Спектрален анализ, звездна вселена и планета Земя

Спектрален анализ - напред към звездната физика

Истинското значение на откритията на Фраунхофер не беше оценено няколко десетилетия. Накрая, около 1860 г., Робърт Вилхелм Бунзен (18111899) и Густав Робърт Кирхоф демонстрират важността на спектралните линии в химическия анализ. Кирхоф учи в Кьонигсберг и много млад, на 26-годишна възраст, получава професорско място в университета в Бреслау (сега Вроцлав). Там се запознава с Бунзен и стават приятели. Когато Бунзен се премества в Хайделберг, той успява да намери място и за Кирхоф там. През 1871 г. Кирхоф става професор по теоретична физика в Берлин. Говори се, че Кирхоф в своите лекции по-скоро приспивал студентите, а не им вдъхвал ентусиазъм, но сред неговите ученици били Хайнрих Херц и Макс Планк, които станали велики физици.

Дълго време Кирхоф, в сътрудничество с Бунзен, провежда своите успешни изследвания. Бунзен започва да анализира химичния състав на пробите по цвета, който придават на безцветния огън на неговата известна горелка. Кирхоф реши, че би било по-добре да използва спектроскоп за по-точно измерване на дължината на вълната (цвета). Когато това беше направено, всички линии на Fraunhofer бяха идентифицирани. Оказа се, че характерният цвят на пламъка се дължи на ярки спектрални линии с различна дължина на вълната за различните елементи. Всеки елемент има своя собствена характеристика под формата на спектрални линии, които се появяват, когато пробата се нагрее до такава температура, че се превръща в горещ газ. Спектралните линии могат да се използват за определяне на химичния състав на изследваната проба. В писмо от 1859 г. Бунзен пише: „Днес, заедно с Кирхоф, провеждаме изследване, което ни държи будни. Кирхоф направи напълно неочаквано откритие.Той е открил причината за тъмните линии в спектъра на Слънцето и е в състояние да възпроизведе тези линии... в непрекъснатия спектър на пламъка на същите места като линиите на Фраунхофер. Това отваря пътя за определяне на химическия състав на Слънцето и неподвижните звезди. ". Всъщност през 1849 г. Жан Фуко (18191868) в Париж открива съвпадение между лабораторни спектрални линии и линии в спектъра на Слънцето. Но по някаква причина откритието му беше забравено. Не знаейки нищо за работата на Фуко, Бунзен и Кирхоф повтарят и подобряват неговите експерименти.

Кирхоф обобщава резултатите си под формата на така наречените закони на Кирхоф.

I Закон на Кирхоф: Горещ плътен газ и твърди вещества излъчват непрекъснат спектър. Спектърът се нарича непрекъснат, ако съдържа всички цветове на дъгата и следователно няма тъмни линии.
II Закон на Кирхоф: Разреден (с нисък сал

ness) газовете излъчват спектър, състоящ се от ярки линии. Ярките линии с определени дължини на вълната се наричат още емисионни линии. Както вече беше споменато, спектърът с емисионни линии възниква от горещ, разреден газ в пламъка на Бунзенова горелка, наблюдаван на тъмен фон. Въпреки това, ако източник на светлина е поставен зад горелката и интензивен лъч светлина преминава през газа на този пламък, тогава може да се предположи, че светлината на горелката и светлината, идваща от източника зад горелката, ще се сумират. Ако, от друга страна, светлината, идваща отзад на горелката, има непрекъснат спектър, тогава би могло да се очаква ярките линии на пламъка на горелката да бъдат насложени върху непрекъснатия спектър. Но Кирхоф не видя това. Напротив, той видя непрекъснат спектър с тъмни линии там, където трябваше да са емисионните линии. И това той записа в своя трети закон.

III законКирхоф: Когато непрекъснат спектър преминава през разреден газ, в спектъра се появяват тъмни линии.

Тъмните линии се наричат линии на поглъщане или линии на поглъщане. В спектъра на Слънцето непрекъснатото излъчване идва от долните, относително горещи (около 5500 °C) и плътни слоеве на слънчевата повърхност. По пътя нагоре светлината преминава през по-студените и тънки слоеве на слънчевата атмосфера, което поражда тъмните линии на Фраунхофер. Спектралния анализ направи възможно изследването на химическия състав на Слънцето и дори на звездите. Например, две съседни тъмни "E" спектрални линии в слънчевия спектър се виждат като ярки линии в спектъра на горещ натриев газ. От това Кирхоф и Бунзен заключиха, че на Слънцето има много газообразен натрий. Освен това те откриха признаци на желязо, магнезий, калций, хром, мед, цинк, барий и никел в спектъра на Слънцето. До края на века са открити водород, въглерод, силиций и неизвестен елемент, който е наречен хелий в чест на гръцкото име на Слънцето. През 1895 г. хелият е открит и на Земята. Водородът има най-простия спектър от всички елементи. Неговите спектрални линии образуват толкова проста и хармонична серия, че Йохан Якоб Балмер (18251898), преподавател в университета в Базел (Швейцария), излезе с проста формула за определяне на техните дължини на вълните. Тази поредица от водородни спектрални линии се нарича Балмерови линии. Но е невъзможно да се определи степента на изобилие от елементи на Слънцето само въз основа на интензитета на спектралните линии на всеки елемент. Използвайки сложни изчисления, които отчитат температурата, беше установено, че най-разпространеният елемент в Слънцето е водородът (въпреки че неговите спектрални линии не са много интензивни), а хелият заема второ място. Делът на всички останали елементи е по-малък от 2% (таблица, тя също показваизобилието от най-често срещаните елементи на Земята и в човешкото тяло).