРµ темные линии Фраунгофера. Например, D-линия принадлежит натрию (СЂРёСЃ. 10). Давид Брюстер (17811868) РІ 1832 Рі. уже РѕР±СЉСЏСЃРЅСЏР» происхождение темных линий солнечного спектра тем, что свет, испускаемый горячей поверхностью Солнца, прежде, чем достигнуть Земли, РїСЂРѕС…РѕРґРёС‚ через внешнюю более холодную атмосферу Солнца, компоненты которой поглощают практически РЅР° тех же длинах волн, которые испускаются РїСЂРё более высокой температуре. Таким образом, темная линия появляется там, РіРґРµ должна была Р±С‹ быть яркая линия, если Р±С‹ РЅРµ было атмосферы. Например, пары натрия (легко получаемые добавлением РІ пламя горелки обычной поваренной соли) испускают характерный желтый свет, образуемый РґРІСѓРјСЏ СѓР·РєРёРјРё Рё близкими РґСЂСѓРі Рє РґСЂСѓРіСѓ линиями (D -линия). Где Р±С‹ РЅРё появлялись РІ спектре эти линии, РјС‹ можем СЃ уверенностью утверждать, что РІ источнике спектра содержится натрий. Ртот мощнейший метод химического анализа позволяет обнаруживать минимальные следы вещества Рё РЅРµ зависит РѕС‚ расстояния РґРѕ исследуемого объекта, позволяя, например, исследовать звезды.
Длины волн излучения, которое испускается веществом, может также Рё поглощаться РёРј РЅР° тех длинах волн. Если, например, РјС‹ посылаем интенсивный свет, содержащий РІСЃРµ видимые длины волн (непрерывный спектр излучения), через пламя РІ котором сгорает натрий, то РІ пропущенном свете обнаружится отсутствие длин волн, соответствующих РґРІСѓРј желтым линиям D-линии натрия. Р’ спектре РґРІРµ темные линии появляются РІ тех местах, РІ которых наблюдаются РґРІРµ СЏСЂРєРёРµ линии РІ спектре излучения. Рто объяснение применимо РЅРµ только для нашего Солнца, РЅРѕ Рё для любой звезды. Действительно, темные линии, подобные тем, что Фраунгофер наблюдал РІ солнечном спектре, наблюдаются Рё РІ спектрах звезд, Рё положение этих линий указывает, какие длины волн поглощаются веществами РІ звездных атмосферах, что позволяет определить эти вещества.