История лазера. Научное издание

Бертолотти Марио

Рстоки спектроскопии

Рзучение состава света, испускаемого раскаленными телами, является предметом спектроскопии. Рта дисциплина родилась РІ XIX РІ. Рё сыграла фундаментальную роль РІ изучении света Рё строения атомов, являясь совершенной необходимостью для понимания принципов работы мазеров Рё лазеров. РњС‹ можем сказать, что РѕРЅР° возникла РІ 1802 Рі. СЃ открытием английским физиком Вильямом Волластоном (17661828) присутствия темных линий РІ спектре солнечного света.

Волластон стал богатым человеком, когда в 1804 г. изобрел процесс получения чистой ковкой платины, пригодной для изготовления сосудов. Он также выделил

два новых элемента, палладиума (в 1804 г.) и родия (в 1805 г.). Первый был назван в честь астероида Паллас, который был открыт в 1804 г., а второй за розовый цвет его соединений. В 1807 г. Волластон запатентовал особую камеру, в которой призма отражала свет от объекта, который хотели зарисовать, на бумагу и в глаз художника. Тем самым у художника создавалась иллюзия, что изображение уже на бумаге, и он мог просто зарисовать его, обводя контуры. Волластон был другом Томаса Юнга и был приверженцем волновой теории света. В 1802 г. он наблюдал темные линии в спектре Солнца, он не понял их важности и полагал, что они просто естественные контуры цветных линий.

Рис. 8. Солнечный спектр с темными линиями Фраунгофера. Некоторые из них снабжены буквами, использованными Фраунгофером.

Двенадцатью годами позже Джозеф Фраунгофер (17871826), сотрудник Бенидиктинского оптомеханического института РІ Баварии, СЃРЅРѕРІР° открыл темные линии РІ солнечном спектре, РєРѕРіРґР° измерял дисперсионную силу разных стекол, Рё стал изучать эти линии. РћРЅ установил РёС… положение РІ спектре, для большого числа (576, если говорить точно), Рё обозначил наиболее заметные РёР· РЅРёС… буквами РѕС‚ Рђ РІ крайней красной области РґРѕ Рќ РІ фиолетовой (СЂРёСЃ. 8). Рти темные линии указывают, что определенные длины волн отсутствуют РІ солнечном свете, достигающем Землю. Р’ то же самое время Фраунгофер открыл, что яркая желтая линия (РЅР° самом деле РґРІРµ тесно расположенные линии), которая присутствует РІ свете всех пламен, наблюдаемых РІ спектроскоп, занимает то же положение, что Рё темная линия, которую РѕРЅ обозначил Р±СѓРєРІРѕР№ D, РІ солнечном спектре.

Фраунгофер был сыном бедного стекольщика. Сперва он работал подмастерьем в гранильной мастерской, а затем рабочим на фабрике зеркал. Случилось так, что здание фабрики рухнуло, и 15-летний мальчишка оказался под обломками. Он чудом выжил, и в честь его чудесного спасения и король дал ему 18 дукатов. Для мальчика это было настоящим сокровищем, на эти деньги он купил инструменты и книги. Позднее Фраунгофер станет знаменитым оптиком.

Он хотел улучшить ахроматические линзы (линзы, свободные от эффектов дисперсии), которые изучал английский оптик Джон Доллонд (17061761). В 1756 г. Доллонд сложил вместе два стекла с почти противоположными силами дисперсии, с целью исключить хроматическую аберрацию. Большой трудностью было измерить силу дисперсии разных стекол, используемых для изготовления линз. Фраунгофер, занимаясь измерениями с призмами из различных стекол, и открыл темные линии в солнечном спектре.

Его открытие явилось предшественником того, что позднее было названо спектральным химическим анализом. Началом можно считать 1826 г., когда Вильям Тальбот (18001877) обнаружил точную связь между спектром свечения пламени и вещества, содержащегося в нем. Он предположил, что цвет пламени можно использовать вместо продолжительного химического анализа для установления природы горящего вещества.

Рљ началу XIX РІ. века были успешно разработаны инструменты (спектроскопы), нужные для измерения структуры спектров СЃ необходимой точностью Рё методы измерения длин волн. Рто произошло РІ значительной мере благодаря

работам Фраунгофера и Френеля. Таким образом, предположение Тальбота могло быть практически реализовано.

Р РёСЃ. 9 показывает простейший спектроскоп, подобный тем, что РІСЃРµ еще используются РІ школах. РћСЃРЅРѕРІРЅРѕР№ частью РїСЂРёР±РѕСЂР° является стеклянная РїСЂРёР·РјР°, помещенная между РґРІСѓРјСЏ небольшими телескопами. РћРґРёРЅ РёР· РЅРёС… снабжен СѓР·РєРѕР№ (регулируемой) щелью, через которую исследуемый свет (пламя РЅР° СЂРёСЃСѓРЅРєРµ) попадает РЅР° РїСЂРёР·РјСѓ. Второй телескоп собирает разложенный свет. Рспользуется еще Рё третий телескоп, который является просто трубкой, РЅР° конце которой располагается штрихи шкалы, подсвечиваемой РёР·РІРЅРµ. Штрихи шкалы проектируются РЅР° спектр, что позволяет определять положение линий.

Рис. 9. Старинная модель спектроскопа с бунзеновской горелкой

Решающий, заключительный шаг, РІ отношении спектрального химического анализа приписывается ученым РёР· Гейдельбергского университета С…РёРјРёРєСѓ Роберту Бунзену (18111899) Рё физику Густаву Кирхгофу (18241887), которые вместе работали над этой проблемой РІ 18601861 РіРі. РћРЅРё построили стандартный РїСЂРёР±РѕСЂ для анализа спектров элементов, входящих РІ состав солей, которые вносились РІ пламя (использовалась горелка Бунзена газовая горелка, РІ которой сжигалось исследуемое вещество). РћРЅРё открыли, что СЏСЂРєРёРµ линии спектра раскаленных солей металлов являются характерными для определенного металла. Первым практическим доказательством огромных возможностей спектрального анализа для изучения химического состава веществ было открытие новых элементов: цезия Рё СЂСѓР±РёРґРёСЏ. Рспользуя эту экспериментальную методику, РљРёСЂС…РіРѕС„ идентифицировал РјРЅРѕРіРёРµ темные линии Фраунгофера. Например, D-линия принадлежит натрию (СЂРёСЃ. 10). Давид Брюстер (17811868) РІ 1832 Рі. уже РѕР±СЉСЏСЃРЅСЏР» происхождение темных линий солнечного спектра тем, что свет, испускаемый горячей поверхностью Солнца, прежде, чем достигнуть Земли, РїСЂРѕС…РѕРґРёС‚ через внешнюю более холодную атмосферу Солнца, компоненты которой поглощают практически РЅР° тех же длинах волн, которые испускаются РїСЂРё более высокой температуре. Таким образом, темная линия появляется там, РіРґРµ должна была Р±С‹ быть яркая линия, если Р±С‹ РЅРµ было атмосферы. Например, пары натрия (легко получаемые добавлением РІ пламя горелки обычной поваренной соли) испускают характерный желтый свет, образуемый РґРІСѓРјСЏ СѓР·РєРёРјРё Рё близкими РґСЂСѓРі Рє РґСЂСѓРіСѓ линиями (D -линия). Где Р±С‹ РЅРё появлялись РІ спектре эти линии, РјС‹ можем СЃ уверенностью утверждать, что РІ источнике спектра содержится натрий. Ртот мощнейший метод химического анализа позволяет обнаруживать минимальные следы вещества Рё РЅРµ зависит РѕС‚ расстояния РґРѕ исследуемого объекта, позволяя, например, исследовать звезды.

Длины волн излучения, которое испускается веществом, может также Рё поглощаться РёРј РЅР° тех длинах волн. Если, например, РјС‹ посылаем интенсивный свет, содержащий РІСЃРµ видимые длины волн (непрерывный спектр излучения), через пламя РІ котором сгорает натрий, то РІ пропущенном свете обнаружится отсутствие длин волн, соответствующих РґРІСѓРј желтым линиям D-линии натрия. Р’ спектре РґРІРµ темные линии появляются РІ тех местах, РІ которых наблюдаются РґРІРµ СЏСЂРєРёРµ линии РІ спектре излучения. Рто объяснение применимо РЅРµ только для нашего Солнца, РЅРѕ Рё для любой звезды. Действительно, темные линии, подобные тем, что Фраунгофер наблюдал РІ солнечном спектре, наблюдаются Рё РІ спектрах звезд, Рё положение этих линий указывает, какие длины волн поглощаются веществами РІ звездных атмосферах, что позволяет определить эти вещества.