Поглощение света. Фазовая и групповая скорость

1. Поглощение света. Из-за рассеяния энергии в резонаторах вещество поглощает свет. В результате световой поток по мере распространения света в веществе уменьшается. Найдем закон изменения светового потока с расстоянием в однородной поглощающей среде.

Пусть в направлении ОХ распространяется световой пучок постоянного сечения S. Обозначим S₀ эффективное сечение каждого поглощающего свет атома. Полагаем, что концентрация N₀ поглощающих атомов невелика, и атомы в выделенном объеме не затеняют друг друга.

Пусть световой поток Ф₀ входит в поглощающую среду в точке с координатой х (рис.185). После прохождения пучком бесконечно тонкого слоя толщиной dx часть энергии пучка поглотится. Количество поглощенной энергии dФ тем больше, чем больше поток Ф и чем больше отношение суммарного сечения поглощающих атомов в объеме Sdx к площади пучка S, то есть чем больше величина S₀∙N₀∙SdxçS. Отсюда                                                                      (22.1)

Если принять, что после прохождения слоя dx энергетические “дверки” в пучке затягиваются за счет перераспределения потока энергии, то Ф – переменная величина. Разделяем переменные и интегрируем на отрезке l от х до x+l.

                                                     (22.2)

Обычно суммарное эффективное сечение атомов в единице объема S₀N₀ называют коэффициентом поглощения среды, S₀N₀ = c. Тогда    Закон Бугера (22.3)

Световой поток в поглощающей среде убывает по экспоненциальному закону.

Формула (22.3) выражает закон Бугера. Пьер Бугер постулировал его на основе опытов в 1729 году. Если разделить формулу (22.3) на сечение пучка S, то получаем закон Бугера для интенсивности света. I = ФçS = I₀exp(–cl).                                                (22.4)

Опытами доказано, что коэффициент поглощения c не зависит от интенсивности света в широких пределах, начиная от порога чувствительности человеческого глаза
I_min = 2.5∙10^–15 Вт/м² до интенсивности солнечных лучей в фокусе линзы I_max= 2∙10⁵ Вт/м². И лишь в лазерных пучках с ростом интенсивности c начинает уменьшаться.

2. Поглощение света в газах, жидкостях и твердых телах. В газах коэффициент поглощения c для большинства длин волн близок к нулю, и лишь в очень узких спектральных областях обнаруживает резкие максимумы, соответствующие резонансным частотам колебаний электронов в атомах или атомов в молекулах (рис.186).

Совокупность частот w ₀₁, w ₀₂… или соответствующих им длин волн l, при которых происходит поглощение света, называют спектром поглощения. В атомарных газах (инертные газы, пары металлов) спектры поглощения линейчатые (подробнее смотри §23).

В жидкостях наиболее важное практическое значение имеет поглощение света в растворах. Немец Бер в 1852 году показал, что в растворах с прозрачным растворителем и поглощающим свет растворенным веществом закон Бугера принимает вид:  Закон Бугера-Бера, 1852 (22.6)

Из закона Бугера – Бера следует, что коэффициент поглощения раствора c численно равный суммарной площади эффективного сечения поглощающих молекул в единице объема раствора, пропорционален концентрации раствора С,                             (22.6)

Коэффициент a называют удельным показателем поглощения.

Зависимость поглощения света от концентрации поглощающих веществ используется для определения концентрации растворов. Метод измерения концентрации по поглощению света называется колориметрией (от лат. color – цвет), а приборы колориметрами. В отличие от газов спектры поглощения в жидкостях образуют широкие участки – полосы поглощения.

В твердых диэлектриках так же, как и в жидкостях, наблюдаются полосы поглощения. А в твердых и жидких металлах коэффициент поглощения охватывает очень широкий диапазон длин волн и примерно в миллион раз больше, чем у стекла. Это объясняется наличием в металлах свободных электронов, которые под действием электрического поля световой волны легко приходят в движение. В результате энергия электромагнитной волны переходит в энергию движения электронов и далее в энергию теплового движения узлов кристаллической решетки.

Так как концентрация свободных электронов в металлах очень велика (»10²² см^–3), то их вынужденные колебания порождают сильную отраженную волну. Ее интенсивность может достигать 90¸95 % падающей волны. В результате даже очень тонкие слои металла отражают большую часть падающего на них света, оставшуюся часть поглощают и поэтому практически непрозрачны.

Заметная прозрачность у металлов начинается при толщине пленки порядка длины волны l. Она увеличивается с уменьшением длины волны. Поэтому тонкие металлические пленки кажутся на просвет фиолетовыми.

3. Фазовая и групповая скорость света. В конце 19 века в связи с развитием лабораторных методов измерения скорости света встал вопрос об уточнении понятия скорости световой волны. Теоретически этот вопрос исследовал Рэлей. Он показал, что уравнение плоской монохроматической волны                         (22.7)

используемое для наглядного описания интерференции, дифракции и других оптических явлений, представляет собой идеализацию, не реализующуюся в действительности. Ведь оно описывает математическую синусоиду, не имеющую в пространстве ни начала, ни конца.

В реальных же актах испускания, поглощения и прохождения света всегда существует локализация в пространстве и во времени светового импульса. Каждый атом испускает свет в течение конечного промежутка времени (»10^–8 с), поэтому реальный волновой цуг имеет в пространстве начало и конец. В общем случае он представляет собой апериодический процесс. Но благодаря тому, что длина отдельных элементарных цугов, испускаемых отдельными атомами, в миллионы раз превышает их длину волны, обрыв элементарных цугов сравнительно слабо влияет на их монохроматичность.

Наиболее ярко апериодичность колебаний вектора  проявляется в том случае, когда световой импульс формируется из нескольких элементарных цугов, испущенных разными атомами и имеющих разную длину волны.

На рис.187 показана общая форма светового импульса, состоящего из трех элементарных цугов с длинами волн l₁, l₂, l₃. Такой импульс, состоящий из набора гармонических волн, называется группой волн или волновым пакетом. Чем меньше частоты монохроматических волн, формирующих группу, отличаются между собой, тем более плавную форму имеет кривая, огибающая группу волн.

Каждая монохроматическая волна распространяется в пространстве с некоторой фазовой скоростью v, которая входит в уравнение монохроматической волны (22.7). Фазовая скорость есть скорость перемещения в пространстве определенной фазы монохроматической волны, например, гребня, узла или впадины. Величина фазовой скорости зависит от показателя преломления среды, v = с/n, где с – скорость света в вакууме.

Скорость перемещения энергии группы волн называется групповой скоростью. Иначе, групповая скорость – это скорость перемещения в пространстве светового импульса как целого.

4. Формула Рэлея. Найдем связь между групповой скоростью u светового импульса и фазовыми скоростями v составляющих его монохроматических волн. Для этого вычислим скорость u простейшей группы, образованной из двух монохроматических волн с одинаковыми амплитудами Е_а и близкими частотами w₁ и w₂.

,   (22.8)

где  называют волновым числом. (22.9)

Волны распространяются вдоль одной прямой ОХ, а векторы  и  колеблются в одной плоскости. Поэтому напряженность Е суммы двух волн есть:            (21.10)

Это известный из механики случай биений (рис.188).

 

Скорость u группы двух волн есть скорость перемещения огибающей . Она найдется из условия - (22.11) постоянства фазы огибающей. Введем преобразования: w ₁=w ₀ + dw, w ₂=w ₀ – dw,  

k₁ = k₀ + dk, k₂ = k₀ – dk. Здесь w ₀ = (w₁ + w ₂)ç2, k₀ = (k₁ + k₂)ç2.

Условие постоянства фазы огибающей принимает вид:        (22.13)

Продифференцируем по времени t, приняв во внимание, что w и k – параметры волн, не зависящие от времени. , или                                             (22.13)

Производная dx/dt = u это скорость перемещения точки огибающей, фаза которой постоянна, т.е. групповая скорость. Так как w = v∙k, то     (22.14)

Но k = 2pçl,  dk = (–2pçl²)dl. Отсюда   Формула Рэлея, 1881   (22.15)

Эту формулу Рэлей получил в 1881 году. Производная dvçdl определяет дисперсию среды. Суть ее в том, что монохроматические волны разных длин распространяются в диспергирующей среде с разными скоростями v.

Рассмотрим соотношение между фазовой и групповой скоростями в средах с разной дисперсией.

5. Среда с нормальной дисперсией. Показатель преломления n в такой среде с увеличением длины волны l уменьшается, то есть dnçdl < 0. Так как n = сçv, то это соответствует dvçdl > 0. С увеличением длины волны l фазовая скорость монохроматических волн в среде с нормальной дисперсией увеличивается. По мере движения в такой среде группа волн расплывается. Длинноволновые элементарные цуги уходят вперед, а коротковолновые отстают. В результате групповой цуг становится длиннее. Как видно из формулы Рэлея, групповая скорость в этом случае меньше фазовой. Это значит, что при движении цуга в его хвостовой части возникают все новые максимумы, которые постепенно перемещаются вперед, достигают его головной части и там исчезают. В системе отсчета, связанным с групповым цугом, гребни в цуге бегут вперед.

При всех методах измерения скорости света измеряется групповая скорость светового импульса или, как часто говорят, скорость сигнала. При преломлении света на границе раздела сред играет роль фазовая скорость. Монохроматические волны разных длин преломляются по-разному.

Если измерить фазовую скорость света v в какой-либо среде по преломлению света (говорят, рефрактометрическим путем) и измерить скорость распространения светового сигнала u в этой среде каким-либо лабораторным методом, то можно проверить формулу Рэлея. Впервые это сделал Майкельсон для сероуглерода. Формула подтвердилась с точностью до двух знаков.

Качественно опережение длинноволновых элементарных цугов в группе светового импульса наблюдали в 1881 году Юнг и Форбс. Они измеряли скорость света методом Физо. При измерениях в белом свете они обнаружили окрашивание зубца при появлении света в красный свет, а при исчезновении в голубой.

Если в среде с нормальной дисперсией перемещается группа циркулярно поляризованных в одном направлении волн, то расплывание волнового пакета поводит к тому, что “пружина” годографа  как бы раскручивается. Витки относительно пружины перемещаются вперед, а шаг между витками в передней части цуга увеличивается. Увеличивается и длина “пружины”.

6. Среда с аномальной дисперсией. В этом случае dnçdl > 0, dvçdl < 0, Групповая скорость больше фазовой. Гребни в цуге светового импульса перемещаются из головной части в хвостовую.

Случай аномальной дисперсии представляет, в основном, чисто теоретический интерес. Дело в том, что аномальная дисперсия находится в области резонансного поглощения. При этом деформация светового импульса происходит так быстро, что понятие групповой скорости теряет физический смысл.

7. Дисперсия межзвездной среды. Дисперсию космической среды пытался установить еще Араго. С этой целью он наблюдал переменную звезду Алголь (b Персея, период изменения блеска 2,867 суток). Если бы межзвездная среда (по представлению Араго - вакуум) обладала дисперсией, то на таком огромном расстоянии (36 парсеков или 117.4 световых лет) эффект расползания волнового пакета был бы замечен невооруженным глазом. При нарастании яркости звезда должна была показаться красной, при убывании – голубой.

Однако до сих пор при наблюдении обычных переменных звезд таких эффектов не обнаружено. Поэтому полагается, что дисперсии света в вакууме нет. Групповая и фазовая скорости в вакууме одинаковы.

В 1967 году были открыты пульсары – пульсирующие источники радиоизлучения, периоды которых составляют от долей до нескольких секунд. Почти сразу же было обнаружено, что длинноволновые сигналы в сантиметровом диапазоне доходят от пульсаров до земли медленнее коротковолновых. Это объясняется влиянием межзвездной плазмы, через которую проходит сигнал.

Межзвездная плазма – чрезвычайно разреженный газ, состоящий из электрически заряженных частиц, в основном, электронов. По отношению к электромагнитным волнам плазма ведет себя как среда, показатель преломления которой меньше единицы, n < 1 (на рис.183 это состояние соответствует правой ветви NP). Фазовая скорость волны в плазме v = сçn всегда больше скорости света в вакууме.

Поскольку частицы плазмы свободны и не входят в состав атомов, характер их колебаний под действием поля волны отличен от колебаний электронов в атоме. Поэтому зависимость между групповой и фазовой скоростями выглядит иначе: u = с²çv.   (22.16)

Дисперсия плазмы нормальная, фазовая скорость волны в плазме с увеличением l растет. Поэтому скорость группы волн по мере увеличения их средней волны l уменьшается.

Запаздывание длинноволновых сигналов от коротковолновых объясняется меньшей скоростью длинноволновых пакетов по сравнению с коротковолновыми пакетами.

Спектральный анализ

1. Спектры испускания и спектры поглощения. После исследований дисперсии Ньютоном до начала 19 века развитие оптики шло в основном по пути совершенствования оптических приборов. При изучении дисперсионных свойств различных прозрачных сред в качестве источников света использовали, как правило, солнце или свечу, дающие сплошной спектр. Поэтому во всех эффектах, в которых проявлялась дисперсия света, наблюдался сплошной спектр с одним и тем же чередованием цветов. По этой причине он не представлял интереса как объект исследования.

В 1802 г. Уильям Волластон, наблюдая через призму сильно освещённую солнечными лучами щель, обнаружил в спектре 7 тёмных линий. Они были истолкованы им как промежутки между цветами спектра и не вызвали интереса.

В 1814 г. Йозеф Фраунгофер, исследуя солнечный спектр с помощью призменного спектроскопа, обнаружил сотни таких тёмных линий. Наиболее заметные линии он обозначил большими буквами латинского алфавита А, В, C, D, …, а менее заметные – малыми буквами a, b, c, d, … и зафиксировал их постоянное положение в спектре. На рис.189 показано относительное положение этих заметных линий в спектре, а в таблице 23.1 приведены значения измеренных позднее соответствующих этим линиям длин волн λ и те элементы, спектрам поглощения которых эти линии принадлежат.

Таблица 23.1
Обозначение линии	λ, нм	Химический элемент
А	761	Кислород
B	687	Кислород
C	656	Водород
D	589	Натрий
E	527	Железо
F	486	Водород
G	431	Кальций
H'	397	Кальций
H''	393	Кальций

После исследований Фраунгофера интерес к спектрам резко возрос. В 1834 г. Фокс Тальбот, наблюдая спектры испускания пламени спирта, в котором он растворил предварительно соли металлов, обнаружил на фоне сплошного спектра яркие линии. Тальбот пришёл к выводу, что эти линии харак-теризуют металлы, которые входят в состав солей.

В 1849 г. Леон Фуко, изучая спектр электрической дуги между угольными стержнями, среди множества линий выделил яркую D – линию натрия. Затем он пропустил сквозь горящую дугу интенсивный пучок солнечного света и исследовал его спектр. Оказалось, что D – линия Фраунгофера стала относительно темнее. Отсюда Фуко заключил, что дуга, испускающая линию D, поглощает её, когда свет исходит из другого источника.

2. Законы спектрального анализа. В 1860 г. Густав Кирхгоф и Роберт Бунзен, обобщив накопленный к тому времени экспериментальный материал, сформулировали два закона, положившее начало спектральному анализу.

а. Закон индивидуальности спектров. Система линий в спектре излучающего их элемента характерна для данного элемента.

б. Закон инверсии спектров. Все среды поглощают в точности те же длины волн, которые они способны излучать в нагретом состоянии.

Опираясь на эти законы, Кирхгоф и Бунзен открыли в 1861 г. рубидий и цезий. Эти два металла были названы ими так по характерным для этих металлов красной и голубой линиям спектра (от лат. rubeus – красный, caesius - голубой). Последовавшие затем многочисленные открытия других элементов явились триумфом спектрального анализа. С 1861 по 1923 этим методом было открыто 25 элементов. В таблице 23.2 приведены данные о некоторых из открытых таким способом элементов.

Таблица 23.2
Год откры-тия	Название элемента	Номер в табл. Менд.	Кто открыл	Способ получ. спектра
1860	Цезий Cs	55	Р.Бунзен, Г.Кирхгоф	Пламя
1861	Рубидий Rb	37	Р.Бунзен, Г.Кирхгоф	Пламя
1861	Таллий Tl	81	У.Крукс	Пламя
1863	Индий In	49	Ф.Рейх и Т.Рихтер	Пламя
1875	Галлий Ga	31	П.Лекок де Буободран	Искра
1879	Самарий Sm	62	П.Лекок де Буободран	Искра
1895	Гелий He	2	У.Рамзай	Искра
1898	Неон Ne	10	У.Рамзай и М.Траверс	Искра
1898	Криптон Kr	36	У.Рамзай и М.Траверс	Искра
1898	Ксенон Xe	54	У.Рамзай и М.Траверс	Искра

Кирхгоф объяснил линии Фраунгофера как линии поглощения в спектре солнечного излучения солнечной и земной атмосферами.

После анализа фраун-гоферовых линий Кирхгоф заключил, что в солнечной атмосфере есть натрий, железо, магний, цинк, бор, никель.

С открытием законов спектрального анализа начинается, по сути, астрофизика. С этого момента оказалось возможным не только изучать расположение и законы движения небесных тел, но и исследовать их состав. Наблюдения привели к выводу, что вся Вселенная построена из одних и тех же материалов.

3. Способы формирования спектров. Разлагать сложный свет в пространственный спектр можно двумя путями: с помощью дифракционной решётки и с помощью спектральной призмы. Сравним эти спектры.

а. Дифракционный спектр. Расщепление луча в спектр происходит здесь за счёт того, что, главных дифракционных максимумов выполняется для лучей разных длин волн в направлениях разных углов.

d sinφ = ± kλ,         где k =1,2,3,…    (23.1)

Продифференцировав (23.1) по λ, получаем угловую дисперсию дифракционного спектра. 

(23.2)

В спектрах низких порядков, когда kλ<<d, дисперсия практически не зависит от λ. Это значит, что с ростом длины волны λ угол φ главного максимума растёт почти пропорционально λ. Можно считать, что в пределах одного спектра дисперсия дифракционной решётки не меняется. Угол отклонения лучей пропорционален их длине волны, спектр равномерный.

Цвета в дифракционном спектре располагаются, считая от направления луча, в порядке: фиолетовый (ф), синий (с), голубой (г), зелёный (з), жёлтый (ж), оранжевый (о), красный (к) (рис.190).

б. Призменный спектр. Расщепление луча с помощью призмы происходит в результате изменения показателя преломления вещества призмы с длиной волны (дисперсия показателя преломления, отсюда название дисперсионный спектр). Найдём угловую дисперсию D₂ призменного спектра. Для этого воспользуемся формулой (4.14), определя-ющей угол отклонения луча φ, прошедшего сквозь призму. .          (23.3)

Здесь φ - угол отклонения луча при симметричном ходе лучей через призму с преломляющим углом ε, n - показатель преломления вещества призмы. Продифференцируем выражение по λ. .              (23.4)

Воспользуемся дисперсионной формулой Коши (21.2) для нормальной дисперсии, ограничившись двумя её первыми членами, n = a + b/λ². Дифференцируем по λ: dn/dλ = –2b/λ³. Подставляем.

.          (23.5)

Здесь - дисперсионная константа, характеризующая вещество.

Из формулы видно, что угловая дисперсия призменного спектра не линейна. Чем короче длина волны, тем больше дисперсия. Это значит, что ширина цветных полос в сплошном призменном спектре увеличивается от красной полосы к фиолетовой (рис.191).

На рис.192 сравниваются углы φ отклонения лучей разных длин волн в спектре дифракционной решётки первого порядка, имеющей период 312 линий на миллиметр (кривая 1), и в спектре призмы из тяжёлого флинта С-18 с преломляющим углом 60°. Из рисунка видно, что призменный спектр в коротковолновой области сильно растянут, а в длинноволновой – сжат.

4. Спектральные аппараты – это приборы, позволяющие расщеплять сложный свет в спектр и изучать его различными методами. Их базовая оптическая схема показана на рис.193.

Основой схемы приборов с пространственным разделением длин волн является диспергирующий элемент D_Э -  дифракционная решётка, призма или группа призм, эшелетт, интерферометр Фабри-Перо.

Диспергирующий элемент D_Э (на рис.193 – дифракционная решётка) позволяет развернуть в фокальной плоскости Ф изображение входной щели Щ₁ в лучах разных длин волн. В качестве объективов Л₁ и Л₂ используются обычно многолинзовые системы или сферические (параболические) зеркала. Зеркала предпочтительнее, так как их фокусные расстояния в отличие от линзовых систем не зависят от длины волны λ.

Расходящийся от ярко освещённой щели Щ₁ полихроматический пучок света объективом Л₁ преобразуется в параллельный пучок, который взаимодействует с диспергирующим элементом . Выходной объектив Л₂ собирает вышедшие под разными углами φ параллельные лучи, формируя в разных лучах оптические изображения щели Щ₁ в фокальной плоскости Ф. Эти изображения щели Щ₁ и образуют систему спектральных линий.

Из множества спектральных аппаратов можно выделить спектроскопы, монохроматоры, спектрографы и спектрофотометры.

а. Спектроскопы. Это простейшие спектральные приборы. Они позволяют наблюдать спектр с помощью глаза и состоят обычно из призмы или решётки, поставленной на столик гониометра, коллимирущего объектива со щелью и зрительной трубы (рис.194).

Здесь 1 – источник света, 2 – щель, 3 – коллиматор, 4 – столик, 5 – призма, 6 – зрительная труба, 7 – угловая шкала поворота зрительной трубы, 8 – шкала поворота столика.

Спектроскопы имеют очень ограниченные возможности и используются, в основном, в учебной практике.

б. Монохроматоры. Это спектральные приборы, в плоскости изображений Ф которых установлена одна выходная щель (рис.193). Для исследования нужного участка спектра его совмещают с выходной щелью Щ₂ поворотом диспергирующего элемента.

Если после щели Щ₂ поставить окуляр, то спектр можно рассматривать глазом. В этом случае монохроматор используется как спектроскоп. Если же вместо окуляра поставить фотоэлемент, то появляется возможность сравнивать интенсивности спектральных линий. Получается спектрометр.

в. Спектрографы. Это спектральные приборы, в плоскости изображений Ф которых установлена фотопластинка. Диапазон длин волн, в котором работают спектрографы, много больше, чем у визуальных аппаратов. Он простирается от УФ области оптического спектра и постепенно расширяется в ИК область по мере достижения все более высокой чувствительности фотоматериалов.

До наступления полной засветки фотопластинки оптическая плотность засвеченного участка растёт с временем экспозиции. Поэтому с помощью спектрографов можно изучать очень слабые по интенсивности спектры, например, от небесных источников – звёзд и туманностей. Время экспозиции в этих случаях может достигать многих часов.

г. Спектрофотометры. Это самые сложные и дорогие спектральные приборы. Они позволяют автоматически фотометрировать спектральные линии, то есть сравнивать интенсивности линий с интенсивностью какого-либо эталонного излучения.

Наряду с оптической частью спектрофотометры имеют сложное электронное обеспечение, включающее обычно ЭВМ. Поэтому результаты спектрального анализа могут выдаваться в виде кривых на дисплее или выводиться на печать в виде таблиц и графиков.

5. Виды спектров. Различают линейчатые, полосатые и сплошные спектры.

а. Линейчатые спектры испускаются разрежёнными одноатомными газами и парами металлов (He, Ne, Ar,..., Hg, Ag, Na...). Атомы в таких излучающих или поглощающих средах оказывают минимальное возмущающее влияние друг на друга, и потому их спектры отличаются наибольшей простотой.

б. Полосатые спектры излучаются молекулярными газами. Если спектры атомов почти всегда состоят из отдельных спектральных линий, то спектры молекул – из групп, каждая из которых объединяет множество спектральных линий и называется полосой. Увеличение числа линий в молекулярных спектрах по сравнению с соответствующими атомарными, например О₂ по сравнению с О, H₂ – H,…, объясняется тем, что молекулы представляют собой более сложные колебательные системы, чем отдельные атомы.

Чем сложнее молекула, тем сложнее спектр её излучения или поглощения. Увеличение числа спектральных линий присуще не только молекулярным газам, но и одноатомным, если плотность последних увеличивается. В спектре одноатомного газа с ростом его плотности происходит расщепление спектральных линий. Это объясняется тем, что с увеличением плотности растёт возмущающее влияние атомов друг на друга.

Если атомы могут образовывать между собой молекулы, например, О₂, HCl, H₂ и т.д., то по мере увеличения давления относительное число объединившихся в молекулу атомов по сравнению с общим числом атомов растёт. В результате атомарный линейчатый спектр переходит постепенно в молекулярный полосатый. Чисто молекулярный спектр наблюдается тогда, когда плотность газа настолько незначительна, что взаимное возмущение молекул минимально.

в. Сплошные спектры излучаются и поглощаются конденсированными средами (жидкостями и твёрдыми телами), а также газами при высоких давлениях.

6. Спектры поглощения – это совокупность длин волн поглощаемых веществом лучей. Если через какое-либо вещество пропускать свет со сплошным спектром, то после прохождения через поглощающее вещество в спектре возникают тёмные полосы, положение которых совпадает со светящимися полосами спектра излучения поглощающего вещества, когда оно нагрето.

Использование спектров поглощения удобно при исследовании сложных органических веществ, разрушающихся при нагревании и потому не способных давать спектр испускания.

7. Цвета освещённых тел. При освещении белым светом тела приобретают тот или иной цвет в зависимости от спектра поглощения. Так, если тело поглощает фиолетовые и синие лучи, а отражает красные, то при освещении белым светом это тело воспринимается как тело красного цвета.

Цвет тела существенно зависит от того, какой спектральный состав имеют лучи освещения. Если красное в белом свете тело освещать синими лучами, то тело кажется чёрным, поскольку хорошо отражаемых красных лучей в спектре нет, а синие лучи поглощаются.

Выражение «белый свет» в оптике означает излучение солнца. Близко к белому свету по спектральному составу излучает газовая смесь с набором элементов фотосферы солнца (H, He, и др.), нагретая до температуры 6000 К под давлением 10 – 15 атмосфер

---

Дата добавления: 2018-04-15; просмотров: 543; Мы поможем в написании вашей работы!

Поделиться с друзьями:

---

---

Мы поможем в написании ваших работ!