Лабораторна робота №18 Дослідження спектрів випромінювання речовин за допомогою спектроскопу.

Мета роботи: 1. Поглибити знання щодо виникнення, отримання та властивостей спектрів .

2. Вивчити на досліді суцільні та лінійчасті спектри, спектри випромінювання та поглинання деяких речовин.

Обладнання: - спектроскоп;

- газосвітні трубки;

- високовольтний перетворювач;

- штатив;

- світофільтри;

- спиртівка;

- азбест.

Короткі теоретичні відомості:

Ні одне з джерел (окрім лазерів) не дає монохроматичного світла (світла суворо визначеної довжини хвилі). Сукупність довжин хвиль (або частот), які вмістяться у випромінюванні будь якої речовини, називається спектром випромінювання. І . Ньютон уперше встановив, що біле світло має складну структуру. Воно складається з безмежної множини монохроматичних промінів, безперервно слідуючих один за одним , і тому він спостерігав суцільний або непреривний спектр. Ньютон умовно розділив його на сім основних ділянок за їх кольором: червоний, оранжевий, жовтий, зелений, голубий, синій та фіолетовий (за зменшенням довжини хвилі). Суцільний спектр дають, будучи розігрітими, тверді, рідини та сильно стиснені гази, а також високотемпературна плазма. Розігріті атомарні гази дають лінійчастий спектр випромінювання - це набір кольорових вузьких ліній визначених частот на темному фоні. Всі речовини в атомарному вигляді дають лінійчасті спектри, а в молекулярному вигляді — смугасті спектри. Кожна смуга представляє собою сукупність дуже близько розташованих ліній - смуги між собою розділяються темними проміжками.

Якщо пропускати біле світло крізь

холодний (не випромінюючий ) газ, то

на фоні суцільного спектра

Б і л е Ч е р - з’являються темні вузькі лінії

с в і т л о в о н и й означених частот. Це спектр

поглинання. Газ поглинає світло саме

тих довжин хвиль, які він випромінює

в розігрітому стані. Таким чином,

спектр поглинання за частотою

відповідає спектру випромінювання.

За походженням спектри бувають

призматичні та дифракційні.

Призматичний спектр утворюється

при проходженні променя білого

світла крізь тригранну призму (дослід

Ньютона. мал..1). Завдяки явищу

дисперсії - залежності показника

заломлення матеріалу від довжини

хвилі світла - показник заломлення

призми для червоних променів

червон. Фіол. Фіолет. червоний (велика довжина) найменший, а для

. фіолетових променів (мала

мал2 довжина хвилі) найбільший для

видимих променів. В результаті на екрані і виникає суцільний спектр. На цьому принципі побудовано прилад для спостереження спектрів – спектроскоп.

Дифракційні спектри виникають в області побічних максимумів при освітленні дифракційної решітки білим світлом (мал.2).

З рівняння дифракційної решітки (умова максимуму)

витікає

де d – постійна решітки, k – порядок спектру, λ – довжина хвилі, φ – кут дифракції. Якщо той же максимум то

Тому червоні промені дифрагують сильніше і кут дифракції φ більший, а фіолетові промені дифрагують слабкіше і φ є меншим. В результаті побічні максимуми і представляють собою спектр. Чим менша постійна решітки d, тим сильніше кут дифракції залежить від довжини хвилі, тим більше можна розтягнути спектр (в спектроскопі цього зробити не можна). Внаслідок цього дифракційні спектри володіють великою дозвільною спроможністю , мають значні переваги і широку область застосування .

Через те що кожний хімічний елемент в атомарному розігрітому вигляді випромінює спектр ліній означених , характерних тільки для нього частот, то дослідження лінійчастих спектрів будь-якої речовини дозволяє визначити , з яких хімічних елементів вона складається (якісний аналіз), а за інтенсивністю найбільш характерних ліній можливо судити про кількість даного елемента (кількісний аналіз).

Метод визначення якісного і кількісного складу речовини за його спектром називається спектральним аналізом, який широко застосовується в промисловості , наприклад, у металургійному виробництві , в гірничій промисловості при пошуках корисних копалин та інші. Перевагою спектрального аналізу є дуже висока чутливість, простота й швидкість отримання результатів. Спектральний аналіз дозволив визначити склад небесних тіл, віддалених від Землі на мільярди світових років, їх температуру і швидкість руху.