Значение СПЕКТРАЛЬНЫЙ АНАЛИЗ в Энциклопедическом словаре Брокгауза и Евфрона

СПЕКТРАЛЬНЫЙ АНАЛИЗ

Содержание статьи. I. Свечение тел. Спектр лучеиспускания. Солнечный спектр. Фраунгоферовы линии. Призматический и дифракционный спектры. Цветорассеяние призмы и решетки. — II. Спектроскопы. Коленчатый и прямой спектроскоп ? vision directe. Разрешающая сила призмы и решетки. Чистота спектра. Сложные спектроскопы (Броунинга, Толлона). Спектроскоп с оптическими сетками. Ступенчатый спектроскоп. Градуировка спектроскопических шкал. Спектроскопия невидимых лучей (инфракрасных и ультрафиолетовых лучей). — III. Способы получения спектров лучеиспускания. Типы спектров лучеиспускания. Открытие спектрального анализа. Спектры поглощения. Обращенные спектры. Закон Кирхгофа. Ограничение его. Формулы, выражающие лучеиспускание твердого тела. — IV. Влияние различных условий на спектры лучеиспускания и поглощения. Влияние температуры, давления, плотности, растворителя, толщины слоя. Влияние скорости движения светового источника (принцип Доплера-Физо). Влияние магнитного поля (явление Цемана). — V. Закономерность в распределении спектральных линий. Формулы: Бальмера, Кайзера и Рунге. Связь между спектрами различных элементов. — VI. Приложение спектрального анализа к астрономии. Солнечный спектроскоп. Коронограф. Спектрогелиограф. Звездный спектроскоп. Удваивающий спектроскоп Цельнера. — VII. Приложение спектрального анализа к технической химии и медицине. Микроспектроскоп. Спектрофотометр Фирордта. — VIII. Литература. С. анализ представляет собой оптический метод исследования химического состава тел и физического их состояния (температуры, скорости движения и пр.). Открытый в 1859 г. совместными усилиями профессорами химии и физики гейдельбергского университета Бунзена (Bunsen) и Кирхгофа (Kirchhoff), С. анализ не только дал возможность открыть новые химические элементы (цезий, рубидий, индий, таллий, галлий и гелий), но и содействовал возникновению нового научного отдела — астрофизики. В своем непрерывном развитии С. анализ, расширяя области научного исследования, достиг уже таких результатов, с помощью которых мы точнее можем определять качества атомов и частиц, их взаимные соотношения и причины излучения телами световой энергии. b61_170-3.jpg Табл. I. СПЕКТРЫ ЛУЧЕИСПУСКАНИЯ И ПОГЛОЩЕНИЯ (по шкале Бунзена и Кирхгофа). Объяснение к табл. I. 1) Солнечный спектр (H1H2 соответствует HK на рис. 1. Табл. II; звезда II типа). 2) Спектр Сириуса (звезда I типа). 3) Спектр Геркулеса (звезда III типа). 4) Спектр водорода. 5) Спектр азота. 6) Спектр рубидия. 7) Спектр цезия. 8) Спектр поглощения крови (оксигемоглобина). 9) Спектр поглощения хлорофилла. b61_170-4.jpg Табл. II. СПЕКТРЫ ЛУЧЕИСПУСКАНИЯ И ПОГЛОЩЕНИЯ (шкала по длине световых волн). Объяснение к табл. II. 1) Спектр солнечный (фотосфера). 2) Спектр солнечного края (хромосферический). 3) Спектр аргона (слева по порядку: 4 и 5 характерные линии спектра неона, 7 и 14 — спектра ксенона и 8 — самая яркая спектра криптона). 4) Спектр гелия. 5) Спектр натрия. 6) Спектр калия (наиболее яркая 1-я слева). 7) Спектр магния. 8) Спектр лития. 9) Спектр поглощения хлористого дидимия. I. Свечение тел. Возбуждение в телах световой энергии происходит обыкновенно за счет тепловой энергии движения молекул тел. Большинство твердых тел уже при температурах около 500° Ц. дает заметно красные и желтые лучи. С дальнейшим повышением температуры тела испускаются новые лучи с более короткими волнами, а прежние лучи увеличиваются в своей яркости. Но существует целый ряд условий, при которых тела испускают свет, хотя явно отсутствует высокая температура. Достаточно упомянуть случаи фосфоресценции, электрических тихих разрядов в гейслеровских трубках и т. д. Все эти случаи свечения, т. е. образования световой энергии непосредственно за счет форм энергии иной, чем теплота, названы в последнее время люминесценцией. Всякий предмет, испускающий белый свет, при рассматривании через призму дает радужную полосу, спектр лучеиспускания. Ньютон в 1666 г. первый показал на опыте, что белый солнечный свет, падающий из небольшого круглого отверстия на прозрачную стеклянную призму, преломляясь в ней, разлагается на пучки цветных лучей, образуя на белом экране — спектр. Изменяя материал для призм (при той же форме и размерах опыта) можно значительно изменять длину спектра (см. Светорассеяние). Вульстен, а затем в 1814 г. Фраунгофер доказали, что при опыте с одной и той же призмой — характер солнечного спектра может изменяться, в зависимости от размеров отверстия, и что при узкой щели, расположенной параллельно ребру призмы, спектр хотя становится менее ярким, но зато делается более резким и отчетливым. Оказывается, что солнечный спектр по всей длине покрыт множеством темных линий различных по толщине и темноте, но расположенных параллельно щели и ребру призмы. Эти фраунгоферовы линии и послужили, как увидим дальше, опорой, на которой построено современное учение о спектрах. Фраунгоферу же наука обязана и открытием другого способа получения спектров — посредством так называемой дифракционной оптической сетки (см. Дифракция). Призматический и дифракционный спектры имеют существенное различие (ср. табл. I, 1 и табл. II, 1). При одной и той же длине солнечного спектра между фраунгоферовыми линиями A и H менее преломляемые призмой лучи (красные, оранжевые) сильнее сжаты, нежели синие, фиолетовые; в дифракционном С. распределение более равномерно. Наиболее яркая часть (желто-зеленая D) призматического спектра удалена от A на 1/4 всей длины AH, а в дифракционном спектре D находится на середине видимого спектра. Также заметно различаются и формулы для наименьшего отклонения луча в призме и в сетке. В статье Призма было указано, что наименьшее отклонение цветного однородного луча от первоначального пути связано с показателем преломления луча и с преломляющим углом призмы простой зависимостью: b61_157-0.jpg В статье Светорассеяние было уже указано, что между nD и ?D существует определенная зависимость, так называемая формула дисперсии: nD = A + B?D—2.. .(2). Совокупность этих формул (1) и (2) позволяет выразить сложную зависимость между наименьшим углом отклонения для определенного цветного луча и длиной волны этого луча. С другой стороны, подобным же образом соответственное минимальное отклонение ?' того же самого цветного однородного луча связано просто с элемент. сетки (т. е. числом штрихов на 1 мм), с номером порядка спектра и с длиной волны: ?D = \[2(a + b)/m\]Sin?'/2.. .(3). Чтобы точнее определить цветорассеивающую способность призмы и решетки для определенного рода цветных лучей (с длиной волны ?), пользуются особыми величинами, так называемыми коэффициентами дисперсии как для призмы, так и для решетки. Если через d?' обозначить элементарный угол между двумя соседними выходящими из призмы лучами, отличающимися по длине своих волн на малую величину d?, а по показателю преломления на dn и находящихся в min. отклонения, то коэффициентом дисперсии призмы называется величина: b61_158-1.jpg В дифракционной отражательной сетке коэффициентом дисперсии называют другую величину (i — угол падения, ?' — угол между падающим лучом и отраженным): b61_158-2.jpg которая увеличивается с порядком спектра, с числом штрихов в 1 мм и с увеличением угла между осью зрительной трубы и нормалью сетки. При трубе, установленной по нормали к сетке, d?'/d? = mn, хотя и наименьшая, но постоянная величина, а это имеет большое значение для многих С. исследований. II. Спектроскопы. Для наблюдения спектров световых источников со времени исследований Кирхгофа и Бунзена пользуются особыми приборами, которые называются спектроскопами. Простой коленчатый спектроскоп Кирхгофа и Бунзена представлен на фиг. I, 1 и 2. b61_158-3.jpg Фиг. I. Главные части его: 1) коллиматор А; 2) призма (система из нескольких призм — простых или сложных, оптическая решетка); 3) зрительная труба B; 4) приспособление (С), для измерения относительного расстояния С. линий. Коллиматор (прямолинейная узкая щель в фокусе ахроматического собирательного стекла) служит для получения от световых источников пучка параллельных лучей, падающих на призму или решетку. Призма или сетка — самые главные части; они служат исключительно для цветорассеивания лучей, для образования спектра. Обыкновенная зрительная труба — вспомогательная часть прибора — служит для увеличения спектра и в некоторых случаях может быть совершенно исключена (например, в карманном спектроскопе Броунинга). Для определения относительного расстояния между различными полосами и линиями спектров пользуются чаще всего вспомогательным коллиматором C, в котором щель заменена полупрозрачной пластинкой с делениями (шкала). Освещая шкалу свечой или газовой горелкой, направлять коллиматор C так, чтобы параллельные лучи, вышедшие из C на грань P призмы, могли отражаться от этой грани в зрительную трубу. В этом случае легко увидеть над спектром изображение шкалы с делениями и цифрами. При точных измерениях пользуются микрометрическими винтами (микрометренный окуляр, микрометрический винт, перемещающий или зрительную трубу из одной части спектра в другую, или самую призму при неподвижной зрительной трубе). Для одновременного сравнения спектров от двух источников света (например, цветных бунзеновских пламеней) пользуются особой вспомогательной призмочкой ab, устанавливаемой перед щелью mn коллиматора C (как на фиг. I, 3 и 4). Лучи от источника, расположенного сбоку грани а, претерпевая в призмочке полное внутреннее отражение (фиг. I, 4), входят в нижнюю часть коллиматора одновременно с лучами источника, расположенного прямо перед верхней половиной щели. При таких условиях можно получить два спектра, расположенных друг над другом, и рядом со шкалой. b61_170-5.jpg Табл. III. СПЕКТРАЛЬНЫЙ АНАЛИЗ. СПЕКТРОСКОПЫ. 1. Спектроскоп Броунинга. 2. Микроспектроскоп Цейса. 3. Маленький прямой спектроскоп (? vision directe) со шкалой. 4. Большая модель прямого спектроскопа. 5. Разрез малого прямого спектроскопа. 6. Спектрофотометр Фирордта. 7. Солнечный спектроскоп Броунинга с переменной дисперсией. 8. Главная часть спектроскопа (echelon) Михельсона. Спектроскоп Толлона. 10. То же — ход лучей. 11. Спектрограф Роуланда. 12. Отражательная сетка Роуланда. 13. Гейслеровы (плюкеровы) трубки. 14. Индукционная спираль Румкорфа, трубка Делошанеля и маленький спектроскоп. 15. Спектрометр. Прямой спектроскоп (? vision directe), изображенный на фиг. 4 табл. III, состоит из обыкновенного коллиматора ES со щелью S, зрительной трубы F, сложной системы призм P (с чередующимися призмами из кронгласа и флинтгласа), как показано на фиг. 5 табл. III, и коллиматора s со шкалой; дисперсия системы получается от избытка дисперсии флинта над дисперсией кронгласа. С помощью винта Х можно отклонять зрительную трубу около вертикальной оси в ту или другую сторону от главного направления — оптической оси коллиматора. Обыкновенно прибор собран так, чтобы, при положении оптической оси зрительной трубы на главном направлении, можно было видеть в середине поля зрения зеленую часть спектра, соответственную фраунгоферовой линии E солнечного спектра. В карманном спектроскопе (фиг. 3 и 5 табл. III) зрительной трубы нет и наблюдатель, приспособляясь к своему зрению, перемещает трубку R со сложной системой призм P и стеклом C в другой трубке, на конце которой установлена щель S, до тех пор, пока не увидит резкого спектра. К такой перемещающейся трубке присоединяют сбоку шкалу; соответственно освещенная шкала, с помощью прямоугольной призмы с полным внутренним отражением, видна одновременно со спектром (см. фиг. 3 табл. III). Прежде чем перейти к описанию некоторых сложных спектроскопов, необходимо выяснить себе цель их устройства и те качества, которые придают этим приборам высокую чувствительность и большую точность. Приобретая спектроскоп, ученый исследователь в настоящее время желает, прежде всего, гарантировать в спектроскопе определенную разрешающую силу его, разумея под этими словами его способность отчетливо отделять в спектре друг от друга два соседних пучка, отличающихся по длине волны на очень малую ее часть. Обыкновенно принято за единицу разрешающей силы считать такую силу прибора, при которой можно отличить в спектре два рода лучей, различающихся по длине волны на 1/1000 волны, например, наверняка отделить две желтые натронные линии, соответственные фраунгоферовым линиям D1 и D2 (различаются на 0,001?). Такая разрешающая сила, и по теории, и по опыту, зависит, однако, не только от дисперсии призмы или системы призм или сетки, но в значительной степени обусловливается и их (призм и сеток) размерами. При какой угодно дисперсии призм можно получить прибор с произвольной разрешающей силой. Для получения спектроскопа с большой разрешающей силой, при слабом цветорассеивании (дисперсии) призмы (например, из кронгласа) или дифракционной сетки (небольшое число штрихов в 1 мм, например 50) необходимо только взять для такого прибора призмы, сетки и объективы больших размеров. С другой стороны, чрезвычайно легко получить прибор и при большой дисперсии, но со слабой разрешающей силой; достаточно только ограничить размер призм, сетки и объективов очень малыми величинами. На эти обстоятельства впервые обращено внимание Райле (Rayleigh) в его замечательной статье: "Investigations in optics" ("Phil. Magazine" за 1879, 1880 года). По Райле, разрешающая сила (R= ?//d?) спектроскопа с одной простой призмой может быть выражена формулой: 1000R = — (t2—t1)dn/d? где через t2 и t1обозначены наибольшая и наименьшая длина пути лучей в призме, например при вершине и при основании. Из формулы видно, что R возрастает и с размером призмы, и с величиной преломляющего угла ее. Поэтому R будет одна и та же величина как для спектроскопа с одной большой призмой (например, преломляющий угол ? = 60°, кронглас), так и для спектроскопа с пятью призмами, но соответственно меньших размеров (преломляющий угол ? = 60°, тот же сорт кронгласа), если только разность пройденных путей, наименьшего и наибольшего, по всей системе из 5 призм равна разности соответственных путей в одной большой призме. Райле предвычислил, что разделение D на две линии возможно в случае одной призмы (n = 1,65) при утилизации всей поверхности граней и при min. отклонения, когда основание призмы не меньше 1,02 стм. Пользуясь формулой дисперсии, n = A + B/?, можно написать 1000R = 2B(t2—t1) ?—3. Эта формула показывает, что разрешающая сила спектроскопа с одной простой призмой пропорциональна размерам граней и преломляющему углу призмы, и обратно пропорциональна третьей степени ?; например, для фиолетовых лучей величина R почти в 8 раз больше, чем для красных лучей. Для спектроскопа с оптической сеткой разрешающая сила, по Райле, представляется очень простой формулой: 1000R = т?п. Иначе говоря, R не зависит от ?, но изменяется пропорционально номеру порядка и общему числу (n) штрихов на всей поверхности сетки, т. е. при одном и том же элементе сетки разрешающая сила пропорциональна длине заштрихованной поверхности. Впрочем, полезность спектроскопа с такой большой разрешающей силой может быть очень понижена, если в нем не подобраны соответственно размеры щели и фокусного расстояния коллиматора. Известно, что ширина щели обуславливает и ширину однородного цветного своего изображения, а потому понятно, что, при достаточно широких соседних изображениях, может случиться такое наложение их друг на друга, которое скроет окончательно двойственность образующих их лучей (с волнами ? и ? + d?) и спектр не будет резким или чистым в той мере, какая требуется высокой разрешающей силой спектроскопа. Чистота или резкость спектра по Шустеру (Schuster) характеризуется особенной величиной P по формуле: P = ?R/(d? + ?) \[Вывод формулы Шустера находится в "Handbuch d. Spectroskopie" H. Kayser (1900, т. I, стр. 552).\] где d — означает ширину щели, а ? — угол, под которым видно из щели стекло коллиматора. При достаточно суженной щели можно сделать d? величиной, сравнимой с ?, в таком случае чистота спектра может и не зависеть от ширины щели. Обратно, когда размеры щели и фокусной длины коллиматора делают d? — величиной очень значительной, сравнительно с ?, чистота спектра будет меняться обратно пропорционально ширине щели. Только при бесконечно узкой щели (d? = 0) чистота P по числовой величине будет равна разрешающей силе R; во всяком случае на практике чистота редко достигает 1/2R, ибо очень трудно выполнить условие d? = ?, хотя и желательное по теории, ибо при этом условии (d? = ?) получается и наибольшая яркость линий. На практике, однако, приходится пользоваться для достижения наилучшей видимости С. линий более широкими щелями, так как видимость линии зависит не только от распределения яркости в линии, но и от угла зрения, под которым она видна наблюдателю. Из опытов известно, что для наблюдения многих широких линий, например водородных, в гейслеровой трубке, или блестящих металлических в вольтовой дуге, достаточно пользоваться прибором с разрешающей силой 20000—25000, а именно или с 5 призмами из белого флинта с преломляющим углом 60° при 11/4 дюйме ширины пучка, падающего на грань первой призмы (отверстие стекла коллиматора), или с сеткой в 1-дюймовом отверстии при 20000 делений. При исследовании же солнечного спектра, в котором встречаются линии по ширине даже менее 1/20 ??требуется большая сетка с отверстием 5—6 дюймов (в 1 порядке, при 20000 делений в 1 дюйме разрешающая сила 100000) и d? = ?...1,5? (это возможно для вогнутой сетки Роуланда с радиусом кривизны в 21 фут, ибо d = 1/50—1/30 мм, ? = 1/40). При устройстве спектроскопов надо принимать во внимание потери света при отражении, преломлении и поглощении в стеклах и призмах (руководствуясь формулами для количеств отраженного и преломленного естественного света в ст. Свет). При пользовании сетками надо иметь в виду огромные потери света; приняв за 1 яркость света, падающего на сетку, мы получим для яркости спектра первого порядка только 1/10, второго 1/80, третьего 1/270 и т. д. (по формуле 1/m?2, где m — порядок спектра, а ? = 3,14...). Из сложных спектроскопов с большой разрешающей силой укажем на спектроскопы Броунинга (Browning) и Толлона (Thollon). Первый изображен на табл. III фиг. 1. Лучи, выходя из коллиматора, проходят систему из 6 равносторонних призм, легко приводимых одновременно в минимум отклонения. Это достигается с помощью особых шарнирных сочленений между призмами. Ближайшая к коллиматору вершина основания 1-й призмы связана неподвижно с коллиматором A, а ближайшая вершина основания последней (6-й) призмы соединена с помощью шарнирного рычага H с подвижной зрительной трубой B. По направлениям биссектрис треугольных металлических столиков для призм сделаны особенные направляющие пластины (a) с прорезом, надетым на общую ось. Посредством микрометрического винта M перемещают зрительную трубу B по дуговому прорезу, сдвигая или раздвигая всю систему 6 призм около общего центра; таким образом средний пучок лучей проходит через призмы параллельно их основаниям, т. е. при минимуме отклонений. Более усовершенствованный универсальный спектроскоп Браунинга (фиг. 1, табл. III) представляет прибор, применяемый и для спектральных исследований солнечного края. Спектроскоп состоит из 4 призм по 60° и 2 полупризм по 30° на концах системы. К наружным граням полупризм присоединены прямоугольные призмы с полным внутренним отражением. Лучи из коллиматора обходят всю систему по верхней ее половине и затем после двукратного полного внутреннего отражения возвращаются в систему и, обходя ее нижнюю половину, входят в зрительную трубу, установленную неподвижно под прямым углом к коллиматору. В этом спектроскопе можно изменять дисперсию (пользуясь дисперсией 2 или 4, 6, 8 и всех 10 призм) вследствие того, что вместо каждой целой призмы можно легко помещать последнюю полупризму, скрепленную с прямоугольной отражательной призмой. Различные части спектра вводятся в поле зрения трубы посредством микрометрического винта, сдвигающего или раздвигающего систему. Спектроскоп Толлона со сложными призмами. В спектроскопе (фиг. 9 и 10, табл. III) установлены две сложные призмы (каждая из призм сернистого углерода в 113°, закрытой по сторонам кронгласовыми призмами 31° как на фиг. II) и две сложные полупризмы (преломляющий угол призмы сернистого углерода 56,5°, а кронгласовых призм — 31°). b61_160-0.jpg Фиг. II. Параллельный пучок лучей из коллиматора CB (табл. III, фиг. 9) проходит по верхней части призмы A и полупризмы B (фиг. 10, табл. III) выходя из B нормально к грани, лучи претерпевают двойное полное внутреннее отражение в прямоугольной призме P и снова возвращаются в те же сложные призмы B и A; пройдя их по нижней половине, лучи входят в верхнюю часть призмы A' и полупризмы B' и, выходя из последней, переходят в нижнюю половину призмы с помощью прямоугольной призмы P' для двукратного внутреннего отражения; из нижней половины A' лучи входят в зрительную трубку E (фиг. 9). Посредством микрометрического винта F, шарнирных соединений и пары пружин две системы призм одновременно приводятся в минимум отклонения для любого рода лучей, причем на перемещающейся бумажной ленте легко отмечать карандашом линии, проходящие через окулярные нити зрительной трубы. Спектроскопы с оптическими сетками. Оптические сетки приготовляют на стекле или на зеркальном металле. Они главным образом служат для определения длины световых волн; с этой целью их обыкновенно устанавливают в особой оправе (табл. III, фиг. 12) на столик спектрометра, представляющий собой угломерный снаряд с разделенным кругом, двумя нониусами, коллиматором со щелью и зрительной трубой (фиг. 15, табл. III). Классическая работа определения длины волн солнечного спектра была исполнена в 60-х годах Ангстремом с помощью очень точного спектрометра и сетки, приготовленной на стекле. Металлические дифракционные сетки стали применяться для спектрально-аналитических работ Рутерфордом и Юнгом. Особенную известность они приобрели благодаря исследованиям Роуланда (Rowland), который в 1881 г. устроил вогнутую металлическую сетку с радиусом кривизны в 21 фут. Такая сетка, обладающая свойством (см. Дифракция) без объективов коллиматора и зрительной трубы образовывать фокусы различных лучей спектра на окружности диаметра = радиусу кривизны сетки, много содействовала успеху С. работ. С помощью такой большой вогнутой сетки Роуланд получил превосходные фотографии солнечного спектра (опубликованные в виде атласа в 1887 г.), а также составил таблицы волн, гарантируя в них 0,01АЕ = 0,001 ??. За основную принята ? для D1 = 5896,154AE. Одна из таблиц для гл. фраунгоферовых линий дана в ст. Дифракция. Ступенчатый (echelon) спектроскоп А. Михельсона также основан на явлениях дифракции. По своей огромной разрешающей силе и ничтожной потери света — этот спектроскоп превосходит все до сих пор известные спектроскопы. Главную его часть, цветорассеивающую по законам дифракции, составляет стопка прозрачных оптически шлифованных стеклянных плоскопараллельных пластинок одинаковой толщины. Они устанавливаются на общее основание, причем они последовательно друг относительно друга сдвинуты на общий небольшой интервал (1 мм), как видно на фиг. 8 табл. III. Теория показывает, что при прохождении параллельных лучей нормально через низенькие ступеньки пластин 1, 2..., имеет место дифракция лучей. Так, в некотором направлении под углом ? (фиг. III) разность ? хода лучей, прошедших толщу 1-й пластины и общую толщу первых двух пластин, может быть вообще m? = ? ? bd — ac = ?t — t cos? + s sin? где m — целое число волн, ? — показатель преломления пластинок, t — толщина, s — высота ступенек или сдвиг пластин. Для направлений вблизи нормали можно принять приближенно m? = (? — 1)t. Принимая ?D = 1,6, t = 5 мм и ? = 600 ??мы получим, что, m = 5000; т. е. вблизи нормали мы имеем дифракционный спектр 5000-го порядка; при этом разрешающая сила R спектроскопа Михельсона, как показывает теория прибора, при 20 пластинках толщиной в 5 мм, может достигать величины 100000. Опыт Гильира, исполнившего такой первый спектроскоп в Англии, показал, что при пластинках толщиной в 7,5 мм, сдвинутых последовательно на 1 мм можно было видеть интервал между натровыми линиями D1D2 под углом в 16', т. е. почти в 1,3 раза больше, чем в большом спектроскопе со сложными призмами Толлона (ср. ниже фиг. V представляет увеличенное в три раза изображение группы линий D1D2, полученное Толлоном в его спектроскопе). Подробности о приборе Михельсона см. "Phil. Mag.", 1900 г., Vol. XLIX, стр. 384. b61_161-0.jpg Фиг. III. Градуировка спектроскопических шкал. При описании простого коленчатого спектроскопа Кирхгофа и Бунзена (с одной призмой 60°) было уже указано на вспомогательный коллиматор, в котором щель была заменена стеклом с миллиметренной шкалой с цифрами. При исследованиях Кирхгофа и Бунзена натровая линия (соответственная фраунгоферовой — D) находилась на делении 50-м шкалы Бунзена-Кирхгофа. Она и нами принята в статье для 1-й таблицы спектров. Но многие наблюдатели поступают иначе: Лекок Дебуабодран устанавливает D на деление 100, а Фогель — на деление 0. Конечно, при одной и той же призме все-таки расстояние между С. линиями, выраженное в мм, нисколько не менялось бы. Но, принимая во внимание обстоятельство, что нет возможности иметь у различных экземпляров спектроскопа совершенно одинаковые призмы в отношении их дисперсии, условились всегда для каждого спектроскопа составлять интерполяционную кривую длин волн по нижеследующему способу. На миллиметровой чертежной бумаге по оси абсцисс откладывают деления шкалы спектроскопа, а по оси ординат в произвольном масштабе длины волн от 400 ?? до 800 ??. Пересечения соответственных ординат и абсцисс для ряда С. линий дают точки некоторой плавной "кривой дисперсии", как показано на табл. IV фиг. 1. С помощью такой вычерченной вспомогательной кривой легко определить с достаточным приближением для каждой линии в спектре при пользовании шкалой Кирхгофа и Бунзена соответственную длину волны. Обыкновенно для составления такой кривой пользуются С. линиями, принадлежащими солнечному спектру и спектрам некоторых пламеней. b61_170-6.jpg Табл. IV. СПЕКТРАЛЬНЫЙ АНАЛИЗ. Фиг. 1. Таблица для градуировки спектроскопов. Фиг. 2. Группа A атмосферических линий солнечного спектра. Фиг. 3. Группа B атмосферических линий солнечного спектра. На табл. I, внизу всех спектров начерчена соответственная шкала по длине волн. Иногда такую шкалу фотографируют и помещают рядом с миллиметровой шкалой по Бунзену-Кирхгофу. Установив С. линию D на 50 деление шкалы Бунзена-Кирхгофа, можно прямо читать по цифрам соседней шкалы длину волны всякой другой линии в исследуемом спектре. Едер (Eder) предлагает для градуировки спектроскопов с умеренной дисперсией (1, 2 призмы обыкновенного флинта) пользоваться спектром от индукционной искры между проволоками, приготовленными из сплава кадмия, цинка и свинца (в равных количествах), спектры коих точно и подробно обследованы. При работах со спектроскопами большой разрешающей силы (сетки, системы призм) часто применяют одновременное фотографирование исследуемого спектра с солнечным или железным спектром, а затем из сравнения этих спектров определяют длины волн изучаемых линий. Спектроскопия невидимых инфракрасных и ультрафиолетовых лучей. Глаз видит только лучи, волны которых имеют длину между 400 ?? (0,000400 мм) и 760 ??. Линии A и K солнечного спектра совпадают с этими пределами, как видно из табл. II, 1. Невидимая часть спектра за лучами ? = 760 ??. называется инфракрасной. В настоящее время, благодаря исследованиям Пашена и Рубенса, мы имеем средства наблюдать невидимые инфракрасные лучи, у которых длина волн 61 ? = 0,061 мм. Инфракрасная часть спектров может быть изучаема с помощью нескольких методов: 1) посредством линейных термоэлектрических столбиков или болометров, соединенных с очень чувствительными гальванометрами. Этим способом можно измерять изменения температуры до 0,000001° (Ц.); 2) фотографированием на особой бромосеребряной эмульсии (Абней) в специальном спектрографе с серебряными зеркалами и отражательной сеткой P; 3) посредством фосфоресцирующих экранов (бальманин, цинковая обманка Сидо и т. п.). Э. и Г. Беккерели доказали на опытах, что под влиянием тепловых лучей фосфоресценция многих веществ сильно затухает. Этим методом открыты горячие невидимые линии в спектрах металлов. Ломмель воспользовался продолжительностью этого явления для фотографирования инфракрасной части спектров, накладывая измененный лучами фосфоресцирующий экран на обыкновенную фотографическую пластинку. Проявленная такая пластинка давала позитив спектра, так как белые линии и полосы на ней соответствовали горячим полосам и линиям спектра, а темные — холодным. Водяной пар и углекислота, находящиеся обыкновенно в наших комнатах, уже достаточны для того, чтобы давать несколько заметных полос поглощения (холодных) в инфракрасной части спектров. Ввиду этого, а также выбора наиболее теплопрозрачного материала для призм, исследование длинных инфракрасных волн представляло много почти непреодолимых трудностей, особенно для волн ?\>5 ? = 0,005 мм. По опытам К. Ангстрема, Пашена, Рубенса и Ашкинаса полосы поглощения углекислоты соответствуют лучам с волнами 2,69?; 2,72?; 4,27?; 14,7?; а полосы поглощения водяного пара — лучам с волнами 5,89?; 6,03?; 6,15?. Из тел давно известных по своей огромной теплопрозрачности (каменная соль, флюорин и сильвин), наиболее прозрачным является сильвин, который прозрачен даже для волн больших, чем 20 ?. Особенно остроумными соображениями и приемами Рубенсу недавно удалось обнаружить в ауеровской горелке (без стекла) инфракрасные лучи с длинами волн: 24?, 52? и 61?. Эти лучи Рубенсом названы остаточными (Reststrahlen); они получаются после четырехкратного отражения от некоторых теплоцветных поверхностей, исключительно сильно отражающих только некоторые сорта лучей (как металлы). Лучи с 24? получены при отражении от флюорина, лучи 52? — при отражении от каменной соли и лучи 61? — от сильвина. Интересно здесь заметить, что для лучей таких длинных волн — кварц, сернистый углерод, бензин являются весьма прозрачными телами, как видно из следующей таблицы:

-

| | Толщина | Проходит |

| | слоя | - |

| | | ? = 24? | ? = 52? | ? = 61? |

| - - - - - |

| Парафин | 1,9 мм | 18% | 43% | 52% |

| Кварц | 0,5 мм | 0% | 61% | 77% |

| Флюорин | 5,6 мм | 0% | 4% | 6% |

| Каменная соль | 3,0 мм | 4% | 0% | 0% |

| Сильвин | 3,6 мм | 34% | 0% | 0% |

| Сернистый углерод | 1,0 мм | 60% | 98% | 97% |

| Вода | 1,0 мм | 0% | 0% | 0% |

- Невидимые лучи спектра, волны которых меньше 400 ??, называются ультрафиолетовыми, а также невидимыми химическими в соответствии с невидимыми тепловыми, инфракрасными. Эти лучи исследуются в спектроскопах из призм и линз, приготовленных или из горного хрусталя, или из исландского шпата и флюоршпата, а также и в спектрографе Роуланда (с металлической вогнутой сеткой) — по способу фотографирования или при помощи явлений флюоресценции. В солнечном спектре ультрафиолетовая часть оканчивается лучами с волнами 300 ?? вследствие полной непрозрачности для этих лучей атмосферы. В спектрах электрических искр (кадмиевы электроды) Корню удалось сфотографировать линии с волнами не менее 180??. В последние годы Шуман, с помощью особого кварцевого спектрографа, в котором можно было сильно разрежать атмосферный воздух, и особых фотографических пластинок без желатинной пленки, имел возможность определить блестящие линии водородного спектра, соответствующие волнам около 100??. Невидимые ультрафиолетовые лучи можно сделать видимыми с помощью явления флюоресценции. Флюоресцирующими экранами из уранового стекла, сернокислого хинина, эскулина, синеродисто-бариевой платины пользуются для проектирования на них невидимой обыкновенно ультрафиолетовой части спектров солнечного или металлических паров (алюминия, кадмия) в электрической дуге. Соре предложил особый флюоресцирующий окуляр для субъективного рассматривания ультрафиолетовых линий. На прилагаемой схеме (фиг. IV) видно, что видимая часть спектров составляет только одну октаву в огромном комплексе световых колебаний. Только 2 октавы приходятся на ультрафиолетовую часть и 61/2 октав на инфракрасную часть спектров. Затушеванный ряд октав пока не исследован. После него следует бесконечное множество октав электрических (герцовых) колебаний. Длины волн показаны на шкале внизу (от 0,1 ? до1 метра). b61_163-0.jpg Фиг. IV. III. Способы получения спектров лучеиспускания. Для получения спектров многих металлов достаточно пользоваться пламенем спиртовой и бунзеновской горелок (особенно когда для опыта не требуется температура выше 2000°). Для исследования спектров тяжелых металлов пользуются жаром вольтовой дуги (температура значительно выше 3000°), помещая испытуемое вещество — соль или металл — в углубление положительного угля, располагаемого поэтому внизу. Чтобы изучить лучеиспускание металлических паров не в воздухе, а в других газах (углекислота, водород и т. п.), вольтову дугу образуют внутри большого куска извести или магнезии. Через 2 отверстия вводят угли для вольтовой дуги, через 3-е отверстие вбрасывают материал для испарения, через 4-е наблюдают спектр. В одном из углей пробуравливается канал, по которому впускают тот газ, в атмосфере коего желают накаливать металлические пары. Подобным образом произведено очень много исследований известными спектроскопистами: Ливингом и Дюаром, Кайзером и Рунге — главным образом для определения в спектрах так называемых обращающихся линий, т. е. переходящих быстро из блестящих в темные линии и обратно. При этом методе неизбежно примешивается к спектру металла и спектр углерода в виде характерных полос, которые, поэтому, должны быть хорошо исследованы предварительно. Испарение металлов или их сплавов можно производить посредством индукционных искр между концами проволок, приготовленных из этих металлов. Меняя условия образования искр во вторичной цепи Румкорфских спиралей (с лейденской банкой, с большой самоиндукцией), можно в больших пределах варьировать температуру паров. Когда для опытов имеется только соль металла и особенно в небольшой массе, тогда применяют особые трубки Делашанеля и Мерме наполняя их раствором соли. В дно пробирки впаивается платиновая проволока, входящая вовнутрь на небольшую длину (4—6 мм). В пробирку наливается немного раствора. На платиновую проволочку надевается короткая капиллярная трубочка (6—7 мм). Через пробку в верхней части пробирки вставляется другая платиновая проволочка, впаянная в стеклянную трубку ради изоляции. Можно всегда пододвинуть эту проволочку на такое небольшое расстояние к концу проволоки впаянной в дно пробирки, при котором между проволоками всегда проскочит индукционная искра, если изолированные друг от друга платиновые проволочки присоединены к зажимам вторичной спирали Р. (табл. III, фиг. 14) соответственного размера. Для свечения паров и газов пользуются особыми трубками Гейслера (Плюкера), в которых эти вещества доводятся до той степени разрежения различной для различных паров и газов, которая необходима для наибольшего свечения их в капилляре трубки при прохождении через нее электрических разрядов между платиновыми или алюминиевыми электродами, впаянными в концы трубки. Смотря по характеру С. работ, гейслеровским трубкам дают различные формы. Трубки Монкговена имеют форму буквы Н — широкие вертикальные ветви с электродами, а горизонтальная (табл. III, фиг. 13 B) имеет капиллярный канал, вдоль которого и наблюдают свечение газов при электрических разрядах. Трубки Сале (Salet) не имеют впаянных электродов, и свечение в них производится с помощью тихих разрядов, прикладывая электроды от полюсов вторичной катушки Румкорфа к оловянным изолированным друг от друга листам, окружающим снаружи широкие ветви трубки. Наконец, сильное свечение многих тел (фосфоресценция) может быть вызвано под влиянием катодных лучей, помещая эти тела внутри Круксовых трубок. При приготовлении гейслеровских трубок надо подбирать давление соответственное наилучшему свечению газа, а также принимать меры предосторожности относительно посторонних газу примесей (углекислота, углеводороды, водяной пар и т. п.). Спектры лучеиспускания представляют 3 типа: I) спектры непрерывные, в которых отсутствуют резкие переходы в яркости; II) спектры полосатые или ступенчатые; III) линейчатые спектры. Все твердые (например, известь, цирконий) и жидкие тела (расплавленная сталь, платина) при свечении через накаливание лучеиспускают непрерывный спектр. Только светящиеся пары и газы дают прерывающиеся спектры с блестящими цветными полосами и линиями. На такую существенную зависимость вида спектров от физического состо

Брокгауз и Ефрон. Брокгауз и Евфрон, энциклопедический словарь.