Ознайомлення з елементами спектрального аналізу

Автор Чернецький Ігор
Завідувач відділу створення навчально-тематичних систем знань НЦ «Мала академія наук України», кандидат педагогічних наук, голова Всеукраїнської громадської організації «Асоціація учителів фізики “Шлях освіти – ХХІ”». Наукові інтереси: моделювання освітніх та навчальних середовищ загальноосвітніх і позашкільних навчальних закладів з урахуванням трендів розвитку сучасних засобів навчання.

Теоретична частина

Спектральний аналіз – сукупність методів визначення складу (наприклад, хімічного) об’єкта, що базується на вивченні спектрів взаємодії матерії з виромінюванням: спектри електромагнітного випромінювання, радіації, акустичних хвиль, розподілу за масою та енергією елементарних частинок тощо. Спектральний аналіз ґрунтується на явищі дисперсії світла. Атоми кожного хімічного елемента мають певні резонансні частоти, внаслідок чого саме на цих частотах вони випромінюють або поглинають світло. Це призводить до того, що у спектроскопі на спектрах видимі лінії (темні або світлі) в певних місцях, характерних для кожної речовини. Інтенсивність ліній залежить від кількості речовини та її стану. У кількісному спектральному аналізі визначають зміст досліджуваної речовини за відносною або абсолютною інтенсивністю ліній або смуг у спектрах.

Якщо вузький пучок білого світла спрямувати на бічну грань тригранної призми, то, по-різному заломлюючись у склі, промені, з яких складається біле світло, дадуть на екрані райдужну смужку, що називається спектром. У спектрі всі кольори розміщені завжди в певному порядку. Світло поширюється у вигляді електромагнітних хвиль.

Кожному кольору відповідає певна довжина електромагнітної хвилі. Довжина хвилі світла зменшується від червоних променів до фіолетових, приблизно від 0,7 до 0,4 мкм. За фіолетовими променями у спектрі лежать ультрафіолетові промені, які невидимі для ока, але діють на фотопластинку. Ще меншу довжину хвилі мають рентгенівські промені. За червоними променями розташована область інфрачервоних променів. Вони невидимі, але сприймаються приймачами інфрачервоного випромінювання, наприклад спеціальними фотопластинками.

Оптичний спектральний аналіз характеризується відносною простотою виконання, відсутністю складної підготовки проб до аналізу, незначною кількістю речовини (10–30 мг), необхідної для аналізу на велике число елементів. Атомарні спектри (поглинання або випуску) отримують переведенням речовини в пароподібний стан шляхом нагрівання проби до 1 000 – 10 000 °C. Як джерела збудження атомів при емісійному аналізі електропровідних матеріалів застосовують іскру, дугу змінного струму; при цьому пробу розміщують у кратері одного з вугільних електродів. Для аналізу розчинів широко використовують полум’я або плазму різних газів.

 Найважливішим джерелом інформації про більшість космічних об’єктів є їхнє випромінювання. Спектральний аналіз випромінювання дає змогу дістати найцінніші й найрізноманітніші відомості про тіла. За допомогою цього методу можна встановити якісний і кількісний хімічний склад світила, його температуру, наявність магнітного поля, швидкість руху та багато іншого.

Для одержання спектрів застосовують спектроскоп та спектрограф. За допомогою спектроскопа спектр розглядають, а спектрограф дає можливість його сфотографувати. Спектрограма – фотографія спектра.

Спектри земних джерел і небесних тіл поділяються на такі види: суцільний і лінійчатий.

Суцільний, або неперервний спектр у вигляді райдужної смужки дають непрозорі розжарені тіла (вугілля, нитка електролампи) і досить протяжні густі маси газів.

Лінійчатий спектр випромінювання дають розріджені гази й пара під час сильного нагрівання. Кожний газ випромінює світло чітко визначених довжин хвиль і дає характерний для цього хімічного елемента лінійчатий спектр. Значні зміни стану газу або умов його світіння, наприклад нагрівання чи іонізація, спричиняють певні зміни у спектрі цього газу. Складено таблиці, в яких перелічуються лінії кожного газу й зазначається яскравість кожної лінії. Наприклад, у спектрі пари натрію (Na) особливо яскравими є дві жовті лінії.

Лінійчатий спектр поглинання дають гази й пара, якщо за ними є яскраве джерело, що дає неперервний спектр. Це неперервний спектр, перерізаний темними лініями саме в тих місцях, де мають бути яскраві лінії випромінювання, властиві зазначеному газові. Наприклад, дві темні лінії поглинання пари натрію (Na) розташовані в жовтій частині спектра.

Вивчення спектрів дає змогу аналізувати хімічний склад газів, що випромінюють або поглинають світло. Кількість атомів або молекул, які випромінюють чи поглинають енергію, визначається інтенсивністю ліній. Чим помітніша лінія певного елемента у спектрі випромінювання або поглинання, тим більше таких атомів (молекул) на шляху променя світла.

Сонце і зорі оточені газовими атмосферами. Неперервний спектр їхньої видимої поверхні перетинається темними лініями поглинання, які виникають, коли проміння проходить крізь атмосферу зірок. Тому їхні спектри – це спектри поглинання.

Спектр сонячної радіації близький до спектру випромінювання абсолютно чорного тіла з температурою 6000°К. Частина енергії, що випромінюється фотосферою Сонця, поглинається в його хромосфері, внаслідок чого у спектрі з’являються лінії поглинання, так звані фраунгоферові лінії.

Хід роботи

1. Установіть на столі оптичну лаву. Закріпіть в одному кінці лави цифровий спектрометр, в іншому – джерело живлення для газосвітних трубок.
2. Помістіть у джерело першу газосвітну трубку. Увімкніть джерело.
3. Запустіть програму RSpecExplorer . Оберіть у лівому нижньому кутку «Камера в реальному часі».
4. У лівій частині вікна програми відтворюється зображення, що його реєструє спектрометр. Для правильного визначення позиціонування спектрометра необхідно, щоб пік нульового максимуму спектру, який відображається у правому вікні, збігався з жовтою вертикальною лінією. Цього можна досягти, повертаючи спектрометр у вертикальній площині.

5. Накрийте лаву затінюванням та дочекайтеся, поки спектрометр налаштує умови освітленості.
6. У лівому нижньому вікні натисніть кнопку «Захоплення» .
7. Змінюючи налаштування спектрометра для оптимізації освітленості , зробіть ще декілька захватів. Вимкніть джерело струму.
8. Перейдіть на вкладку «Файл зображення»

та оберіть отримане зображення.

9. У лівому вікні програми курсором перемістіть та звузьте горизонтальні лінії, виділяючи джерело та отриманий спектр.

10. У правому вікні програми має утворитися розподіл за енергіями у спектрі.    
11. У верхньому меню оберіть кнопку «Елементи» .
12. У меню елементів, що з’явиться, доберіть той, лінії якого найбільше збігатимуться з отриманим спектром.

13. Занотуйте назву газу, який ви досліджували.
14. Змініть газорозрядну трубку. Повторіть попередні кроки для інших трубок, ідентифікуючи їх.
15. Поверніться до першого отриманого спектру газу.
16. Оберіть у нижній частині правого екрану програми «Еталон» – «Бібліотека».
17. У вкладці бібліотеки оберіть «Тип зірки».

18. У вкладці потрібно обрати тип зірки, спектр якої буде порівнюватися з отриманим еталонним спектром газу. Врахуйте, що у спектрі газу були емісійні лінії, а у спектрі зірок ці лінії відповідатимуть лініям поглинання.
19. Заповніть Таблицю 1 наявності газів у атмосфері зірок, перебираючи назви зірок винятково Головної послідовності. Ці зірки мають назву спектрального класу, що завершується літерою V.

Аналіз даних

Таблиця результатів