2. Спектры поглощения и спектры испускания
Если между раскаленным источником света и дифракционной решеткой поместить пары металлов или каких-либо других атомов, то на фоне сплошного спектра появятся узкие темные линии (рис. 26а). Такие темные линии называют спектром поглощения. Каждый сорт атомов дает свой спектр поглощения, то есть свой характерный набор линий.
Рис. 25. Разложение света в спектр дифракционной решеткой (ДР)
Если в качестве источника использовать раскаленные пары атомов, то оказывается, что их спектр испускания состоит из большого числа отдельных линий той или иной яркости (рис. 26б). При этом положение этих ярких линий, то есть их длина волны λl, в точности совпадает с положением темных линий в спектре поглощения этих атомов. Иными словами, спектры поглощения и испускания данного сорта атомов совпадают (законы Кирхгофа). Каждый сорт атомов в раскаленном состоянии излучает характерный спектр, поэтому по спектрам испускания (или поглощения) можно определить состав атомов, излучающих свет.
Рис. 26. Спектры поглощения (а) и испускания (б) атомов
Впервые яркие линии в спектрах излучения атомов обнаружил английский физик Тальбот в 1834 г. Поместив крупинки поваренной соли NaCl в пламя свечи, он обнаружил яркую желтую линию (это была одна из линий спектра излучения Na), а поместив в пламя монохлорид стронция SrCl — увидел красную линию (это одна из линий Sr). Тальбот писал: «Можно ожидать, что оптические исследования позволяют различать малейшие количества веществ точнее, чем химические способы». Действительно, современный спектральный анализ обладает огромной чувствительностью (он определяет наличие ~10-10 г вещества) и широко используется в промышленности и наук
3. Фраунгоферовы линии
В 1862 г. Волластон заметил, что спектр Солнца испещрен множеством черных тонких линий (рис. 27). Позднее эти темные линии на сплошном спектре Солнца изучал Фраунгофер, их называют поэтому линиями Фраунгофера.
Как объяснить появление таких линий в солнечном спектре? В атмосфере Солнца есть пары элементов, которые поглощают те кванты света, которые они испускали бы в нагретом состоянии. Эти элементы и оставляют свои следы в виде фраунгоферовых линий. Естественно, что часть линий образуется за счет элементов в атмосфере Земли. Чтобы устранить поглощение в атмосфере, спектр Солнца стараются снимать на большой высоте, используя спутники или аэростаты.
Рис. 27. Спектр Солнца с фраунгоферовыми линиями
Кирхгоф нанес все темные линии солнечного спектра на бумагу (около 30 000 линий), и благодаря этому мы теперь знаем состав солнечной атмосферы (рис. 28).
Рис. 28. Сравнение относительного числа атомов различных элементов
в атмосфере Солнца (О) в земной коре (X)
Из рисунка 28 видно, что в атмосфере Солнца очень много водорода (76%) и гелия (23%). Примерно таков же состав и других звезд и туманностей в нашей Вселенной. В то же время на Земле гелия почти нет — в 1 г земной породы его не более 3·10-6 г.