Линейчатые спектры

Цифровой мир

Современность немыслима без цифровых технологий. И, главное, отнюдь не быстродействие процессоров или количество гигабайт оперативной памяти, а шифрование сигнала

Конечно, это важно прежде всего для тех областей, где необходима конфиденциальность – в банковском деле, личном общении через интернет. Но даже простая запись фильма на диск – это шифровка

Ведь лазер прожигает не картинки, а нули и единицы. Люди, которые работают в сфере создания и обработки фотографий, знают, сколько «весит» изображение в изначальном формате Raw. Для непосвященных раскроем секрет: очень много. Потому что каждому пикселю задается свой оттенок и освещенность. Но привычные нам jpeg, tiff или даже bmp занимают на носителях информации гораздо меньше места, при этом видимое качество ничуть не хуже.

Так в чем же секрет? Ответ – виды спектров сигнала и варианты его сжатия. Фурье доказал, что любой сигнал может быть с достаточно высокой точностью разложен на ряд функций. Таким образом, каждый пиксель привычных форматов фотографии отображает не непосредственно зафиксированную краску, а спектр сигнала. Некоторые видеоформаты используют не Фурье, а вейвлет-преобразование для раскодировки небольших порций единиц и нулей в конкретную картинку. Таким образом, потеряв совсем небольшую (меньше одного процента) часть изображения можно значительно, иногда в сто раз, сократить количество занимаемого на диске или флеш-карте места.

Спектр испускания

Допустим, газ состоит из атомов какого-то химического элемента и разрежен настолько, что атомы практически не взаимодействуют друг с другом. Раскладывая в спектр излучение данного газа (нагретого до довольно высокой температуры), мы наблюдаем примерно такую картину, как на рисунке 2.

Рисунок 2. Линейчатый спектр испускания

Определение 2

Данный линейчатый спектр, который образован тонкими изолированными цветными линиями, называют спектром испускания.

Всякий атомарный разреженный газ издает свет с линейчатым спектром. Кроме того, для всякого химического элемента спектр испускания уникальный, поскольку играет роль «удостоверения личности» данного элемента. Набор линий спектра испускания однозначно говорит, какой химический элемент перед нами.

Так как газ разрежен и атомы слабо взаимодействуют друг с другом, делаем заключение, что свет излучают атомы сами по себе. Поэтому атом характеризуется дискретным, строго определенным набором длин волн испускаемого света. Каждый химический элемент, как мы уже отметили, имеет свой набор.

Нужна помощь преподавателя?
Опиши задание — и наши эксперты тебе помогут!

Описать задание

Исторические сведения[править | править код]


Фрагмент рукописи «Оптики» Ньютона с описанием одного из экспериментов с призмой.


Спектр

Исторически раньше всех прочих спектров было начато исследование оптических спектров. Первым был Исаак Ньютон, который в своем труде «Оптика», вышедшем в г. опубликовал результаты своих опытов разложения с помощью призмы белого света на отдельные компоненты различной цветности и преломляемости, то есть получил спектры солнечного излучения, и объяснил их природу, показав, что цвет есть собственное свойство света, а не вносятся призмой, как утверждал Роджер Бэкон в XIII столетии. В ходе своих опытов по интерференции света (кольца Ньютона) он также создал первую спектральную таблицу границ между цветами солнечного света, определив соответствующие длины волн. Фактически, Ньютон заложил основы оптической спектроскопии: в «Оптике» он описал все три используемых поныне метода разложения света — преломление, интерференцию и дифракцию, а его призма с коллиматором, щелью и линзой была первым спектроскопом.

Следующий этап наступил через 100 лет, когда Уильям Волластон в г. наблюдал темные линии в солнечном спектре, но не придал своим наблюдениям значения. В г. эти линии независимо обнаружил и подробно описал Фраунгофер (сейчас линии поглощения в солнечном спектре называются линиями Фраунгофера), но не смог объяснить их природу. Фраунгофер описал свыше 500 линий в солнечном спектре и отметил, что положение линии D близко к положению яркой желтой линии в спектре пламени.

Виды спектров

Свет, с которым имели дело первые исследователи, начиная с И.Ньютона, был светом нагретых предметов – Солнца или огня.

Ньютон показал, что белый свет представляет собой смесь различных цветов, которые могут быть разложены в спектр – в радужную полоску непрерывно изменяющегося цвета.

Позже было установлено, что такая радужная полоска характерна для излучения нагретых твердых и жидких веществ. Спектр такого типа был назван непрерывным.

Рис. 1. Непрерывный спектр.

Однако, нагретые газы при невысоких давлениях – дают совсем другую картину. Спектры нагретых газов дают не непрерывно изменяющуюся цветную полосу, а ряд узких линий, между которыми почти нет излучения. Такие спектры были названы линейчатыми.

Рис. 2. Примеры линейчатых спектров.

Особым видом линейчатых спектров являются полосатые спектры. Если газ находится под большим давлением, или состоит из многоатомных молекул, то его спектр представляет собой не узкие линии, а широкие полосы. Такие спектры были названы полосатыми.

Электромагнитная шкала

Однако чаще всего люди слышат это понятие, когда речь идет о науке (в частности об электромагнитной шкале). Откуда берутся электромагнитные волны? Сам механизм их возникновения до сих пор остается загадкой. Вообще область не частиц, а полей весьма загадочна. Однако известно, что электромагнитные поля (а значит и волны) возникают при наличии движущегося в пространстве заряда. И в зависимости от того, какой он и как движется, на электромагнитной шкале проявляются различные виды излучения. Спектр в данном случае рассматривается в зависимости от длины волны. Напомним, что под этим термином понимается минимальное расстояние между одинаковыми фазами соседних возмущений (если проще – между идущими друг за другом максимумами или минимумами). Самыми большими длинами волн обладают радиоволны, самыми маленькими – гамма-излучение. То, что видит человеческий глаз, составляет лишь малую долю всего диапазона и расположено ближе к началу шкалы. Поэтому виды спектров различаются прежде всего по длине волны или частоте.

Почему свет — ключ к пониманию космоса?

Примерно в то самое время, как Уильем Гершель обнаружил инфракрасное излучение, Йозеф Фраунгофер, сын бедного стекольщика, работал в мастерской отца. После его смерти юный Фраунгофер в возрасте 12 лет поступил обучаться, а затем работать в стекольную мастерскую в Мюнхене. Благодаря череде случайных событий, будущий физик в 1806 году получил математическое образование и стал ассистентом математического и оптического института в Мюнхене. Именно там изготавливались линзы и оптические приборы. К 27 годам, Йозеф Фраунгофер стал ведущим создателем высококачественных линз для телескопов и оптического оборудования.

В поисках наилучшего стекла для линз Фраунгофер экспериментировал с призмами. Так как свет — это одновременно частица и волна, также как длина волны звука определяет высоту тона, который мы слышим, длина световой волны определяет цвет, который мы видим. Но как призма разделяет цвета, скрытые в луче солнечного света? Когда свет движется сквозь воздух или космос, все его цвета движутся с одной скоростью. Но столкнувшись со стеклом под углом, свет замедляется и меняет свое направление. Получается, что внутри призмы каждый цвет движется с разной скоростью.

Столкнувшись со стеклом под углом, свет меняет свое направление

В стекле фиолетовый цвет — его световые волны одни из самых коротких — замедляется больше красного, у которого волны длиннее всего. Эти изменения в скорости разделяют цвета так, что они движутся в немного разных направлениях. Именно это открытие мог совершить Исаак Ньютон, но звезды распорядились иначе. Открытие Фраунгофера положило начало астрофизике — разделу астрономии, который изучает физические процессы в астрономических объектах, используя принципы физики и химии. Но как? Фраунгофер увидел, что в свете запечатлены вертикальные черные линии — самый настоящий секретный код. Как рассказывает астрофизик и популяризатор науки Нил Деграсс Тайсон в сериале “Космос: пространство и время”, этот шифр пришел к нам из “другой вселенной”. На расшифровку послания, заключенного в эти загадочные черные линии ушло без малого 100 лет.

Вертикальные черные линии — ключ к пониманию космоса

Типы спектров

Два представления : сверху «естественное» (видимое в спектроскопе), снизу — как зависимость интенсивности от длины волны. Показан комбинированный спектр излучения солнца. Отмечены линии поглощения бальмеровской серии водорода.

По характеру распределения значений физической величины спектры могут быть дискретными (линейчатыми), непрерывными (сплошными), а также представлять комбинацию (наложение) дискретных и непрерывных спектров.

Примерами линейчатых спектров могут служить масс-спектры и спектры связанно-связанных электронных переходов атома; примерами непрерывных спектров — спектр электромагнитного излучения нагретого твердого тела и спектр свободно-свободных электронных переходов атома; примерами комбинированных спектров — спектры излучения звёзд, где на сплошной спектр фотосферы накладываются хромосферные линии поглощения или большинство звуковых спектров.

Другим критерием типизации спектров служат физические процессы, лежащие в основе их получения. Так, по типу взаимодействия излучения с материей, спектры делятся на эмиссионные (спектры излучения), абсорбционные (спектры поглощения) и спектры рассеивания.

  • Электромагнитный спектр — совокупность всех диапазонов частот электромагнитных волн.
  • Эмиссионный спектр — набор частот электромагнитного излучения, испускаемого атомом или молекулой при переходе на более низкий энергетический уровень.
  • Спектр масс — набор значений масс элементарных частиц.
  • Энергетический спектр — зависимость энергии частицы от импульса.
  • Спектр нейтронов — функция, описывающая распределение нейтронов по энергии.

Исторические сведения

Исторически раньше всех прочих спектров было начато исследование оптических спектров. Первым был Исаак Ньютон, который в своём труде «Оптика», вышедшем в 1704 году, опубликовал результаты своих опытов разложения с помощью призмы белого света на отдельные компоненты различной цветности и преломляемости, то есть получил спектры солнечного излучения, и объяснил их природу, показав, что цвет есть собственное свойство света, а не вносится призмой, как утверждал Роджер Бэкон в XIII веке. Фактически, Ньютон заложил основы оптической спектроскопии: в «Оптике» он описал все три используемых поныне метода разложения света — преломление, интерференцию и дифракцию, а его призма с коллиматором, щелью и линзой была первым спектроскопом.

Следующий этап наступил через 100 лет, когда Уильям Волластон в 1802 году наблюдал тёмные линии в солнечном спектре, но не придал своим наблюдениям значения. В 1814 году эти линии независимо обнаружил и подробно описал Фраунгофер (сейчас линии поглощения в солнечном спектре называются линиями Фраунгофера), но не смог объяснить их природу. Фраунгофер описал свыше 500 линий в солнечном спектре и отметил, что положение линии D близко к положению яркой жёлтой линии в спектре пламени.

В 1854 году Кирхгоф и Бунзен начали изучать спектры пламени, окрашенного парами металлических солей, и в результате ими были заложены основы спектрального анализа, первого из инструментальных спектральных методов — одних из самых мощных методов экспериментальной науки.

В 1859 году Кирхгоф опубликовал в журнале «Ежемесячные сообщения Берлинской академии наук» небольшую статью «О фраунгоферовых линиях». В ней он писал:

Спектроскоп Кирхгофа-Бунзена, Annalen der Physik und der Chemie (Poggendorff), Vol. 110 (1860).


Оптический линейчатый эмиссионный спектр азота

Примечательно, что эта работа Кирхгофа неожиданно приобрела и философское значение: ранее, в 1842 году, основоположник позитивизма и социологии Огюст Конт в качестве примера непознаваемого привёл именно химический состав Солнца и звёзд:

Работа Кирхгофа позволила объяснить природу фраунгоферовых линий в спектре Солнца и определить химический (или, точнее, элементный) состав его атмосферы.

Фактически, спектральный анализ открыл новую эпоху в развитии науки — исследование спектров как наблюдаемых наборов значений функции состояния объекта или системы оказалось чрезвычайно плодотворным и, в конечном итоге, привело к появлению квантовой механики: Планк пришёл к идее кванта в процессе работы над теорией спектра абсолютно чёрного тела.

В 1910 году были получены первые неэлектромагнитные спектры: Дж. Дж. Томсон получил первые масс-спектры, а затем в 1919 году Астон построил первый масс-спектрометр.

С середины XX века, с развитием радиотехники, получили развитие радиоспектроскопические, в первую очередь магнито-резонансные методы — спектроскопии ядерного магнитного резонанса (ЯМР-спектроскопия, являющаяся сейчас одним из основных методов установления и подтверждения пространственной структуры органических соединений), электронного парамагнитного резонанса (ЭПР), циклотронного резонанса (ЦР), ферромагнитного (ФР) и антиферромагнитного резонанса (АФР).

Другим направлением спектральных исследований, связанным с развитием радиотехники, стала обработка и анализ первоначально звуковых, а потом и любых произвольных сигналов.

Что такое спектральные линии?

Но вернемся к спектру Фраунгофера. Что создает эти загадочные линии? Оказалось, они возникают, когда световые волны определенных цветов поглощаются. Вот только происходит это на совершенно ином уровне реальности — в квантовом мире.

Чтобы не запутаться, давайте вспомним что из себя представляют атомы. Итак, частица вещества микроскопических размеров и массы — наименьшая часть химического элемента и носитель его свойств — называется атомом. Атомы состоят из ядра и электронов, а само ядро атома состоит из протонов и нейтронов. При этом количество нейтронов в ядре может варьироваться от нуля до нескольких десятков. Чем меньше электронов, тем проще атом. Таким, к слову, является атом водорода. В космосе он встречается чаще других и состоит из одного электрона и одного протона. Но в квантовом мире все совсем не так, как в нашем. Так, каждый электрон вращается вокруг ядра, но его орбитали и размер строго ограничены для каждого из химических элементов. Именно по этой причине вещества так сильно отличаются друг от друга — энергетические свойства вещества определяются орбиталями его электронов. Чем орбиталь больше, тем больше энергия электрона.

Строение атома: электроны “танцуют” по орбиталям вокруг ядра

Когда Фраунгофер рассматривал солнечный свет через призму, он увеличил его спектр с помощью телескопа. Так ученый разгадал секретный шифр света — черные линии оказались ничем иным, как танцем электронов в атоме. Когда энергия электрона падает и он перескакивает на орбиталь ниже, свет, который он излучает, пропадает. Черные вертикальные линии появляются в спектре потому, что большая часть света попросту не доходит до нас. Некоторые из этих темных линий — тени, оставленные атомами водорода в атмосфере Солнца. Другие оставлены атомами натрия, железа и.т.д. Атомы разных химических элементов отбрасывают разные тени и происходит это из-за количества электронов и их орбиталей.

Получается, если взглянуть на звезду через спектрометр, можно увидеть темные линии от элементов, которые содержатся в ее атмосфере. Но с помощью спектрометра можно смотреть не только на звезды и далекие галактики. Методы спектроскопии сегодня позволяют определить состав чего угодно. Благодаря спектральным линиям Фраунгофера мы узнали, что все галактики, звезды и все живые существа на нашей планете состоят из одних и тех же элементов. Каждый элемент, где бы он ни находился, обладает своей уникальной подписью. Однако наиболее удивительным открытием из спектроскопии оказалось то, что она не способна увидеть. Речь идет о темной материи. Считается, что самая таинственная форма материи во Вселенной никак не взаимодействует с электромагнитным излучением. При этом она составляет 85% всей материи. Сегодня ученые полагают, что темная материя состоит из частиц, которые пока что не обнаружены. И несмотря на то, что сегодня у нас больше вопросов, чем ответов, история науки показывает, что мы на правильном пути.

Исторические сведения

Исторически раньше всех прочих спектров было начато исследование оптических спектров. Первым был Исаак Ньютон, который в своём труде «Оптика», вышедшем в 1704 году, опубликовал результаты своих опытов разложения с помощью призмы белого света на отдельные компоненты различной цветности и преломляемости, то есть получил спектры солнечного излучения, и объяснил их природу, показав, что цвет есть собственное свойство света, а не вносится призмой, как утверждал Роджер Бэкон в XIII веке. Фактически, Ньютон заложил основы оптической спектроскопии: в «Оптике» он описал все три используемых поныне метода разложения света — преломление, интерференцию и дифракцию, а его призма с коллиматором, щелью и линзой была первым спектроскопом.

Следующий этап наступил через 100 лет, когда Уильям Волластон в 1802 году наблюдал тёмные линии в солнечном спектре, но не придал своим наблюдениям значения. В 1814 году эти линии независимо обнаружил и подробно описал Фраунгофер (сейчас линии поглощения в солнечном спектре называются линиями Фраунгофера), но не смог объяснить их природу. Фраунгофер описал свыше 500 линий в солнечном спектре и отметил, что положение линии D близко к положению яркой жёлтой линии в спектре пламени.

В 1854 году Кирхгоф и Бунзен начали изучать спектры пламени, окрашенного парами металлических солей, и в результате ими были заложены основы спектрального анализа, первого из инструментальных спектральных методов — одних из самых мощных методов экспериментальной науки.

В 1859 году Кирхгоф опубликовал в журнале «Ежемесячные сообщения Берлинской академии наук» небольшую статью «О фраунгоферовых линиях». В ней он писал:

Спектроскоп Кирхгофа-Бунзена, Annalen der Physik und der Chemie (Poggendorff), Vol. 110 (1860).


Оптический линейчатый эмиссионный спектр азота

Примечательно, что эта работа Кирхгофа неожиданно приобрела и философское значение: ранее, в 1842 году, основоположник позитивизма и социологии Огюст Конт в качестве примера непознаваемого привёл именно химический состав Солнца и звёзд:

Работа Кирхгофа позволила объяснить природу фраунгоферовых линий в спектре Солнца и определить химический (или, точнее, элементный) состав его атмосферы.

Фактически, спектральный анализ открыл новую эпоху в развитии науки — исследование спектров как наблюдаемых наборов значений функции состояния объекта или системы оказалось чрезвычайно плодотворным и, в конечном итоге, привело к появлению квантовой механики: Планк пришёл к идее кванта в процессе работы над теорией спектра абсолютно чёрного тела.

В 1910 году были получены первые неэлектромагнитные спектры: Дж. Дж. Томсон получил первые масс-спектры, а затем в 1919 году Астон построил первый масс-спектрометр.

С середины XX века, с развитием радиотехники, получили развитие радиоспектроскопические, в первую очередь магнито-резонансные методы — спектроскопии ядерного магнитного резонанса (ЯМР-спектроскопия, являющаяся сейчас одним из основных методов установления и подтверждения пространственной структуры органических соединений), электронного парамагнитного резонанса (ЭПР), циклотронного резонанса (ЦР), ферромагнитного (ФР) и антиферромагнитного резонанса (АФР).

Другим направлением спектральных исследований, связанным с развитием радиотехники, стала обработка и анализ первоначально звуковых, а потом и любых произвольных сигналов.

Спектры произвольных сигналов: частотное и временное представления[править | править код]


Спектр ядерного магнитного резонанса (1H), полученный методом Фурье-спектроскопии ЯМР. Красным показан исходный временной спектр (интенсивность-время), синим — частотный (интенсивность-частота), полученный Фурье-преобразованием.

В Фурье, занимавшийся теорией распространения тепла в твёрдом теле, опубликовал работу «Аналитическая теория тепла», сыгравшую значительную роль в последующей истории математики. В этой работе он описал метод разделения переменных (метод Фурье), основанный на представлении функций тригонометрическими рядами (ряды Фурье). Фурье также сделал попытку доказать возможность разложения в тригонометрический ряд любой произвольной функции, и, хоть его попытка оказалась неудачна, она, фактически, стала основой современных методов цифровой обработки сигналов.

Оптические спектры, например, Ньютоновский, количественно описываются функцией зависимости интенсивности излучения от его длины волны f(λ)f(\lambda )
или, что эквивалентно, от частоты f(ω)f(\omega )
, то есть функция f(ω)f(\omega )
задана на частотной области (frequency domain). Частотное разложение в этом случае выполняется анализатором спектроскопа — призмой или дифракционной решеткой.

В случае акустики или аналоговых электрических сигналов ситуация другая: результатом измерения является функция зависимости интенсивности от времени j(τ)j(\tau )
, то есть эта функция задана на временной области (time domain). Но, как известно, звуковой сигнал является суперпозицией звуковых колебаний различных частот, то есть такой сигнал можно представить и в виде «классического» спектра, описываемого f(ω)f(\omega )
.

Именно преобразование Фурье однозначно определяет соответствие между j(τ)j(\tau )
и f(ω)f(\omega )

Преобразование Фурье лежит в основе метода Фурье-спектроскопии.

Спектры поглощения

Вид спектров был объяснен в модели атома Н. Бора. Тепловое излучение испускает кванты света (фотоны) любых длин волн около какого-то среднего значения, спектр получается непрерывным. Атомы возбужденного газа излучают лишь при переходах электронов с одного энергетического уровня на другой. Поэтому на спектре присутствуют только узкие полоски. Если газы находятся под большим давлением, их атомы начинают взаимодействовать, и электроны могут переходить между соседними атомами, энергия таких переходов лежит в более широком диапазоне, в результате в спектре получаются широкие полосы. Тоже самое происходит, если атомы находятся в составе молекул.

Теория Н. Бора предсказывала не только излучение при переходе с более высокого уровня на более низкий. Электроны могут переходить с более низкого уровня на более высокий, если они поглощают определенное количество энергии. Таким образом, если газ облучать белым светом с непрерывным спектром, то фотоны, обладающие энергией перехода с более низкого уровня на более высокий, будут поглощаться электронами. В составе спектра энергии этой длины волны будет меньше, в спектре появятся темные полосы.

Проведенные эксперименты подтвердили это предположение. Если белый свет пропускать через холодный газ, а потом разлагать в спектр – то в непрерывном спектре появляются темные полосы как раз в тех местах, где кванты света поглощались атомами газа. Такие спектры были названы спектрами поглощения.

Рис. 3. Примеры спектров поглощения.

Спектры поглощения газов бывают тех же типов, что и спектры излучения – линейчатые и полосатые. Первые образуют газы при низких давлениях. Вторые – это спектры газов при высоких давлениях или молекулярные спектры поглощения.

Именно спектр поглощения позволяет исследовать химический состав Солнца. Нагретая поверхность Солнца излучает непрерывный спектр, а внешние слои солнечной атмосферы избирательно поглощают свет, образуя спектр поглощения, который может быть исследован. При таком исследовании был открыт элемент гелий.

Что мы узнали?

Согласно теории Н. Бора, электроны атомов излучают свет, переходя с более высоких на более низкие энергетические уровни. При переходах на более высокий уровень, электроны поглощают свет. Таким образом, если облучать газ непрерывным спектром – в нем появятся темные линии поглощения. Такой спектр называется спектром поглощения.

  1. /5

    Вопрос 1 из 5

Виды спектров .

Спектральный состав излучения веществ очень разнообразен, но не­смотря на это, каждый спектр делится на 3 типа:

  • непрерыв­ные спектры,
  • линейчатые спектры,
  • полосатые спектры.

Непрерывные спектры, либо сплошные спектры, как видно из опытов, дают тела, которые находятся в твердом либо жидком состоянии, или очень сжатые газы. Что бы получить непрерывный спектр, тело необходимо нагреть до большой температуры.

Непрерывные спектры определяются не только излучательной способностью самих атомов, но в большой степени зависят от взаимодействия атомов друг с другом.

На рисунке вы видите кривую зависимости спектральной плот­ности интенсивности теплового излучения от частоты (спектр) тела с сильно черной поверхностью. У кривой есть максимум при частоте vmax, которая зависит от температуры тела. С увеличением температуры максимум энергии излучения сдвигается к боль­шим частотам. Энергия излучения, которая приходится на очень маленькие (v → ) и очень большие (v → ∞) частоты, весьма мала. В сплошном спектре представлены каждая из длин волн.

Линейчатые спектры складываются из отдельных спектральных линий, это признак того, что вещество излучает свет конкретных длин волн в определенных, очень узких спектральных интервалах. Все линии имеют конечную длину.

Линейчатые спектры дают все вещества в газообразном атомарном (но не молекулярном) состоянии. В таком случае излучают атомы, которые не взаимодействуют друг с другом. Это фунда­ментальный, самый основной тип спектров.

Изолированные атомы излучают строго определенные длины волн, характерные для данного типа атомов. Классическим примером линейчатого спектра является спектр атома водорода.