Б) Юстування спектрографа

Операції, що необхідно виконати при юстуванні більшості призмових спектрографів, подібні. Процес юстування охоплює наступні етапи:

а) юстування джерела світла й освітлювача;

б) юстування дисперсійної системи (призми);

в) юстування коліматора;

г) юстування камери.

Юстування освітлювача полягає у розміщенні лінз на заданих відстанях: ближче до джерела лінзу з фокусною відстанню F = 75 мм, за нею – із фокусною відстанню F = 150 мм. Потім револьверною діафрагмою встановлюють попереду другої лінзи отвір діаметром 15 мм. Переміщуючи підставки з лінзами вздовж напрямної рейки, дістають на ковпачку-екрані насадки рівномірно освітлену пляму, розміри якої дещо більші за діаметр білого круга на екрані.

Зміною висоти стояків у підставках та зміщенням оправ із лінзами в перпендикулярному до оптичної вісі напрямі (за допомогою мікрометричних гвинтів), необхідно від'юстувати освітлювач таким чином, щоб світна пляма збігалася з кругом на ковпачку.

Юстування джерела випромінювання полягає в його розміщенні на оптичній вісі освітлювача, що можна проконтролювати шляхом його зміщення вздовж оптичної вісі. Якщо при цьому зображення джерела на ковпачку перед вхідною щілиною не зміщується – джерело від’юстовано.

Після завершення юстування освітлювача та джерела випромінювання слід (відкривши щілину) розмістити призму Корню таким чином, щоб ділянка спектра, яка нас цікавить, була виведена на середину касетного прорізу (спектр спостерігається на матовому склі, встановленому в касеті). Обертаючи столик, на якому закріплено призму, навколо вертикальної вісі необхідно отримати мінімальний кут відхилення для довжин хвиль спектральних ліній, що знаходяться в центрі досліджуваної ділянки спектра.

Оскільки дисперсія спектрографа спрямована вздовж горизонтальної площини, а спектр є набором монохроматичних зображень вхідної щілини, останню слід розмістити строго вертикально. Ширина щілини повинна бути мінімальною для забезпечення максимальної роздільної здатності. Переміщуючи щілину вздовж оптичної осі коліматора та змінюючи її ширину, необхідно отримати мінімальну ширину і максимальну чіткість зображення спектральних ліній.

Останнім етапом юстування спектрографа є суміщення площини фотопластинки з фокальною площиною об'єктива камери. При цьому необхідно дотримуватися такої послідовності операцій:

а) підібрати кут нахилу касетної частини до оптичної вісі таким чином, щоб спектр по всій довжині був однаково сфокусованим;

б) зміщуючи об'єктив камери вздовж оптичної вісі слід отримати чітке зображення спектра.

5. Градуювальна та дисперсійна криві спектрографа

Після фотографування спектра джерела випромінювання проводять ототожнення його із спектром порівняння (довжини хвиль спектральних ліній у якому чітко визначені). Важливо, щоб спектр порівняння містив досить багато ліній в ділянці спектру, що нас цікавить.

За допомогою вимірювального мікроскопа проводять обмірювання спектрограми. В результаті отримують з одного боку, довжини хвиль спектральних ліній, а з другого – відповідні відліки міліметрової шкали (відстань від певного нуль-пункта до спектральних ліній). Отриману залежність представляють графічно у вигляді градуювальної кривої спектрографа = f ().

Взаємне положення в спектрі ліній одного і того ж хімічного елемента залежить від застосовуваної для отримання спектра апаратури. Так, якщо спектр отримано за допомогою дифракційної гратки (дифракційний спектр), то спектральні лінії розміщуються одна від одної на відстані , що пропорційно різниці довжин хвиль . Якщо ж спектр отримано на призмовому інструменті (призмовий спектр) то фіолетова ділянка спектра вийде дещо розтягнутою, а червона — стиснутою; відстань між спектральними лініями не буде пропорційна різниці довжин хвиль. Тому при обробці спектрограми необхідно визначати масштаб різних ділянок спектра, тобто інтервал довжин хвиль, що вкладаються на одиницю довжини кожної ділянки спектрограми. Такий масштаб називають дисперсією ділянки спектрограми:

(7.26)

і вимірюється, як правило, в ангстремах на 1мм (А/мм) або нанометрах на 1 мм (нм/мм).

Очевидно, що дифракційний спектр має постійну дисперсію D впродовж всієї спектрограми, тимчасом як дисперсія призмового спектра поступово зменшується від фіолетової до червоної ділянки спектра (величина D зростає).

Зміну дисперсії спектрограми звичайно подають графічно у вигляді дисперсійної кривої. Дисперсійна крива – це залежність оберненої лінійної дисперсії від довжини хвилі. Для її побудови потрібно для кожної послідовно розміщеної пари відомих спектральних ліній і розрахувати:

 

а) середню довжину хвилі:

(7.27);

 

б) відношення , яке для близько розміщених ліній дорівнює оберненій лінійній дисперсії.

Зауважимо, що для розрахунку оберненої лінійної дисперсії необхідно використовувати спектральні лінії, по можливості, із близькими значеннями і .

За допомогою побудованих графічних залежностей (градуювальна та дисперсійна криві) можна обчислювати довжини хвиль невідомих ліній у спектрі.

Найпростіше (із невисокою точністю) це реалізується на основі градуювальної кривої. Для цього вимірюють відстань від нуль-пункту до невідомої лінії на спектрограмі та відкладають її числове значення на координатній осі , із кінця відрізка відновлюють перпендикуляр до перетину з градуювальною кривою. З отриманої точки опускають перпендикуляр на координатну вісь , за масштабом якої визначають довжину хвилі невідомої спектральної лінії.

Суттєво вищу точність забезпечують розрахунки на основі дисперсійної кривої методом лінійної інтерполяції довжин хвиль невідомих ліній. Якщо спектральна лінія з невідомою довжиною хвилі розміщується між лініями і , відстань між якими , а відстань між і дорівнює , то

(7.28)

Величина оберненої лінійної дисперсії може бути визначена за дисперсійною кривою, тому достатньо лише виміряти . Унаслідок нелінійності дисперсії метод дає задовільні результати тільки при невеликих відстанях між лініями.

Для оцінки максимально можливого значення використовують наступне очевидне правило. Якщо на використовуваному інтервалі дисперсія змінюється на К%, то максимальна похибка у визначенні довжини хвилі лінії, що лежить усередині інтервалу, не перевищує К% від нього.

Таким чином, якщо 10 нм, а дисперсія змінюється на 2%, то максимальна похибка у визначенні довжини хвилі складає 0, 2 нм.

Для призмових приладів в якості інтерполяційної формули використовують формулу Корню

або формулу Гартмана

Величини , , , () — постійні величини. і характеризують хід дисперсії, визначається положенням пластинки на вимірювальному столику, залежить від точності вимірювання та довжини вимірюваної ділянки спектру.

Якщо довжина вимірюваної ділянки спектра не перевищує 400 формула Корню забезпечує достатню точність розрахунків. В іншому випадку необхідно поділити спектр на декілька ділянок або використати формулу Гартмана.

Щоб визначити константи формули Корню для даної спектрограми необхідно визначити положення на спектрограмі (, , ) трьох ліній (, , ) порівняння (всередині вимірюваної ділянки та з боків).

Із трьох рівнянь

(7.29)

прийнявши (тобто віднявши від і значення ), легко знайти

 

Константу можна розрахувати із будь-якого з рівнянь (). Потім знайдену величину збільшують на .

Графічно дисперсійна формула Корню в координатах () являє собою гіперболу, що асимптоматично наближається до координатних осей — так звану дисперсійну криву. Про диференціювавши формулу () маємо:

(7.30)

Отримана формула дозволяє стверджувати, що в призмових спектрах обернена лінійна дисперсія швидко зростає з довжиною хвилі.

Зауважимо, що в дифракційних спектрах дисперсія залишається практично постійною вздовж всієї пластинки.

Формула Гартмана, як і будь-яка емпірична інтерполяційна залежність, не дає можливості розрахувати точне значення , причому ступінь наближення різко погіршується із збільшенням інтервалу, охоплюваного формулою. Ступінь наближення також залежить від використовуваного інтервалу спектра та матеріалу призми. Наприклад, для кварцового спектрографа в інтервалі довжин хвиль 230-320 нм, похибка сягає 0, 2 нм.

Зауважимо, що лінії порівняння слід підбирати так, щоб лінія з невідомою довжиною хвилі розміщувалася, по можливості, між ними.

6. Оптичні спектри. Спектральний аналіз

Оптичні спектри — спектри електромагнітного випромінювання в інфрачервоному, видимому та ультрафіолетовому діапазонах шкали електромагнітних хвиль. Оптичні спектри поділяють на:

- спектри випромінювання (емісійні спектри);

- спектри поглинання (абсорбційні спектри);

- спектри розсіяння;

- спектри відбивання.

Спектри випромінювання отримуються від джерел світла при розкладі його випромінювання за довжинами хвиль спектральними приладами і характеризуються функцією f(), що показує розподіл енергії випромінювання залежно від довжини хвилі (енергія розраховується на деякому інтервалі ).

Спектри поглинання і розсіяння отримуються при проходженні світла через речовину з наступним розкладом випромінювання за . Спектри поглинання, розсіювання та відбивання характеризуються частиною енергії світла кожної довжини хвилі, що відповідно поглинуто К(), розсіяно () і відбито R().

За зовнішнім виглядом оптичні спектри поділяють на лінійчасті, які складаються з окремих ліній, що відповідають дискретним значенням , смугасті, які складаються із окремих смуг, кожна з яких охоплює деякий інтервал , суцільні (неперервні), які охоплюють широкий діапазон довжин хвиль. Строго кажучи, окрема спектральна лінія також не відповідає дискретному значенню довжини хвилі, а завжди має певну кінцеву ширину .

Спектри виникають при квантових переходах між рівнями енергії атомів, молекул, а також твердих тіл і рідин. Спектри випромінювання відповідають можливим квантовим переходам із верхніх рівнів на нижній, спектри поглинання – із нижніх рівнів на верхні.

Вигляд оптичних спектрів залежить від стану речовини. Якщо речовина знаходиться в стані термодинамічної рівноваги з випромінюванням, вона емітує неперервний спектр, розподіл енергії в якому за довжиною хвилі визначає закон випромінювання Планка. В переважній більшості випадків термодинамічна рівновага випромінювання з речовиною відсутня, і спектр має складніший вигляд. Наприклад, для атомів характерні лінійчасті (атомні), а для простих молекул типовими будуть смугасті (молекулярні) спектри.

Атомні спектри – оптичні спектри, отримувані при випромінюванні або поглинанні електромагнітних хвиль вільними (слабко зв'язаними) атомами чи іонами (наприклад, в газах); вони лінійчасті, бо складаються з окремих спектральних ліній. Слід зауважити, що спектри іонів зміщені відносно спектрів нейтральних атомів в область вищих частот.

Положення спектральних ліній в атомних спектрах визначаються певними закономірностями і в найпростішому випадку утворюють спектральні серії. Кожна спектральна серія утворюється можливими квантовими переходами з вище розміщених рівнів енергії на один і той же нижче розміщений рівень (для спектрів випромінювання). Проміжки між лініями однієї серії поступово зменшуються в напрямку зростання частоти – лінії сходяться до межі серії.

У спектрах атомів представлені не всі можливі квантові переходи, а лише дозволені правилами відбору. Кількісною характеристикою дозволених оптичних переходів є їх ймовірність, яка визначає інтенсивність лінії у спектрі. Ймовірність переходів пов’язана з коефіцієнтами Ейнштейна і в найпростішому випадку розраховується методами квантової механіки.

Молекулярні спектри – спектри випромінювання, поглинання і комбінаційного розсіювання, що належать вільним або слабко зв'язаним між собою молекулам. Типовими молекулярними спектрами є смугасті спектри, які спостерігаються у вигляді сукупності вузьких смуг в ультрафіолетовій, видимій і інфрачервоній ділянках спектра; при достатній роздільній здатності спектрального приладу молекулярні смуги розпадаються на сукупність близько розміщених ліній. Структура молекулярних спектрів ускладнюється із зростанням кількості атомів у молекулі.

Спектроскопія – розділ фізики, присвячений вивченню спектрів електромагнітного випромінювання.

Спектральний аналіз – фізичні методи кількісного та якісного визначення складу речовини, що ґрунтуються на отриманні й дослідженні її спектра. Теоретичною основою спектрального аналізу є квантова механіка, яка пояснює: дискретність енергостанів, дозволені переходи між ними, зовнішній вплив, взаємодію систем і таке інше. Експериментальною основою спектрального аналізу є спектроскопія атомів і молекул.

Якісний атомний спектральний аналіз реалізується шляхом зіставлення (ототожнення) ліній спектра досліджуваного об'єкта зі спектральними лініями відомих елементів, довжини хвиль яких наведені в спеціальних таблицях і атласах.

Кількісний спектральний аналіз ґрунтується на співвідношенні, що пов'язує концентрацію с елемента з відношенням інтенсивності лінії шуканої домішки I₁ та лінії порівняння I₂:

або

(7.31)

Постійні а і b визначаються експериментальним шляхом. За допомогою стандартних зразків (не менше трьох) можна побудувати графічну залежність від (градуювальна крива) та визначити за нею а і b. Значення I₁ та I₂ вимірюють безпосередньо шляхом фотометрування.

 

6. Спектр і хімічний склад Сонця

У видимій ділянці спектр Сонця складається з яскравого неперервного фону, посіченого більш ніж 10000 ліній поглинання, які називаються фраунгоферовими на честь німецького фізика Й. Фраунгофера (1787-1826). Усього цих ліній від 0, 3 до 25 мкм налічується близько 30000. Однак значна їх частина, особливо в інфрачервоній ділянці спектра, – це лінії телуричні (від лат. tellus – Земля), які утворюються внаслідок поглинання випромінювання Сонця молекулами газів земної атмосфери (водяної пари тощо). Їх виявляють за відсутністю доплерівського зміщення, що викликане обертанням Сонця навколо власної осі та суттєвим підсиленням інтенсивності при зменшенні висоти Сонця над горизонтом.

Найбільшої інтенсивності спектр Сонця досягає в синьо-зеленій ділянці (430-550 нм); починаючи із =168 нм, в напрямку коротких хвиль, інтенсивність спектру спадає, лінії поглинання зникають і з'являються лінії випромінювання.

За останні 30 років добре вивчено спектр Сонця в ультрафіолеті і рентгенівській частині за допомогою спеціальних спектрографів, що були підняті геофізичними ракетами на висоту до 250 км. Було виявлено, що інтенсивність неперервного випромінювання істотно зменшується при < 170 нм, і темні фраунгоферові лінії змінюються тисячами емісійних. Серед них особливо виділяється своєю яскравістю резонансна лінія водню ( =121, 6 нм). У далекій ультрафіолетовій частині спектра зареєстровано лінії випромінювання заліза, які відповідають високим ступеням іонізації (FeX - FeXIV), а також лінії інших високоіонізованих елементів.

Найінтенсивнішими у видимій частині спектра є лінії іонізованого кальцію й водню (відповідно 393, 3 нм і 396, 8 нм). Далі за спаданням інтенсивності йдуть лінії бальмерівської серії водню, лінії магнію, заліза та інших елементів. У наш час у спектрі Сонця ототожнено лінії 72 хімічних елементів.

Зауважимо, що хоча гелій спочатку виявили в атмосфері Сонця, у видимій частині спектра його ліній поглинання практично не видно. Цей елемент визначили за його лініями випромінювання, насамперед за лінією 587, 6 нм, при спостереженнях краю диска Сонця.

Аналіз інтенсивності спектральних ліній показав, що за кількістю частинок відношення водню до гелію H: He = 5: 1. Відношення кількості атомів водню до кількості атомів металів складає приблизно 10000.