Спектры поглощения и испускания — ключи к установлению дискретности внутренней энергии атомов

Сложность состава солнечного света была обнаружена Ньютоном, разложившим солнечный свет (в 1066 году), как теперь говорят, в спектр с помощью им же впервые созданного спектрографа, в простейшем случае состоящего просто из оптической призмы, разворачивающей коллимированный луч солнечного света в подобие радуги.

Рисунок из "Оптики" Ныотона (1704 г.), демонстрирующий получение спектра солнечного света

Рис. 4.1. Рисунок из "Оптики" Ныотона (1704 г.), демонстрирующий получение спектра солнечного света

На рисунке 4.1 изображено отверстие F в ставне, пропускающее в затемненную комнату узкий луч солнечного света, падающий на линзу MN.

Современное объяснение опыта таково: в отсутствие стеклянной призмы АВС линза создает изображение отверстия F в точке / (поэтому размер точки I определяется линейным увеличением линзы и размером отверстия F). Если же за линзой помещается призма, то после преломления возникает удлиненное (окрашенное цветами радуги) изображение pi, ширина которого определяется диаметром точки /, а высота пропорциональна, в частности, производной показателя преломления но длине волны света (то есть дисперсии показателя преломления dn/d), а также геометрическим параметрам установки (применительно к спектрографу, изображенному на рис. 4.1, когда свет полностью заполняет треугольную призму, высота изображения будет пропорциональна наибольшей толщине стекла АВ и, как легко

понять, фокусной длине линзы). Спектр солнечного излучения приблизительно соответствует непрерывному снектру излучения абсолютно черного тела при температуре около 6000 К (см. иод- раздел 3.2.3), поэтому Ныотон и получил непрерывное изображение /;/, окрашенное цветами радуги.

До Ньютона никто не догадывался о связи цвета и преломляемости света. Ныотон, таким образом, явился основоположником спектроскопии светового излучения, получив возможность выделять из луча света, говоря современным языком, любые его монохроматические компоненты. Однако последующее развитие спектроскопии происходило удивительно медленно: так, понадобилось более 100 лет, чтобы обнаружить что-либо новое при наблюдении спектров!

Только в 1800 году английский астроном Ф.В.Гершель открыл[1] инфракрасную часть солнечного спектра. В следующем, 1801 году немецкий ученый II.В. Риттер открыл[2] ультрафиолетовые лучи. Независимо от Риттера в том же 1801 году ультрафиолетовые лучи открыл и английский ученый У.Х. Волластон.

Кроме того, в 1802 году Волластон, воспроизводя опыт Ньютона (без линзы) по разложению солнечного света в спектр (но взяв в качестве источника света не круглое отверстие F в ставне, а узкую щель), обнаружил несколько темных линий в спектре, которые он ошибочно приписал отсутствующим в природе "естественным границам" между цветами спектра.

Исследуя же спектр внутренней части пламени свечи[3], Волластон обнаружил несколько ярких линий на фоне более темных щюмежутков, фактически открыв линейчатый спектр светящихся газов. Однако открытия Волластона долгое время оставались незамеченными (и необъясненными).

Через 15 лет они были вновь сделаны (не знавшим о работах Волластона) немецким ученым-самоучкой, оптиком и механиком И. Фраунгофером (1787-1826), прожившим короткую, но удивительно плодотворную жизнь[4]. В своих первых работах но спектроскопии Фраунгофер использовал спектрограф, предложенный еще Ньютоном — с призмой в качестве диспергирующего элемента, но при этом в качестве входного отверстия выбрал, как и Волластон, узкую щель (шириной 0.5 мм), а спектр наблюдал через зрительную трубу, то есть со значительным увеличением. Наблюдение пламени сальной свечи0 показало присутствие двух близко расположенных ярких желтых линий (как теперь говорят, дублета) на фоне сплошного спектра свечи.

Фраунгофер решил, что и в солнечном свете должны присутствовать эти же две яркие желтые линии. Однако, взглянув на спектр солнечного света через зрительную трубу, Фраунгофер обнаружил на том месте спектра, где пламя свечи давало две ярких желтых линии, две темных линии!

Более того, весь спектр солнечного света, кажущийся просто радужным при наблюдении невооруженным глазом, при наблюдении через зрительную трубу показал "бесчисленное количество темных линий", некоторые из которых казались "совсем черными"!

Фраунгофер составил рисунок солнечного спектра, обозначив наиболее заметные черные линии латинскими буквами от А до Н. при этом черный дублет, соответствующий двум желтым линиям спектра свечи, получил обозначение D. Всего между D и Н Фраунгофер обнаружил 754 линии. Первые результаты своих спектроскопических исследований Фраунгофер опубликовал в 1817 году, и позднее темные линии в спектре солнечного излучения получили в его честь название "фраунгоферовых линий".

К настоящему времени обнаружено более 20 000 фраунгоферовых линий в инфракрасной, видимой и ультрафиолетовой частях спектра.

Помимо факта обнаружения темных линий в спектре солнечного света Фраунгоферу удалось в конце концов измерить соответствующие длины волн с высокой степенью точности. Сделал он это с помощью им же изобретенной в 1821 году дифракционной решетки[5].

Первоначально Фраунгофер изготовил дифракционную решетку, натягивая тонкую серебряную проволоку на углубления двух точно нарезанных параллельно расположенных винтов, то есть точно так же, как и Риттенхаус. Однако число витков (около 19 на миллиметр) было невелико, и Фраунгофер сконструировал машину для процарапывания штрихов на золотой пленке, нанесенной на стекло; либо алмазом нанося штрихи прямо на стекло, при этом число штрихов возросло до 300 на миллиметр.

Фраунгофер не только исследовал дифракцию света на дифракционных решетках в параллельных лучах (с тех пор такая дифракция стала называться "дифракцией Фраунгофера"), но и сумел разработать теорию действия решетки на основе волновой теории света, только недавно победившей корпускулярную точку зрения Ньютона. В частности, Фраунгофер получил для нормального падения на решетку параллельного пучка света уравнение, дающее связь между углом дифракции, периодом решетки, длиной волны света и порядком дифракции [см. подраздел 3.1.2, уравнение (3.25) и рис. 3.9].

Изобретение дифракционной решетки, изготовление сове1ь шейных решеток, а также построенная теория их действия дали возможность Фраунгоферу производить абсолютное определение длин волн света с высокой точностью. Например, для длин волн линий В и С Фраунгофер получил значения 687.8 и 656.4 им при современных их значениях 687.0 и 656.3 нм соответственно. Линию D Фраунгофер распознал как дублет со средней длиной волны 588 нм, тогда как современные значения длин волн дублета — 589.592 им (D) и 588.995 им (D2).

Помимо спектра солнечного света Фраунгофер изучал спектры Луны, Марса, Венеры, а также ярких звезд Капеллы, Бетел ьгейзе и Поллукса. Оказалось, что спектры звезд все содержат темные линии, частично отличающиеся от солнечных темных линий (но D-линия обнаружена была везде).

Наблюдения Фраунгофера положили начало "спектральной классификации звезд", а самого Фраунгофера иногда называют "отцом астрофизики"[6].

Сущность открытых Фраунгофером темных линий в спектре Солнца долгое время не поддавалась разгадке, также как было совершенно неясно, почему линии D и 0-2 в спектре сальной свечи находятся в избытке, а в спектре Солнца именно эти же самые линии D[ и D-2 — в недостатке!

Автор известного многотомного справочника но спектроскопии Г. Кайзер охарактеризовал вклад Фраунгофера в развитие спектроскопии следующим образом: «Фраунгофер не выдвигает в этих работах никаких гипотез о происхождении светлых и темных линий спектров. И, однако, выигрыш от этих работ был огромный. Мы узнали, во-первых, что солнечный спектр на определенных местах имеет темные линии, которые позволяют обозначать строго определенные места спектра вместо таких расплывчатых указаний, как, например в "начале зеленой части" и т. и. Мы могли теперь с помощью решеток каждое определенное место спектра характеризовать его длиной волны. Мы узнали, далее, что и другие небесные тела имеют подобные линии, но что эти линии в зависимости от объекта могут быть различными. Мы узнали, наконец, что земные источники дают светлые линии. Работы Фраунгофера являются блестящим примером абсолютно достоверного исследования без всяких гипотез с точным определением, что действительно доказано и какая достигнута точность».

Результаты исследований Фраунгофера, естественно, привлекли к себе внимание. Стали изучаться спектры разнообразных источников света (пламён свечей, искрового и дугового разрядов), дающих, в отличие от непрерывных спектров накаленных твердых тел, наложение сплошного и линейчатого спектров.

Получалась весьма пестрая картина, было зарегистрировано большое число сплошных, линейчатых и полосатых спектров[7], в которых число и положение линий зависело от вещества примесей, вводимых в пламя, от материала электродов, служащих для создания искр и дуг. Эмпирические материалы постоянно накапливались, а их интерпретация отсутствовала. В частности, только в 1856 году было показано, что яркий желтый дублет D в спектре сальных свечей возникает благодаря натрию, присутствующему в большинстве веществ животного происхождения[8].

Тайна природы темных линий в спектрах звезд, а также светлых линий в спектрах пламён, искр и дуг не давала покоя ученым продолжительное время. Некоторые ученые были очень близки к разрешению проблемы, но лишь Кирхгофу в 1859 году удалось разгадать природу фраунгоферовых линий и открыть (совместно с немецким химиком Р. Бунзеном) новый метод исследования вещества — спектральный а налги.

В 1859 году появилась небольшая заметка, содержащая описание открытия фундаментального значения: Кирхгоф обнаружил явление об}>ащепия спектральных линий и объяснил природу фраунгоферовых линий, интерпретированных как спектры поглощения. Суть открытия Кирхгоф изложил следующим образом: «Фраунгофер заметил, что в спектре пламени свечи появляются две яркие линии, которые совпадают с двумя темными линиями D в солнечном свете. Те же яркие линии легко получаются с большей интенсивностью в спектре пламени, в которое введена поваренная соль. Я получал солнечный спектр, но заставлял солнечные лучи, прежде чем они падали на щель, проходить через сильное пламя поваренной соли. Если солнечный свет был достаточно ослаблен, то на месте обеих темных линий D появлялись две яркие линии. По если интенсивность солнечного света превышала известную границу, то обе линии D появлялись со значительно большей отчетливостью, нежели в отсутствии пламени поваренной соли».

Предварительно поясним суть наблюдения Кирхгофа: пламя свечи с введенной поваренной солыо дает яркий дублет Л, соответствующий спектру испускания атомов натрия в пламени свечи. Если направить теперь ослабленный солнечный луч на пламя такой свечи, и изучить спектр луча, то будет зарегистрирован спектр в виде тех же линий излучения натрия Л (которые дает пламя), наложенных на непрерывный (с учетом фраунгоферовых линий, конечно) спектр солнечного света. По мере роста интенсивности солнечного луча интенсивность фона возрастает, так что наступает момент, когда интенсивности фона и линий излучения D сравниваются, то есть линии исчезают. При дальнейшем увеличении интенсивности солнечного луча вместо светлых линий излучения натрия на их месте в спектре возникают темные фраунгоферовы линии D, если первоначальное пламя свечи было не слишком сильным.

Из открытого явления обращения спектральных линий в той же заметке 1859 года Кирхгоф сделал совершенно правильные выводы:

«Я заключаю из этих наблюдений, что окрашенные пламена, в спектрах которых наблюдаются яркие резкие линии, настолько ослабляют лучи, имеющие цвета этих линий, когда эти лучи проходят через окрашенные пламена, что вместо ярких линий появляются темные линии... Я заключаю, далее, что темные линии солнечного спектра, которые не вызваны земной атмосферой, возникают благодаря присутствию в раскаленной солнечной атмосфере тех веществ, которые в спектре пламени дают яркие линии на месте темных линий солнечного спектра. Следует допустить, что яркие линии спектра, совпадающие с Л-лиииями солнечного спектра, обусловлены присутствием натрия в пламени; темные D-линии солнечного спектра позволяют поэтому заключить, что натрий находится в солнечной атмосфере».

Таким образом, Кирхгоф понял, что открыл метод изучения состава вещества не только в земных условиях, но и в звездных атмосферах! Пытаясь найти теоретическое объяснение открытому явлению обращения спектральных линий, Кирхгоф выполнил огромный объем исследований: ввел в физику понятие об абсолютно черном теле и указал на возможность реализации последнего (отверстие в полости); вывел известный закон (теперь носящий его имя), а также поставил задачу об определении спектра излучения абсолютно черного тела, решение которой Планком ознаменовало собой рождение в 1900 году квантовой эры в физике. Обо всем этом уже было рассказано в гл. 3, разд. 3.2.

Полученные результаты, относящиеся к равновесному тепловому излучению, Кирхгоф попытался применить для объяснения обращения спектральных линий. Сущность его объяснения свелась к ссылке на закон Кирхгофа, но которому тело наиболее интенсивно испускает именно то излучение, которое наиболее интенсивно поглощает. Однако пламена, искры и дуги (в которых излучение испускается отдельными атомами) дают линейчатые спектры испускания газов, которые, как станет ясно немного далее, не описывается законами равновесного теплового излучения, поэтому первые объяснения Кирхгофа с сегодняшней точки зрения нельзя назвать правильными.

Для продолжения исследований Кирхгоф привлек немецкого химика Р. Бунзена, и вместе они выполнили цикл исследований с целью создания прочного экспериментального фундамента для метода спектрального анализа вещества. Уже до Кирхгофа высказывалась мысль о возможности применения спектров для химического анализа, однако никем не было доказано, что, например, линейчатые спектры испускания свидетельствуют о наличии именно элемента (то есть атомов вещества), а не специфического соединения; что регистрируемые длины волн излучения не зависят от свойств источника, вызывающего свечение (пламя, искра, дуга). Кирхгоф и Бунзен провели кропотливые исследования с тремя известными в то время щелочными металлами (литием, натрием и калием) и гремя щелочноземельными (кальцием, стронцием и барием) с помощью спектроскопа[9], изображенного на рис. 4.2.

Спектроскоп Кирхгофа и Бунзена (I860 г.)

Рис. 4.2. Спектроскоп Кирхгофа и Бунзена (I860 г.)

В корпусе А размещена наполненная сероуглеродом[10] полая призма F, которую можно поворачивать с помощью рычага Н. Об угловом положении призмы можно судить по отсчетам (не изображенной на рисунке) трубы со шкалой, направленной на зеркальце G. Исследуемое вещество вводилось с помощью платиновой проволочки, закрепленной в держателе Е, в пламя бунзеновской горелки[11] D. Кроме того, Бунзен и Кирхгоф производили опыты с пламенами окиси углерода и кислородно-водородным и. Коллиматор спектроскопа формировал луч, который после преломления в призме наблюдался с помощью зрительной трубы С.

Итог, к которому пришли Бунзен и Кирхгоф в 1860 году, следующий: «...разнообразие соединений, в которые входили металлы, разнообразие химических процессов, происходивших в различных пламенах, и огромный интервал температур — все это не оказывает никакого влияния на положение спектральных линий отдельных металлов ».

Таким образом, Кирхгоф и Бунзен создали новый метод химического анализа вещества — спектральный анализ, обладающий к тому же для щелочных и щелочно-земельных металлов рекордной абсолютной чувствительностью[12] (благодаря легкой термодиссоциации галоидных солей этих металлов, а также низким потенциалам их возбуждения, о чем будет сказано далее). Так, по Кирхгофу и Бунзену, в пламени бунзеновской горелки можно обнаружить по спектрам присутствие металлов приблизительно в количествах, указанных в таблице 4.1.

Таблица 4.1

Абсолютная чувствительность спектрального анализа для ряда металлов, возбуждаемых бунзеновской горелкой

Э. юмен 1

Количество,

мг

Элемент

Количество,

мг

Li

1/60 000

Са

1/50 000

Na

1/14 000 000

Sr

1/30000

К

1/3000

Ва

1/2 000

До открытия Кирхгофа и Бунзена химики и мечтать не могли о столь чувствительном методе анализа. А современные методы спектрального анализа позволяют обнаруживать единичные молекулы!

В ходе исследований щелочно-галоидных соединений спектральным методом Кирхгоф и Бунзен продемонстрировали всю мощь вновь разработанного метода, открыв в 1860 году (но спектрам, отличным от уже известных) два новых элемента — щелочные металлы цезий и рубидий. Без "периодического закона" обошлись.

II в последующие годы спектральный анализ позволил открывать новые элементы: таллий был открыт Круксом в 18G2 году, индий — немецкими химиками Райхом и Рихтером в 18G3 году, галлий — французским химиком Лекоком де Буабодраном в 1875 году.

Всего с помощью спектрального метода было открыто 14 элементов, среди которых лантаноиды Pr, Nd, Sm, Ho,Tm, Yb,Lu.

В 1861 году Кирхгоф опубликовал подробную работу по спектральному анализу, выполненную на усовершенствованном спектрометре. К работе были приложены спектры солнечного излучения и 22 элементов, в число которых вошли А1, Ag, Au, Fe, Си. Было установлено точное соответствие определенных линий испускания элементов с фраунгоферовыми линиями солнечного спектра, и Кирхгоф констатировал присутствие некоторых элементов на Солнце, опровергнув тем самым популярного в то время французского философа О. Конта, утверждавшего, что люди никогда не узнают состава небесных тел[13].

Фиолетовая часть искрового спектра стали, как она представляется глазу наблюдателя, заглянувшего в окуляр спектроскопа, установленного "на хром"

Рис. 4.3. Фиолетовая часть искрового спектра стали, как она представляется глазу наблюдателя, заглянувшего в окуляр спектроскопа, установленного "на хром". Внизу отмечены три линии хрома (с длинами волн в анстремах), вверху — три линии железа.

Впечатление, произведенное работами Кирхгофа и Бунзена, было огромно. Вот что по этому ново;!}' написал английский химик Роско, некоторое время проработавший в лаборатории Бунзена в Гейдельберге: «Я уже покинул Гейдельберг, когда два друга начали свою классическую работу но спектральному анализу. По когда я летом 1860 г. вернулся в Гейдельберг, я очень детально углубился в эту работу... Я никогда не забуду то изумление, которое испытал, когда в задней комнате старого физического института я посмотрел в установленный там очень хороший спектроскоп Кирхгофа и увидел совпадение ярких линий спектра железа с темными фраунгоферовыми линиями солпечного спектра. Убеждение, что наше земное железо имеется также в солнечной атмосфере, напрашивалось само собой с принудительной силой. II это ... после того, как Конт в своей "Системе" принял в качестве неразрешимой проблемы, занятие которой является для ученого бесполезной тратой времени, попытку узнать химический состав ... Солнца. Но теперь нам известен состав солнечной атмосферы почти так же хорошо, как и нашей земной атмосферы».

Таким образом, работа Кирхгофа и Бунзена показала, что линии спектра испускания элемента являются его характеристическими признаками, и что совокупность спектральных линии позволяет отличить один элемент от другого.

Спектры стали систематически изучать10. Спектры атомов II атомарных ионов, как выяснилось, линейчатые, а спектры молекул — полосатые. Оказалось, что спектры имеет весьма запутанный вид, состоя из сотен и тысяч линий разной длины волны н интенсивности1'. Таблица 4.2 дает представление о числе наблюдаемых линий спектров для разных элементов в диапазоне 2 000—10000 А при искровом возбуждении спектра. Элементы в таблице расположены в порядке возрастания числа линий в спектрах.

Таблица 4.2 * 17 [14] [15]

Число наблюдаемых линий в спектрах элементов18

Элементы

Число

линий

Элементы

Число

линий

II. Li, Ge, Be, В He, Ga, Mg, Na, C Sr, Po, As, Su, F, Tl, K, Bi, Au, Ag, Rb,Si,N P, Al, 0, Rn, S, Cd, Pb, Zn, Lu. Ba, Ilg Sc, Sb, Cs, Ca, Br. Y, Sc, Cl, Tu

до 100 100-200

  • 200—100
  • 400-500
  • 500-800

Но, Pt, Си. Pd, Ne, In, I, La, Yb, Ni, Kr, Xe, Ar Rh, Mil. Ilf, Gd, Co, Os Er, Dy, Pin, Zr, Nb, Ti, Та. Cr. Re, Eu. Tb, Nd, Ir, Tli, Рг, Те, Ac. Ru V, Mo, W, U

  • 800-1300
  • 1300-2000
  • 2000-3000
  • 3000-5300

Дуговые спектры содержат меньше линий, чем искровые, так как в низковольтных дуговых разрядах излучение вызывается преимущественно нейтральными атомами, тогда как в высоковольтных искровых разрядах спектры отвечают как нейтральным атомам, так и положительно заряженным ионам различной кратности. Таким образом, вид спектра (то есть наличие в нем тех или иных линий, а также интенсивность линий) может зависеть от условий получения спектра, но, если линия появилась в спектре, ее положение (Олина волны) определяется только изотопом элемента.

Воспроизвести в настоящем издании полный спектр, состоящий из нескольких сотен или тысяч линий, затруднительно. Для примера на рис. 4.4 изображен только небольшой фрагмент спектра меди (элемента со спектром средней сложности, как это следует из табл. 4.2) в ближнем ультрафиолете.

Фрагмент дугового спектра испускания меди

Рис. 4.4. Фрагмент дугового спектра испускания меди

Многие спектрографы снабжены шкалой длин волн, изображенной, в частности, вверху рис. 4.4. Число 30 соответствует длине волны 3000 А, так что на рисунке можно увидеть 21 линию в спектральном диапазоне шириной в 250 А.

Некоторые элементы опытные спектроскописты узнают сразу но характерным группам линий, но в большинстве случаев необходимо для идентификации линий прибегать к точному измерению длин их волн. Впрочем, в современных приборах такая операция выполняется автоматически, а открытый Кирхгофом и Бунзеном метод спектрального анализа давно превратился из метода качественного анализа в метод количественного анализа вещества, когда определяется концентрация элемента в пробе по интенсивности спектральных линий.

В качестве образца полосатого спектра на рис. 4.5 воспроизведена часть дугового спектра испускания молекулярного азота N2 в спектральном диапазоне 1100-4 200 А.

Полосатый, или молекулярный спектр испускания N2

Рис. 4.5. Полосатый, или молекулярный спектр испускания N2

  • [1] "’По повышению температуры термометра, помещенного ниже краснойграницы спектра, то есть ниже точки I на рис. 4.1. Сам Гсршель инфракрасные лучи ошибочно счел особыми "тепловыми лучами" , отличными ноприроде от видимого света.
  • [2] По почернению хлористого серебра, помещенного выше фиолетовой границы спектра, то есть выше точки р на рис. 4.1. Открытые по химическомудействию, ультрафиолетовые лучи в течение длительного времени ошибочно рассматривались как особые "химические" лучи.
  • [3] 'Вообще говоря, спектр пламени свечи является наложением непрерывного (теплового) и линейчатого спектров. Непрерывный спектр дают раскаленные частицы сажи, а линейчатый — раскаленный газ.
  • [4] г> Десятый сын стекольщика, Фраунгофер рано осиротел и был отданв стекольную мастерскую, где стал оптиком-механиком, а затем руководителем и совладельцем оптической фирмы. Он значительно усовершенствовал методику оптического эксперимента: изготовлял однородные оптическиестекла большого размера, изобрел машину для шлифования линз и методточного определения формы линз, сконструировал спектрометр, ахроматический телескоп и другие оптические и механические приборы. 6То есть свечи из вещества животного происхождения.
  • [5] 'Первым исследование свойств дифракционной решетки предприняламериканский астроном Д. Риттенхаус, которого один юрист попросил проверить свои наблюдения уличного фонаря сквозь шелковый носовой платок.Риттенхаус изготовил дифракционную решетку, натянув на рамку с винтовой резьбой параллельные волоски. Доведя число волосков до 75 на миллиметр, Риттснхауз открыл дифракционные спектры, однако исследованияне продолжил из-за "недостатка свободного времени". Результаты исследования, по современной терминологии, дифракции света на периодическойструктуре Риттснхауз опубликовал в 1786 году, но его наблюдения не привлекли к себе внимания.
  • [6] ^Напряженный труд, сопряженный с вредными условиями оптического производства (наждачная пыль, испарения кислот и щелочей) подорвалздоровье Фраунгофера и привел к заболеванию туберкулезом. Фраунгоферскончался па 39-м году жизни. На его могиле сделана краткая надпись:"Approximavit sidera" (Приблизил звезды, лат.).
  • [7] 'В полосатом спектре наблюдаются относительно широкие (по сравнению с линиями линейчатых спектров) яркие полосы, которые при использовании спектрометра высокого разрешения оказываются большим числомблизко расположенных узких спектральных линий, подобных линиям линейчатых спектров.
  • [8] Внеся щепотку соли в пламя газовой горелки, легко наблюдать желтыйцвет излучения, соответствующий линии D спектра испускания Ха.
  • [9] Разница между спектрографом и спектроскопом заключается в том, чтов нервом наблюдается сразу весь спектр, тогда как во втором одновременновиден лишь небольшой фрагмент спектра.
  • [10] Сероуглерод — сильиопреломляющая жидкость с дисперсией, сравнимой с дисперсией лучших оптических стекол.
  • [11] Бунзен изобрел горелку на основе обычного теперь газа, широко применяемого в быту (газовые плиты). До Бунзена использовалось менее удобноепламя спиртовой горелки.
  • [12] То есть наименьшей обнаружимой массой вещества.
  • [13] К сожалению, со всей ерундой, которую навыдумывали философы, досих пор в обязательном порядке знакомят студентов-физиков, а соискателей кандидатской степени еще и заставляют сдавать экзамен но философии. Давно пора вывести философию из разряда изучаемых студентами-сстественниками гуманитарных дисциплин, переведя ее в дисциплины повыбору с новым названием: "История человеческих заблуждений и бессмысленных рассуждений". А вот студеитов-философов, коль таковые не переводятся, было бы полезно по-настоящему знакомить с физикой.
  • [14] 103а 70 лет после открытия Кирхгофа и Бунзена было опубликовано около60 000 работ, посвященных исследованию спектров.
  • [15] Имеются в виду только наиболее интенсивные и хорошо разрешаемыелинии. Далее станет ясно, что теоретически число линий в спектре каждогоэлемента бесконечно велико. '^Учтены линии атомов и положительно заряженных однозарядных ионовсоответствующих элементов.
 
Посмотреть оригинал
< Пред   СОДЕРЖАНИЕ   ОРИГИНАЛ     След >