Полосатые и линейчатые спектры

Спектральные линии химических элементов

Группы

Фраза «спектральные линии», если она не определена, обычно относится к линиям, имеющим длины волн в видимой полосе полного электромагнитного спектра . Многие спектральные линии встречаются на длинах волн вне этого диапазона. При более коротких длинах волн, соответствующих более высокие энергии, ультрафиолетовые спектральные линии включают в себя серию Лаймана из водорода . На гораздо более коротких длинах волн рентгеновских лучей линии известны как характеристические рентгеновские лучи, потому что они остаются в значительной степени неизменными для данного химического элемента, независимо от их химического окружения. Более длинные волны соответствуют более низким энергиям, где инфракрасные спектральные линии включают водорода. На еще более длинных волнах радиоспектр включает линию 21 см, используемую для обнаружения нейтрального водорода во всем .

Видимый свет

Для каждого элемента в следующей таблице показаны спектральные линии, которые появляются в видимом спектре примерно на 400-700 нм.

Спектральные линии этих химических элементов

Элемент Z Условное обозначение Спектральные линии
водород 1 ЧАС
гелий 2 Он
литий 3 Ли
бериллий 4 Быть
бор 5 B
углерод 6 C
азот 7 N
кислород 8 О
фтор 9 F
неон 10 Ne
натрий 11 Na
магний 12 Mg
алюминий 13 Al
кремний 14 Si
фосфор 15 п
сера 16 S
хлор 17 Cl
аргон 18 Ar
калий 19 K
кальций 20 Ca
скандий 21 год Sc
титан 22 Ti
ванадий 23 V
хром 24 Cr
марганец 25 Mn
железо 26 Fe
кобальт 27 Co
никель 28 год Ni
медь 29 Cu
цинк 30 Zn
галлий 31 год Ga
германий 32 Ge
мышьяк 33 В качестве
селен 34 Se
бром 35 год Br
криптон 36 Kr
рубидий 37 Руб.
стронций 38 Sr
иттрий 39 Y
цирконий 40 Zr
ниобий 41 год Nb
молибден 42 Пн
технеций 43 год Tc
рутений 44 год RU
родий 45 Rh
палладий 46 Pd
Серебряный 47 Ag
кадмий 48 CD
индий 49 В
банка 50 Sn
сурьма 51 Sb
теллур 52 Te
йод 53 я
ксенон 54 Xe
цезий 55 CS
барий 56 Ба
лантан 57 год Ла
церий 58 Ce
празеодим 59 Pr
неодим 60 Nd
прометий 61 Вечера
самарий 62 См
европий 63 ЕС
гадолиний 64 Б-г
тербий 65 Tb
диспрозий 66 Dy
гольмий 67 Хо
эрбий 68 Э
тулий 69 Тм
иттербий 70 Yb
лютеций 71 Лу
гафний 72 Hf
тантал 73 Та
вольфрам 74 W
рений 75 Re
осмий 76 Операционные системы
иридий 77 Ir
платина 78 Pt
золото 79 Au
таллий 81 год Tl
привести 82 Pb
висмут 83 Би
полоний 84 По
радон 86 Rn
радий 88 Ра
актиний 89 Ac
торий 90 Чт
протактиний 91 Па
уран 92 U
нептуний 93 Np
плутоний 94 Пу
америций 95 Являюсь
кюрий 96 См
берклий 97 Bk
калифорний 98 Cf
эйнштейний 99 Es

5.1.2. Солнечный спектр window.top.document.title = «5.1.2. Солнечный спектр»;

На 1 квадратный метр обращенной к Солнцу поверхности площадки в окрестностях Земли ежесекундно поступает 1400 Дж энергии, переносимой солнечным электромагнитным излучением. Эта величина называется солнечной постоянной. Иными словами, плотность потока энергии солнечного излучения составляет 1,4 кВт/м2.

Впервые для определения солнечной энергии был использован метод измерения нагревающего действия солнечных лучей Пулье (1837 год). Такой прибор называется пиргелиометром. В пиргелиометре находилась вода, температуру которой измерял обычный термометр. Под действием солнечных лучей температура воды возрастала.

Спектр Солнца непрерывный, в нем наблюдается множество темных фраунгоферовых линий. Фраунгофер был первым, кто описал темные линии на фоне непрерывного спектра в 1814 году. Эти линии в спектре Солнца образуются в результате поглощения квантов света в более холодных слоях солнечной атмосферы.

Рисунок 5.1.2.1.Видимая часть солнечного спектра

Наибольшую интенсивность непрерывный спектр имеет в области длин волн 430–500 нм. В видимой и инфракрасной областях спектр электромагнитного излучения Солнца близок к спектру излучения абсолютно черного тела с температурой 6000 К. Эта температура соответствует температуре видимой поверхности Солнца – фотосферы. В видимой области спектра Солнца наиболее интенсивны линии Н и К ионизованного кальция, линии бальмеровской серии водорода Нα, Нβ и Нγ.

Около 9 % энергии в солнечном спектре приходится на ультрафиолетовое излучение с длинами волн от 100 до 400 нм. Остальная энергия разделена приблизительно поровну между видимой (400–760 нм) и инфракрасной (760–5000 нм) областями спектра.

Модель 2.7.
Излучение абсолютно черного тела

Солнце – мощный источник радиоизлучения. В межпланетное пространство проникают радиоволны, которые излучает хромосфера (сантиметровые волны) и корона (дециметровые и метровые волны). Радиоизлучение Солнца имеет две составляющие – постоянную и переменную. Постоянная составляющая характеризует радиоизлучение спокойного Солнца. Солнечная корона излучает радиоволны как абсолютно черное тело с температурой T = 106 К. Переменная составляющая радиоизлучения Солнца проявляется в виде всплесков, шумовых бурь. Шумовые бури длятся от нескольких часов до нескольких дней. Через 10 минут после сильной солнечной вспышки радиоизлучение Солнца возрастает в тысячи и даже миллионы раз по сравнению с радиоизлучением спокойного Солнца; это состояние длится от нескольких минут до нескольких часов. Это радиоизлучение имеет нетепловую природу.

Плотность потока излучения Солнца в рентгеновской области (0,1–10 нм) весьма мала (~5∙10–4 Вт/м2 и сильно меняется с изменением уровня солнечной активности. В ультрафиолетовой области на длинах волн от 200 до 400 нм спектр Солнца также описывается законами излучения абсолютно черного тела.

В ультрафиолетовой области спектра с длинами волн короче 200 нм интенсивность непрерывного спектра резко падает и появляются эмиссионные линии. Наиболее интенсивна из них водородная линия лаймановской серии (λ = 121,5 нм). При ширине этой линии около 0,1 нм ей соответствует плотность потока излучения около 5∙10–3 Вт/м2. Интенсивность излучения в линии приблизительно в 100 раз меньше. Заметны также яркие эмиссионные линии различных атомов, важнейшие линии принадлежат Si I (λ = 181 нм), Mg II и Mg I, O II, O III, C III и другие.

Коротковолновое ультрафиолетовое излучение Солнца возникает вблизи фотосферы. Рентгеновское излучение исходит из хромосферы (T ~ 104 К), расположенной над фотосферой, и короны (T ~ 106 К) – внешней оболочки Солнца. Радиоизлучение на метровых волнах возникает в короне, на сантиметровых – в хромосфере.

Линейчатый спектр

Линейчатые спектры состоят из узких почти монохроматических линий — изображений щели. Линейчатые спектры испускаются раскаленными газами, имеющими атомарную структуру и находящимися под сравнительно небольшим давлением.

Линейчатые спектры возникают у периодических колебаний, сплошные — у колебаний, не имеющих периода. К первым относятся музыкальные звуки, ко вторым — различного рода шумы.

Классификация спектра электромагнитных колебаний.

Линейчатые спектры испускаются раскаленными газами и парами.

Линейчатые спектры, как уже упоминалось, представляют собой совокупность спектральных линий, составляющих известные системы, а не разбросанных в беспорядке по длинам волн.

Линейчатый спектр каждого элемента характеризуется рядом спектральных линий, соответствующих лучам, испускаемым раскаленными парами и газами. Наличие в спектре излучения этих линий, отвечающих определенным длинам волн, характерней-для обнаруживаемых элементов, дает возможность судить о наличии искомых элементов в исследуемом веществе, а по интенсивности линий — об их количественном содержании.

Линейчатые спектры создаются излучением свободных ( не взаимодействующих) атомов, несвязанных в молекулы. Происхождение линейчатых спектров будет объяснено ниже при изучении строения атома.

Линейчатые спектры наблюдаются в излучении газов и паров, они состоят из отдел; ных ярких линий, расположенных в различных участках спектра.

Линейчатые спектры характерны для излучения конкретных атомов и ионов, полосатые — для молекул, как результаты изменения электронной, колебательной и вращательной энергий молекулы. Сплошной, или непрерывный, спектр ( фон) своим происхождением обязан свободным электронам. Когда последние, пролетая мимо атомов, изменяют скорость своего движения или захватываются положительно заряженными ионами, излучается энергия. В аналитической практике чаще всего используют линейчатые спектры. Сплошной же спектр почти всегда является источником помех и по возможности ослабляется.

Линейчатый спектр характерен для излучения нагретых веществ, находящихся в газообразном атомарном состоянии.

Линейчатые спектры, как уже упоминалось, представляют собой совокупность спектральных линий, составляющих известные системы, а не разбросанных в беспорядке по длинам волн.

Линейчатый спектр возникает при переходе электрона с орбита ли с высокой энергией на орбиталь с низкой энергией. Поскольку эти орбитали отличаются по своим энергиям па дискретные величины ( говорят об энергетических уровнях), то результатом является серия дискретных цветных линий, а не цветовой континуум, подобный радуге. Существует прямая корреляция между энергией, разделяющей две орбитали, и длиной волны света, испускаемого при переходе электрона с высокоэнергетической орбитали на низкоэнергетическую.

Линейчатые спектры состоят из отдельных волн, отчетливо отделенных одна от другой. Такой спектр получается от возбужденных атомов в газах, например от горячих паров ртути в ртутных лампах.

Распределение энергии в спектре солнца.

Линейчатый спектр характерен для источников света с электрическим разрядом в газах. Так, при разряде в парах ртути ( ртутно-кварцевые лампы типа ПРК-2 и др.) энергия видимого излучения сосредоточивается в виде спектральных линий с длинами волн 405, 436, 546 и 578 нм. Полосатые спектры, имеющие широкие линии ( часто почти сливающиеся в непрерывный спектр), характерны для источников света с электрическим разрядом в газах сложного состава, например для аргоново-ртутных трубок. Линейчатые и полосатые являются атомными или молекулярными спектрами. Смешанные спектры, как правило, являются результатом наложения на непрерывный спектр отдельных спектральных линий и полос. В частности, к этому типу относится спектр люминесцентных ламп.

Номенклатура

Сильные спектральные линии в видимой части спектра часто имеют уникальное обозначение линии фраунгофера , например, K для линии с длиной волны 393,366 нм, возникающей из однократно ионизированного Ca + , хотя некоторые из «линий» фраунгофера представляют собой смесь нескольких линий из нескольких разные виды . В других случаях линии обозначают в соответствии с уровнем ионизации путем добавления римской цифры к обозначению химического элемента . Нейтральные атомы обозначаются римской цифрой I, однократно ионизированные атомы — II и так далее, так что, например, Fe IX представляет собой восьмикратно ионизированное железо .

Более подробные обозначения обычно включают длину волны линии и могут включать номер мультиплета (для атомных линий) или обозначение полосы (для молекулярных линий). Многие спектральные линии атомарного водорода также имеют обозначения в соответствующих сериях , например, серия Лаймана или серия Бальмера . Первоначально все спектральные линии были разделены на серию: основная серия , серия Sharp и серии Диффузных . Эти серии существуют для атомов всех элементов, и закономерности для всех атомов хорошо предсказываются формулой Ридберга-Ритца . Позднее эти серии стали ассоциироваться с суборбиталями.

2.4.2. Спектральный анализ window.top.document.title = «2.4.2. Спектральный анализ»;


Рисунок 2.4.2.1.Излучение абсолютно черного тела, проходя через молекулярное облако, приобретает линии поглощения с своем спектре. У облака также можно наблюдать эмисионный спектр

Разложение электромагнитного излучения по длинам волн с целью их изучения называется спектроскопией. Анализ спектров – основной метод изучения астрономических объектов, применяемый в астрофизике. Наблюдаемые спектры делятся на три класса:

  • линейчатый спектр излучения. Нагретый разреженный газ испускает яркие эмиссионные линии;
  • непрерывный спектр. Такой спектр дают твердые тела, жидкости или плотный непрозрачный газ в нагретом состоянии. Длина волны, на которую приходится максимум излучения, зависит от температуры;
  • линейчатый спектр поглощения. На фоне непрерывного спектра заметны темные линии поглощения. Линии поглощения образуются, когда излучение от более горячего тела, имеющего непрерывный спектр, проходит через холодную разреженную среду.

Изучение спектров дает информацию о температуре, скорости, давлении, химическом составе и о других важнейших свойствах астрономических объектов.

История спектрального анализа началась в 1802 году, когда англичанин Волланстон, наблюдая спектр Солнца, впервые увидел темные линии поглощения. Он не смог объяснить их и не придал своему открытию особого значения.

Модель 2.8.
Атом водорода

В 1814 году немецкий физик Фраунгофер вновь обнаружил в солнечном спектре темные линии поглощения и верно смог объяснить их появление. С тех пор их называют линиями Фраунгофера.

В 1868 году в спектре Солнца были обнаружены линии неизвестного элемента, названного гелием (греч. helios «Солнце»). Через 27 лет небольшое количество этого газа обнаружилось и в земной атмосфере. Сегодня известно, что гелий – второй по распространенности элемент во Вселенной.

В 1918–1924 годах вышел в свет каталог Генри Дрепера, содержащий классификацию спектров 225 330 звезд. Этот каталог стал основой для Гарвардской классификации звезд.

В спектрах большинства астрономических объектов наблюдаются линии водорода, возникающие при переходе на первый энергетический уровень. Это серия Лаймана, наблюдаемая в ультрафиолете; отдельные линии серии имеют обозначения Lα (λ = 121,6 нм), Lβ (λ = 102,6 нм), Lγ (λ = 97,2 нм) и так далее. В видимой области спектра наблюдаются линии водорода серии Бальмера. Это линии Hα (λ = 656,3 нм) красного, Hβ (λ = 486,1 нм) голубого, Hγ (λ = 434,0 нм) синего и Hδ (λ = 410,2 нм) фиолетового цвета.

Линии водорода наблюдаются и в инфракрасной части спектра – серии Пашена, Брэккета и другие, более далекие.


Рисунок 2.4.2.2.Спектральные серии в спектре водорода

Рисунок 2.4.2.3.Почти все звезды имеют линии поглощения в спектре

Наиболее интенсивная линия гелия расположена в желтой части спектра: D3 (λ = 587,6 нм). В спектрах звезд типа Солнца наблюдаются также линии натрия: D1 (λ = 589,6 нм) и D2 (λ = 589,0 нм), линии ионизованного кальция: H (λ = 396,8 нм) и K (λ = 393,4 нм).

Фотосферы звезд дают непрерывный спектр, пересеченный отдельными темными линиями, которые возникают при прохождении излучения через более холодные слои атмосферы звезды.

По спектру поглощения (точнее, по наличию определенных линий в спектре) можно судить о химическом составе атмосферы звезды. Яркие линии в спектре показывают, что звезда окружена расширяющейся оболочкой из горячего газа. У красных звезд с низкой температурой в спектре видны широкие полосы молекул окиси титана, оксидов. Ионизированный межзвездный газ, нагретый до высоких температур, дает спектры с максимумом излучения в ультрафиолетовой области.

Необычные спектры дают белые карлики. У них линии поглощения во много раз шире, чем у обычных звезд и имеются линии водорода, которые отсутствуют при таких температурах у обычных звезд. Это объясняется высоким давлением в атмосферах белых карликов.

Линейный спектр в акустике и электротехнике

Акустический линейчатый спектр содержит одну или несколько дискретных частот (DIN 13320). Периодические звуковые процессы генерируют линейчатый спектр, апериодические или стохастические звуковые процессы — непрерывный спектр (полосовой спектр). Типичным примером линейчатого спектра является звуковой спектр или периодический сигнал (напряжение или ток).

В линейчатом спектре каждая частичная частота сигнала символизируется дискретной спектральной линией. Частота представлена ​​позицией на абсциссе (ось частот); длина такой линии представляет собой амплитуду колебаний (амплитудный спектр) или силу звукового процесса (спектр уровней). Шкала частот обычно делится логарифмически. Каждая спектральная линия (постоянная частота, постоянная амплитуда) представляет собой идеальное гармоническое (т. Е. Синусоидальное) колебание (то есть, например, напряжение). Соответствующий фазовый спектр представляет информацию о фазе (нулевой фазовый угол), например Б. амплитуды напряжения или тока.Амплитуда и фазовый спектр вместе описывают сигнал, эквивалентный его представлению во временной области.

Многокомпонентный спектрофотометрический анализ

Многокомпонентный спектрофотометрический анализ (анализ смесей) применяют для одновременного количественного определения нескольких компонентов лекарственных средств, каждое из которых подчиняется закону Бугера-Ламберта-Бера.

Количественное определение в многокомпонентном спектрофотометрическом анализе основывается обычно на использовании уравнения:

где:

Аi – оптическая плотность испытуемого раствора при i-ой длине волны;

Еij – показатели поглощения (зависящие от способа выражения концентрации) j-го компонента образца при i-ой аналитической длине волны;

cj – концентрация j-го компонента образца.

Соответствующие методики проведения анализа и расчетные формулы указываются в фармакопейных статьях.

Контроль качества воздуха

BTEX соединения. Основными объектами для детектирования являются: бензин, толуол, этиловый бензин и ксилен (Benzene, Toluene, Ethylbenzene, Xylenes — BTEX). Во многих случаях приходится иметь дело со смесью этих газов, уровень токсичности которых сильно отличается, что значительно усложняет задачу. Например, содержание паров бензина в атмосфере, часто превышает европейский уровень безопасности в 1 ppm (в особенности на бензозаправочных станциях и топливных хранилищах), в то время как допустимый уровень содержания других углеводородов может превышать сотни ppm. Поэтому детектирование паров бензина в смеси других углеводородов не лабораторным оборудованием – до сих пор является не решенной задачей.

Контроль качества воздуха городской среды (Outdoor air quality and emission monitoring). Согласно новым европейским законодательным нормам, компании обязаны постоянно уменьшать выброс газов в окружающую среду, причем уровень допустимого выброса постоянно уменьшается. Контроль за соблюдением данных норм осуществляется государственными надзорным органами и специализированными компаниями и требует газоанализаторов с улучшенными значениями пределов обнаружительной способности к газам. Такими анализаторами планируется оборудовать мини-метеорологические станции, расположенные в местах выброса газов на промышленных производствах, вблизи крупных автомобильных дорог разбросанные по территории крупных населенных пунктов. Основными газами для детектирования являются: углекислый газ и углеводороды.

В жилых помещениях (Indoor air quality – IAQ) Повышенное содержание углекислого в жилых помещениях может приводить появлению головной боли, утомляемости и быть причиной ряда заболеваний. Согласно санитарным нормам, концентрация углекислого газа не должна быть более чем на 600 ppm выше чем концентрация газа вне помещений. Поддержание СО2 на низком уровне, обычно достигается благодаря использованию интегрированных систем климат-контроля – с подогревом, вентиляцией и кондиционированием воздуха, работающих, как правило в масштабах целого здания согласно установленному порядку включения. Переход к индивидуальным системам климат-контроля с датчиками углекислого газа, ответственным за ограниченную площадь и автоматически реагирующим на точечное повышение содержания углекислого газа, может привести к значительному сокращению затрат на электроэнергию по сравнению с традиционными системами.Помимо углекислого газа, IAQ оборудование может включать датчики для детектирования СО, NO2, озона и летучей органики. Достаточно специфичной задачей является детектирование формальдегида, который получается при обезгаживании новых материалов в современном строительстве. Используемые в данном оборудовании сенсоры, должны быть компактными, с минимумом (или полным отсутствием) эксплуатационных расходов, надежными и не дорогими, причем наиболее важным требованием, является минимальное энергопотребление. Данные требования исключают возможность использования таких комплектующих как газовые лазеры и лазеры на красителях, а также охлаждаемых фотоприемников.Контроль содержания парниковых газов (Greenhouse gas detection). Наиболее распространенными парниковыми газами являются: водяные пары, углекислый газ СО2, метан СН4, аммоний NH3, оксид азота N2O, озон О3 и халькогениды CFCs.

Дополнительные приложения

УФ / видимый свет можно применять для определения кинетики или константы скорости химической реакции . Реакция, протекающая в растворе, должна демонстрировать изменение цвета или яркости от реагентов к продуктам, чтобы использовать УФ / видимый свет для этого применения. Например, молекула дитизоната ртути имеет желто-оранжевый цвет в разбавленном растворе (1 * 10 ^ -5 M) и становится синей при воздействии определенных длин волн видимого света (и УФ) через конформационные изменения, но эта реакция обратимо обратно в желтое «основное состояние».

Используя оптические волокна в качестве передающего элемента спектра горючих газов, можно определить химический состав топлива, температуру газов и соотношение воздух-топливо.

Константу скорости конкретной реакции можно определить путем измерения спектра поглощения УФ / видимой области через определенные интервалы времени. Снова используя дитизонат ртути в качестве примера, можно направить свет на образец, чтобы раствор стал синим, а затем запускать УФ / видимый тест каждые 10 секунд (переменная), чтобы увидеть, как уровни поглощенных и отраженных длин волн меняются с течением времени в соответствии с раствор снова становится желтым из возбужденного синего энергетического состояния. По этим измерениям можно рассчитать концентрацию двух видов. Реакция дитизоната ртути от одной конформации к другой является реакцией первого порядка и будет иметь интегральный закон скорости первого порядка: ln (время t) = — kt + ln (начальное). Следовательно, при построении графика натурального логарифма (ln) концентрации в зависимости от времени будет построена линия с наклоном -k или отрицательной константой скорости. Различные порядки скорости имеют разные интегрированные законы скорости в зависимости от механизма реакции.

Константу равновесия можно также рассчитать с помощью УФ / видимой спектроскопии. После определения оптимальных длин волн для всех частиц, участвующих в равновесии, можно провести реакцию до равновесия , а концентрацию компонентов определить с помощью спектроскопии на различных известных длинах волн. Константу равновесия можно рассчитать как K (экв) = / .

Линейчатый спектр

Линейчатые спектры усложняются при увеличении числа электронов в атоме.

Линейчатый спектр — спектр, состоящий из отдельных, не примыкающих друг к другу монохроматических излучений.

Схема просвечива. чия при фотографическом ( а, визуальном ( 6 н ионизационном ( в способах регистрации интенсивности проникающего излучения.

Линейчатый спектр возникает благодаря внутриатомным процессам в материале анода и наблюдается на фоне сплошного спектра в виде одной или нескольких серий длин волн повышенной интенсивности ( см. статью Рентгеноструктурный анализ, стр.

Линейчатые спектры отличаются друг от друга числом, местом расположения и интенсивностью линий.

Линейчатый спектр состоит из отдельных светлых линий, разбросанных по различным частям спектра. Цвет каждой видимой линии соответствует цвету этого же места в сплошном спектре. В линейчатом спектре может быть большое количество линий, расположенных в инфракрасной, видимой и ультрафиолетовой частях. В линейчатом спектре линии располагаются не беспорядочно, а закономерно, в определенные характерные группы, называемые сериями.

Схема получения спектра водорода.| Атомный спектр водорода ( серия Бальмера.

Линейчатый спектр получается от излучения, испускаемого атомами, а полосатый — от излучения, испускаемого молекулами. Для каждого рода атомов получается свой индивидуальный спектр с определенными длинами волн. На использовании этой особенности химических элементов основан спектральный анализ веществ, в частности широко используемый для обнаружения различных примесей в полупроводниках и металлах.

Линейчатый спектр каждого элемента характеризуется рядом спектральных линий, соответствующих лучам, испускаемым раскаленными парами и газами. Наличие в спектре излучения этих линий, отвечающих определенным длинам волн, характерным для обнаруживаемых элементов, дает возможность судить о наличии искомых элементов в исследуемом веществе, а по интенсивности линий — об их количественном содержании.

Схема получения спектра водорода.

Линейчатый спектр получается от излучения, испускаемого атомами, а полосатый — от излучения, испускаемого молекулами. Для каждого рода атомов получается свой индивидуальный спектр с определенными длинами воли. На использовании этой особенности химических элементов основан спектральный анализ веществ, в частности широко используемый для обнаружения различных примесей в полупроводниках и металлах.

Линейчатый спектр, испускаемый какими-либо атомами, находящимися, например, на солнце, выглядит там точно так же, как выглядит на земле спектр, испускаемый находящимися на ней такими же атомами. Если же на земле наблюдается спектр, испускаемый атомами, находящимися на солнце, то, как следует из вышеизложенного, его линии окажутся смешенными по сравнению с линиями такого же спектра, испускаемого на земле.

Линейчатые спектры являются строго индивидуальным свойством данной молекулы. Это справедливо не только для молекул различного состава, но и для изомеров.

Линейчатый спектр возникает в том случае, когда энергия бомбардирующих электронов достаточна, чтобы удалить электроны с наиболее глубоких слоев. В подобном случае на освободившеесяместо в К-орбите переходит электрон с L-M — или N — слоя. При каждом таком переходе испускается фотон рентгеновского излучения. Спектр такого излучения состоит из отдельных линий, соответствующих пере ходам электронов из слоев L, М, N в К-слой. Совокупность этих линий дает К-серию рентгеновского спектра, которую обычно используют в рентгеноструктурном анализе. Обычно пользуются дублетом линий К, а остальные линии отфильтровывают.

Линейчатый спектр возникает в-том случае, когда энергия бомбардирующих электронов достаточна, чтобы удалить электроны с наиболее глубоких слоев. В подобном случае на освободившееся место в К-орбите переходит электрон с L -, М — или N — слоя. При каадом таком переходе испускается фотон рентгеновского излучения. Спектр такого излучения состоит из отдельных линий, соответствующих переходам электронов из слоев L, М, N в К-слой. Совокупность этих линий дает К-серию рентгеновского спектра, которую обычно используют в рентгеноструктурном анализе. Обычно пользуются дублетом линий К, а остальные линии отфильтровывают.