Spektrálanalízis

(gör.-lat., l. a mellékelt szines képet) a. m. szinképelemzés; valamely fényforrás kilövelt fényének elemeire való bontása, hogy abból anyagának egyrészt kémiai összetétele, másrészt fizikai állapota meghatározható legyen. A S. tárgya lehet kivétel nélkül minden test, vagy ugy, hogy kellően magas hőmérséklete folytán maga sugárzik (emissziós analízis), vagy ugy, hogy ismert fényforrás világát a testen átbocsátjuk vagy róla visszaveretjük (abszorpciós analízis), mi a Kirchhoff-féle, a S.-t tudománnyá emelt tétel értelmében az előbbivel egyenértékü. Elég érzékeny módszerek segítségével (a spektroszkóppal egyesített bolométer) Langley még a jég sugárzásának spektrumát is elő tudta állítani, ugy hogy a S. hőmérsékleti határokhoz nincs kötve.

[ÁBRA] Spektralanazizis. Állócsillagok és ködfoltok spektrumai összehasonlítva a nap és egynehány nemfém szinképével. Alkáli fémek és alkáli földfémek spektrumai. Bunsen és Kirchhoff szerint.

A fehéren izzó szilárd testek, folyadékok vagy nagy nyomásnak alávetett gázok folytonos spektrumot adnak, melyben a szivárvány szinei minden megszakítás nélkül mennek át egymásba, s melynek sem felötlő fénymaximumai, sem fényminimumai nincsenek. Az egyes részek intenzitása ellenben az anyag minősége és hőmérséklete szerint változó. A Draper-féle törvény értelmében minden test ugyanazon hőmérséklet mellett kezdi kibocsátani ugyanazon hullámhosszuságu sugarait; a vörös izzás 525°, a fehér izzás 1170°C. hőmérsékletnél veszi kezdetét. A kis nyomás mellett izzó gázok spektrumai ellenben csak véges számu, külön álló és sötét háttéren álló vonalból állanak (szaggatott, spectrum discontinuum), annál kevesebből, minél alacsonyabb a gáz hőmérséklete és nyomása. Ezek kellő kisebbítése mellett minden gáz spektruma egyetlenegy vonalra redukálható. E vonalak a spektrumban mindig ugyanazon helyet foglalják el, vagy szabatosabban mondva: hullámhosszuságuk a hőmérséklettől és nyomástól függetlenül mindig ugyanaz, és miután minden kémiai elemnek megvannak a maga jellemző vonalai, ezekből viszont a fényforrásban izzó anyagok minemüségére is lehet teljes biztonsággal következtetni. Az elemek spektrumai általában véve keskeny, élesen határolt vonalakból állanak, az illető hőmérsékletnél ellenben még megálló vegyületek inkább vonalcsoportokból álló széles sávolyokkal jellemezték. Gázkeverékek spektruma nem azonos ugyan az alkotórészek spektrumainak összegével, de a legjellemzőbb vonalak a keverékben is megvannak, ugy hogy a kémiai alkat ez esetben is megállapítható. A gázok spektrumai nagy mértékben függnek a hőmérséklettől és nyomástól. Az elsőnek emelésével mindig újabb és újabb, előbb nem látható vonal lép fel, mig alacsony hőmérsékletnél megvolt vonalak eltünnek, de mégis oly arányban, hogy a spektrum folyton bonyolódik; a nyomás nagyobb voltával ellenben szélesednek a vonalak, mig utóbb is folytonos spektrummá nem folynak össze. Ezért ajánlja már Bunsen, hogy az anyagokat lehetőleg alacsony hőmérsékletnél vizsgáljuk; csak ha az anyag izzítására a Bunsen-láng nem elegendő, folyamodjunk a Geissler-féle csövekhez, Ruhmkorff-féle szikraindítóhoz vagy az elektromos fényívhez. E segédeszközökkel minden elem gáza izzítható az alkáliktől fölfelé platináig. A módszer rendkivül érzékeny; a Bunsen-láng nem elegendő, folyamodjunk a Geissler-féle csövekhez, ruhmkorff-féle szikraindítóhoz vagy az elektromos fényívhez. E segédeszközökkel minden elem gáza izzítható az alkáliktől fölfelé a platináig. A módszer rendkivül érzékeny; a Bunsen-lángban a nátrium egy milligrammjának 14 milliomod része, a szikraindítóban a stroncium egy milligrammjának 100 milliomod része még bizton felismerhető, s minden tárgy, mely néhány percig a levegőn feküdt, mutatja már a spektroszkópban a nátriumreakciót. Fraunhofer vette észre először, hogy a Nap spektrumában előforduló és D-vel jelzett sötét vonal pontosan összeesik a nátrium sárga vonalával. A következő, e ténnyel összefüggő kisérlet és a hozzá fűzött elméleti okoskodás teszik alapját az egész S.-nak. A nátrium izzó gőze magában sötét alapon álló fényes sárga vonalból álló spektrumot ad. Valamely izzó szénrészecskéket tartalmazó láng (gyertya, elektromos fényív) ellenben folytonos spektrumot ad, melyben semmiféle fényes vagy sötét vonal nem észlelhető. Ha most ez utóbbi fényforrásnak (melynek hőmérséklete a nátriumgőzénél magasabb) a nátriumgőzén átvezetjük, akkor a spektroszkópban a folytonos spektrumnak megfelelő háttért észlelünk, de azon a helyen, ahol előbb a nátrium sárga vonala állt, most egy fekete vonal foglal helyet. A nátrium spektruma tehát a háttér és a vonal intenzitási viszonyait illetőleg megfordult. Oly folytonos spektrumot, melyet fekete vonalak szelnek át, ennélfogva megfordított v. abszorpciós spektrumnak szokás nevezni, mert a nátrium tényleg az őt jellemző sárga szinü sugarakat kioltotta. Kirchhoff e jelenségnek matematikai tárgyalása által találta 1859. az egész S. alapját tevő törvényt: az emisszió- és abszorpcióképesség között fennálló viszony ugyanazon sugárnem számára ugyanazon hőmérséklet mellett minden test számára ugyanaz. Vagyis: amely sugarakat valamely anyag bizonyos hőmérséklet mellett kilövel, ugyanazokat nyeli el ugyanazon hőmérséklet mellett is. Ennélfogva az abszorpció- és emisszióspektrum valamely test anyagi alkotásának felismerésére egyenlőképen alkalmas, s a S. alkalmazhatósága többé hőmérsékleti határokhoz kötve nincs. E tétel biztosítja a S.-nak csillagászati alkalmazhatóságát: a Nap és az álló csillagok spektrumai mind abszorpciós spektrumok, melyek a szivárvány fényes hátterén számtalan fekete vonalat tüntetnek fel. E vonalak helyzete épp ugy enged az ott izzó anyagokra következtetni, mintha emisszióspektrummal volna dolgunk, azaz mintha a fellépő vonalak fényesek volnának. Sőt tovább is mehetünk, az abszorpcióspektrum puszta léte már a fizikai állapotra is enged következtetést vonnunk: a Nap és az álló csillagok e szerint magas hőmérsékletü szilárd, folyós vagy nagy nyomásu gázból álló magvak, melyeket alacsonyabb hőmérsékletü gázréteg - a Nap esetében krómószferának nevezzük - borít. E rétegben vannak -mintegy feloldva - mindazon anyagok, melyek spektrálvonalai az illető égitest spektrumában észlelhetők. Az abszorpcióspektrum gyakorlati céloknál is fontos szerepet játszik, amennyiben lámpa- vagy napfényt vezetünk át a megvizsgálandó anyagon. Ily úton létrejönnek az illető anyag abszorpciója által jellemző sávolyok, melyek felismerésére szolgálnak. Ilyképen a S. különböző anyagok hamisításának, különösen pedig érzékenysége folytán a törvényszéki orvostanban a vérnek kimutatására használható. Ha igen kis anyagmennyiségek állanak rendelkezésre, akkor mikroszkóppal összekötött spektroszkópot, u. n. mikrospektroszkópot alkalmazhatunk.

A Nap spektrumában előforduló fekete vonalak fölfedezőjük, Fraunhofer nevét viselik. Mivel az egész S.-ben alapvető fontossággal birnak, pontos megfigyelés tárgyát képezik, s rajzaik külön atlaszokban vannak letéve. Az elsőt készítette maga Krichhoff és a prizmatikus spektrumban látható vonalakat önkényes skálára vonatkoztatta. Angström rács segélyével bontotta szét a Nap fényét és a Fraunhofer-féle vonalakat hullámhosszaságuk szerint rajzolta be 3,5 m. hosszu atlaszba. Újabban pedig Rowland készített pompás fotográfiai felvételt, mely a spektrumot 18 m. hosszu sávoly gyanánt tünteti fel. Ugy a Nap, mint az álló csillagok és többi égi test spektrumainak tanulmányozásából mint legfontosabb tétel az következik, hogy az egész világegyetem ugyanazon anyagokból van felépítve, melyeket a Földön is ismerünk, ugy hogy az erők egysége mellett a S. az anyag egységét is bizonyította.

A spektrumról eddig mondottak természetesen csak a szemmel látható, u. n. optikai spektrumra vonatkoznak. Azonban a vörös szinen innen, ugy mint az ibolyán túl is terjed még a szinszalag és alkalmas segédeszközökkel ki is mutatható. Az ultraibolya rész aránylag könnyen lefotografálható, mert a rendesen használt lemezekre különösen ezen rövid hullámu sugarak hatnak erélyesen. Fotográfiájával különösen Cornu aratott sikereket. Az infravörös rész különösen hő- és foszforeszcencia-hatása által kimutatható. Újabban sikerült azonban Abneynek oly fotográfiai lemezeket is előállítani, melyek éppen ezen hosszu hullámu sugarakra nézve különösen érzékenyek, ugy hogy jelenleg a spektrum határait 185-2700 milliomod mm.-nyire tágíthatjuk, mig a szem csak a 295 és 760 milliomod mm. hullámhosszuságok között fekvő sugarakat apercipiálja. Az ultraibolya spektrum tanulmányozása különösen azért nagyon nehéz, mert az üveg és már levegő is ily rövid hullámu sugarakra nézve majdnem teljesen átlátszatlan. Az eddig említett elemzési módszerek csupán a fényforrásban izzó anyagok jelenlétét mutatják ki, tehát merőben qualitativ, minőleges elemzésre alkalmazhatók. E mellett azonban mennyileges, quantitativ S. is létezik. Ennek műszere a apektrálfotométer, melynek segítségével megállapítjuk valamely oldat abszorpció-koefficiensét az által, hogy a reá eső és átbocsátott fény intenzitásviszonyát keressük az oldat egységvastagságu rétege számára. Az abszorpció az oldat telítettségével meghatározott viszonyban áll, ugy hogy az egyik elemből a másik levezethető. Az eljárás egyebek között, p. borok korának megállapításánál is jó szolgálatot tehet. A mennyileges S.-nek egész új módszerét állapította meg Lockyer. Ha ugyanis oly fényforrást veszünk, mely különböző pontokban különböző hőmérséklettel bir (p. az elektromos fényívet) s ezt a spektroszkóp résére lencsével vetítjük, akkor a keletkező spektrum egyes részei is különböző hőmérsékletü részecskéktől származnak. Ama vonalak, melyek már alacsony hőmérséklet mellett is megvannak, az egész spektrum szélességén fognak átnyulni, mig azok, melyek csak magas hőfoknál vannak jelen, rövidek lesznek. A rövid és hosszu vonalak e módszere különösen keverékek S.-énél tesz jó szolgálatokat, mivel a kis mennyiségben jelen levő anyagnak hosszu vonalai a keverékben rövid vonalakul fognak jelentkezni. Ezen elv szemmel tartása mellett Lockyer képes volt aranyötvényekben az arany tartalmat 0,01 % pontossággal megállapítani.

A S. azonban nemcsak az anyag minőségét jelöli ki, hanem annak fizikai állapotára is enged következtetni. Ha p. azt látjuk, hogy a Nap spektruma csupa elemet tüntet ki, mig a napfoltok és a vörös csillagok spektrumában már vegyületek is fordulnak elő, akkor tudhatjuk, hogy ez utóbbiak hőmérséklete alacsonyabb és mindenesetre alacsonyabb, mint e vegyületek disszociáció-hőmérséklete. A hőmérséklet megbecsülésére vezet azon megfontolás is, hogy bizonyos vonalak csak egészen meghatározott hőmérsékletek mellett lépnek fel. A vonalak szélességei és egyéb tulajdonságai hasonlóképen a nyomásra is engednek következtetéseket vonnunk. A Kirchhoff-féle törvényből következik: ha egy abszolut fekete test spektrumrészletét egyenlővé tesszük egy tetszőleges test megfelelő spektrumszinével, akkor ez utóbbi mindig a melegebb. És általában az intenzitáseloszlás törvényéből levezethető a fényforrásnak hőmérséklete is, habár az efféle következtetések ma még csak egyes esetekben lehetségesek. Általában mondhatjuk, hogy a Draper-féle törvényben módunk van a hőmérséklet meghatározására, bármilyen is legyen a fényforrás alakja, felületi minősége vagy távolsága, s hogy ezen törvény a Kirchhoff-féle törvénnyel együtt a fényforrás sűrüségét vagy a reá nehezedő nyomást is adja.

Meg kell még végül említeni, hogy az egyes anyagok spektrumaiban előforduló sugarak hullámhosszuságai egyes esetekben, talán általában véve is, igen nevezetes törvényt követnek, melyre itt csak egy példát adunk. Ha l jelenti a hidrogén spektrumában fellépő sugarak hullámhosszuságait, m a folyó egész számokat 3-tól kezdve és h egy állandót, melynek értéke h = 364,542 milliomod mm., akkor a [ÁBRA] formula egészen szigoruan adja vissza az eddig észlelt 13 hidrogénvonalat. Hasonló törvények állanak, ugy látszik, a többi elemre nézve is.

A bolygók általában véve a reflektált napfény spektrumát adják, azon módosításokkal, melyeket a bolygók légkörének abszorpciója hoz létre. Ezekből tudjuk, hogy marson vizgőz is létezik s hogy a szélső nagy bolygók légburkolatai hatalmas fényelnyelést eszközölnek. A Nap fényét mi is csak földi légkörünkön át figyelhetjük s ezért benne a Naphoz tartozó vonalakon kivül még az u. n. atmoszferikus vagy terresztrikus vonalak is lépnek fel. Ezek különösen erősödnek a nap mélyebb állásával, és gyengülnek, ha magas hegyeken eszközöljük megfigyeléseinket. Egy vonalcsoport a D vonal tőszomszédságában a levegő vizgőztartalmától függ, közeledő csapadék előtt tetemesen erősödik és ezért az eső-sávoly (rainband) nevével bir.

A fehér és sárga, I. és II. tipusu állócsillagok spektrumában csak elemi állapotu anyagok fordulnak elő, mig a napfoltokkal nagy hasonlatosságot mutató vörös csillagokban már vegyületek jelenléte is kimutatható. A kettős csillagok spektrumai igen érdekesek és okát adják annak, hogy a két csillag rendesen különböző szinü. b-Cygni egyik csillaga p. sárgás-vörös, mert fekete vonalai különösen a spektrum kék és vörös részeiben túlnyomók, ellenben a másik csillagösszetevő kék, mert a sötét vonalak a vörös és narancsszinü részleteket oltják ki. Az új csillagok S.-e is becses felvilágosításokat szolgáltat. 1866 máj. T Coronae nevü csillag hirtelenül másodrendü csillag fényét öltötte. Spektruma az álló csillagok szokott abszorpciós spektruma volt, csakhogy a fekete vonalak mellett egynéhány fényes vonal is volt jelen, mely már 12 nap mulva ismét eltünt, jeléül annak, hogy a nagy fénykifejlődést csak rövid tartamu kitörés okozhatta. Az álló csillagok, üstökösök és ködfoltok spektrumáról lásd ezen feliratu megfelelő cikkeket. Az elsőben említést tettünk a Doppler-féle elvről is, melynek segítségével az álló csillagok mozgása a látás vonalában lemérhető s mely már eddig is számos, távcsővel különben nem látható kettős csillag felismerésére vezetett, továbbá a Nap felületén dúló orkánokat láttatja.

Spektrálfotográfia

(gör.-lat.), a földi vagy égi fényforrások spektrumainak fotográfiai úton való rögzítése. Mivel a szem a behatásokat aránylag igen rövid idő alatt fogja fel, azért a finom spektrálvonalak helymeghatározása a levegő folytonos nyugtalansága mellett igen kényes feladat. Ezzel szemben a fotográfiai lemez csak hosszabb idő alatt ható benyomásokból összegezi képét, miért is a levegő forrongása miatt ide-oda táncoló spektrumvonal közepes, valódi helyzetét adja. Csak ez úton vált lehetségessé az égi testeknek a látás vonalába eső mozgását a Fraunhofer-féle vonalak csekély eltolódásaiból pontosan meghatározni, mi már eddig is számos, távcsővel nem észlelhető kettős csillag felfedezésére vezetett. L. Spektrográf.

Spektrálfotométer

l. Spektrofotométer.

Spektrálkészülék

optikus műszerek a különböző fényforrások szinképének előállítására és megfigyelésére, tehát különösen a spektroszkóp és spektrométer, a spektrofotométer és a spektrográf.

Spektrálszínek

vagy monokromatikus, egyszerü vagy homogén szinek, ama fénynemek, melyek fényszórás vagy fénytörés által tovább fel nem bonthatók. A spektrum alkotó részei, melyek teljesen rezgési számuk vagy annak reciprok értéke által, a hullámhosszaságuk által jellemezhetők. Számuk természetesen végtelen nagy, a nyelvhasználat azonban a szivárványszinek nevén ismeretes fénynemeket külön emeli ki. A legszélső, szemmel még látható vörös, illetve ibolya spektrálszin hullámhosszusága 760, illetve 393 milliomod mm., vagy rezgéseik számában kifejezve: 394,8, illetve 763,3 billió másodpercenkint. A S. előállítására bármily fényforrásból maga a spektroszkóp szolgál; igen nagy közelítéssel előállítható azonban egynéhány homogén szin egyes kémiai elemek gőzének izzítása által is. Lásd Spektrálanalízis és Színek.

Spektrofotométer

(spektrálfotométer), a spektrum egyes részeinek fényintenzitását mérő eszköz. Mint a fotométereknél, általában a mérés elve vagy abban áll, hogy az adott spektrum részenkint egyenlővé tétetik egy összehasonlításul szolgáló fényforrás spektrumának megfelelő részeivel, vagy abban, hogy ismeretes törvény szerint gyengítjük az adott spektrális részt, mig szemünk számára éppen eltünni készül. A Vierordt-féle S. közönséges spektroszkópnak tekinthető, melynek rése ketté van osztva, ugy hogy az alsó és felső fele mikrométercsavarok segítségével egymástól függetlenül mérhetően nyitható. Ha a rés alsó és felső felébe az adott és a segédfényforrás fényét bocsátjuk, két egymás felett fekvő spektrumot nyerünk, melyek most egyes részeikben a rések kellő nyitásával egyenlőkké tehetők; az intenzitások ekkor visszásan aránylanak, mint a résnyilások. A mérés könnyítése céljából a távcső gyujtópontjában eltolható rés van, melynek segélyével a spektrum bármily szűk részlete a többi spektrum elfödésével kiemelhető. Krüss Gerhard ezen egyszerü S.-t sok tekintetben tökéletesítette.

Érzékenyebb műszereket nyerünk a polarizáció elvének felhasználásával. A Glan-féle S. egységes réssel bir, melyet keresztbe fektetett keskeny fémlemezke egy felső és alsó félre oszt. A kollimátorcsőben Wollaston-vagy Rochon-féle kettős törésü prizma van, mely minden félrésről két képet hoz létre, egy rendes s egy rendkivüli képet, melyek tudvalevőleg egymásra merőlegesen polározott fényből állanak. A kollimátorcső ugy állítható be, hogy a két félrésnek rendes és rendkivüli képe érintkezésbe lép. A rendes spektroszkóp berendezésén kivül bir a műszer még osztott körrel forgatható Nicol-prizmával is, melynek forgatása által a két spektrum részenkint egyenlővé tehető. Ha x jelenti a Nicol- és a Rochon-féle prizma fő metszetei közötti szögletet, melyet közvetlenül a forgási szöglet ad, akkor az összehasonlítandó spektrum egyes szines mezeinek intenzitása a segédfényforrás megfelelő szineinek tang2x-szereseivel egyenlő. Crova ezen műszert is tökéletesítette és Vogel oly berendezést adott neki, hogy távcsövön csillagászati megfigyelésekre is alkalmazható. Még valamivel érzékenyebb a Trannin-féle S., mely az előbbitől csak annyiban különbözik, hogy a Nicol- és Wollaston-féle prizma között még optikai tengelyével párhuzamosan csiszolt quarclemez is foglaltatik. Az összehasonlítandó két spektrum egymásba átfog és mindkettőt átszelik sötét interferencia-sávolyok. Ezek két spektrumnak egymásba átnyuló részében eltünnek, ha a Nicol-prizma forgatása által a két szines mezőt egyenlő intenzitásuvá tettük. Az intenzitások itt is a forgási szöglet tangensének négyzetével arányosak s a beállítás egyszersmind nagyon biztos, mivel a szem a fekete sávolyok eltünésének megitélésében nagyon érzékeny.

Kövesligethy az ógyallai csillagvizsgálón fotometriai célokra először a Pritchard által felhasznált neutrális üveg-éket alkalmazta tetszés szerinti spektroszkóppal kapcsolatban S.-ül. Az üveg-ék eltolódása által megállapítjuk ama ékvastagságot, mely mellett a spektrum illető szines mezejének fénybenyomása éppen eltünik. Ily módon számos álló csillag és bolygó spektrumának intenzitását meglepő pontossággal határozhatta meg. Ugyancsak az extinkció elvén alapuló, nagyon fényteljes és a legkisebb csillagokra is alkalmazható S.-t szerkesztett Kövesligethy a kiskartali csillagvizsgáló számára. ez közönséges spektroszkóp, melynek prizmája izlandi pátból készült s ennélfogva kettős törése alapján két egymásra merőlegesen polározott spektrumot ad. Az okulár előtt kis Nicol-prizma foglal helyet, mely osztott körével együtt mérhetően forgatható. Az okulárréssel kiválasztjuk a spektrumnak meghatározandó mezejét és addig forgatjuk a Nicolt, mig a fénybenyomás éppen megszünik. Az intenzitás ez esetben cosec2x-val arányos, ha x a Nicol forgási szögét jelenti. Ha az eszközök bármelyikével a bolygók spektrumában az egyes szinek intenzitását összehasonlítjuk a Nap spektrumának megfelelő szinével, nyerjük az illető bolygó fényvisszaverődési képességét szinenkint, mely fehér fényre vonatkoztatva az albedo nevét viseli és közvetlenül fotométerrel is meghatározható.

Spektrográf

oly készülék, melynek segítségével valamely fényforrás spektruma fotografálható. Lényegileg tehát minden spektroszkóp vagy spektrométer, melynek okuláréját alkalmasan berendezett fotogárfiai kamara helyettesíti. A fotográfiai kamara annyiból bir különös berendezéssel, hogy a távcső által vetített szines kép egyes alkotó részei nem ugyanazon gyujtópontban egyesülnek, mivel a lencsék gyujtótávolságai a szintől is függenek. Részint földi elemek spektrumainak tanulmányozására szolgálnak, túlnyomóan azonban az asztronomiában szerepelnek, hol alkalmazásuk már eddig is rendkivül termékeny volt. A Fraunhofer-féle vonalak eltolódásának megmérése és ezek alapján az álló csillagoknak mozgása a látás vonalában csak ez úton mérhető biztossággal. Ez eredmények egyebek között számos olyan kettős csillag felfedezésére vezettek, melyeknek kisérőjéről a távcső mit sem tud.

Spektrométer

oly készülék, melynek segítségével valamely prizmán át tört vagy rács által elhajlított homogén fénysugár eltérítése mérhető. Ezen szempontból a S. és goniométer azonosnak tekinthető. A skálát tartalmazó cső elhagyásával lényegesen a Bunsen-féle spektroszkóphoz hasonlít, csakhogy a prizmát vagy rácsot tartalmazó asztalka két, egymástól függetlenül vertikális tengely körül forgatható osztott körből alkotott. ha a prizmát eltérítési minimumába állítjuk és a távcső fonalkeresztjét a vele forgó nagyobb körrel együtt valamely Fraunhofer-féle vonalra irányítjuk, majd ugyanazt a műveletet a prizma megfordítása után ismételjük, akkor a forgó körnek két szilárd nonius előtti forgása a d eltérítési szöglet kétszeresét adja. Ha azután álló távcső és nagy kör mellett a kis asztalka forgatása által a prizma két, a törő élt alkotó oldalán tükrözött résképet állítjuk be, nyerjük a prizma törőszögletét c. A két adat szolgáltatja [ÁBRA] egyenleg segítségével az üvegprizma törésmutatóját az illető Fraunhofer-féle vonal számára, melyből a fényszórási formulák alapján a sugár hullámhossza is meghatározható. Mivel azonban a spektrum egyes szines mezeinek terjedelme a különböző üvegnemek törési mutatójának különbözősége mellett a prizma anyagától függ és a hullámhosszaság kiszámítására szolgáló képlet sem minden elméleti kételyen kivül álló, a prizmák helyett szivesebben rácsot alkalmaznak. A rács tudvalevőleg az el nem térített résképtől jobbra és balra kiterjedésben mindig növekedő spektrumokat ad, melyeknél, ellentétben a prizmák tulajdonságaival, az ibolyaszin van legkevésbbé eltérítve, a vörös leginkább. Azonkivül az egyes szinek terjedelme egyenletes, mig a prizmás spektrumnál a vörös szin nagyon összeszorul, az ibolya mértéktelenül széthúzódik. Ha tehát a S. asztalkájára merőlegesen állítjuk fel a rácsot, melynek felülete a rést tartó cső tengelyére is merőlegesen álljon, akkor a távcső forgása a jobb- és baloldali spektrum valamelyik vonalára való beállítása közben az x eltérítési szöglet kétszerese. Ha a megfigyelt spektrum a rés el nem térített képétől az m-edik volt, és a rács l hosszuságra n karcolatot mutat fel, akkor a beállított sugár hullámhosszusága [ÁBRA] egyenlet által számítható. Az ily módon előállított spektrumot, mert teljesen független az elhajlító rács anyagától, normálisnak szokás nevezni. A Meyerstein-féle S.-t, melynek mintájára az összes alkalmazásban levő S.-ek készülnek, a mellékelt ábra tünteti fel.

[ÁBRA] Meyerstein-féle spektrométer.

Újabban a S. a Rowland-féle rácsok alkalmazása által nagyon tökéletesedett. Rowland ugyanis tükörfémből álló 3-5 cm. átmérővel és 1,5-6,5 m. görbületi sugárral biró vájt tükrökre egyenlő közü 14,000-100,000 finom vonalat vés, ugy hogy 1 mm. hosszuságra 400-800 vonal esik. Ha a vonásokkal párhuzamos résből fény esik ily rácsra, akkor a tükör fokális görbéje mentén keletkeznek a különböző rendü spektrumok, még pedig, ami nagyon fontos, minden lencse közvetítése nélkül. Igen egyszerü mekanikai segédeszközökkel elérhetni, hogy a spektrumokat felfogó ernyő, mely távcső vagy fotográfiai lemez is lehet, minden spektrum és annak minden vonala számára élesen be legyen állítva. Rowland 5 cm. átmérőjű és 6,5 m. sugaru vájt ráccsal fotografálta a nap spektrumát ritka élességben és tökéletességben. A fotográfiailag készült atlasza a normális nap spektrumnak 18 m. hosszusággal bir és az ibolyán túli 300 milliomod mm.-nyi hullámhosszuságtól a vörösben fekvő 695 milliomod mm.-nyi hullámhosszuságig terjed. A spektrum mellé adott skálán a Fraunhofer-féle vonalak hullámhosszuságai ötezermilliomod mm.-nyi pontossággal olvashatók le.

Spektroszkóp

valamely anyag által ki- vagy átbocsátott fény szétbontására szolgáló készülék; ha ez a fényben szereplő szinek pontos lemérésére is berendezett, spektrométer a neve (l. o.). A legegyszerübb S., mely azonban a műszerek lényeges részeit mind magában foglalja, a Bunsen-féle (1. és 2. ábra). Az A cső végén vertikálisan álló mn rés (3. ábra) a fényforrás fényének befogadására szolgál és a szükséghez képest tágabbra vagy szűkebbre állítható. Mivel e rés az A cső másik végébe foglalt gyüjtőlencse gyujtópontjában áll, a törő élével ugyancsak függélyesen (tehát a réssel párhuzamosan) álló prizmára párhuzamos sugarak esnek. A prizma a spektrum legintenzivebb szine, a sárga szin számára eltérítési minimumában áll és ezért a sugarak törés után a prizmát szintén közel párhuzamosan hagyják el. A B távcső a keletkezett spektrum megfigyelésére szolgál. A sugármenetet a 2. ábra tünteti fel. Ha ugyanis a résen két fénysugár lép be, melyek a vörös és kék monokromatikus szin keverékéből állanak, akkor a távcsőben r-nél a vörös sugarak kisebb eltérítésének megfelelőleg a résnek vörös képe látható, mig a v-ben, az ibolya sugarak nagyobb törékenysége folytán jobban eltérített ibolyaszinü képe jön létre. Ha a két szin között számtalan átmenetet képez fénysugarak fekszenek, akkor természetesen számtalan réskép is keletkezik, azaz a távcsőben a szivárványszinek folytonos egymásutánját látjuk. ha azonban - mint a Nap esetében - a fényforrás fényéből bizonyos szinü sugarak hiányzanak, akkor természetesen a megfelelő szinü réskép is hiányzik s helyén fekete vonal áll. Ellenkezőleg, ha a fényforrás csak egynéhány monokromatikus szinből álló fényt lövel ki, a spektrum is csak ugyanannyi elkülönített szines vonallal bir. E vonalak helymeghatározására szolgál az O cső végén alkalmazott és ugyancsak gyüjtőlencse focusában álló skála, melynek képe a prizma elülső lapján a távcsőbe vetődik s a spektrummal együtt látható. A skála természetesen teljesen önkényes; a spektrumvonalak hullámhosszaságának meghatározására bevetítjük a s-be a napfényt s leolvassuk a skálán az ismertebb és egyébként már meghatározott Fraunhofer-féle vonalakat. Ha a skálaleolvasást mm.-papiroson mint vizszintes, a hozzátartozó hullámhosszuságot mint vertikális távolságot felrakjuk s a keletkezett pontokat összekötjük, oly görbe vonalat nyerünk, mely minden skálaleolvasáshoz a hozzá tartozó hullámhosszuságot szolgáltatja. Ha csak arról van szó, hogy mérés nélkül két anyag spektruma hasonlítandó össze, akkor az összehasonlítási prizmát (3. és 4. ábra) használhatjuk. Ez az ábrában feltüntetett módon a résnek felét eltakarja. A szabad félen át bocsátja fényét az egyik fényforrás, az eltakart félen át jut az oldalt alkalmazott összehasonlítási fényforrás világa visszaverődés útján a S.-ba. Ha az összehasonlításra a Nap fényét alkalmazzuk, akkor a földi anyagok spektrálvonalai közvetlenül a már nagyon jól ismert és kimért napspektrummal hasonlíthatók össze.

[ÁBRA] 1. ábra. Bunsen-féle spektroszkóp.

Ha a spektrum hosszuságát meg akarjuk nyujtani, mi természetesen közel álló vonalak szétbontásánál előnyös, akkor egy prizma helyett többet alkalmazunk; sőt ugy is járhatunk el, hogy az utolsó prizma hátlapjára törő élével vizszintesen fekvő reflektáló prizmát erősítünk, mely a prizmák alján már átment sugarakat felfelé veti és az összes prizmasoron való visszatérésre kényszeríti. Ily esetben természetesen minden prizma kétszeres fényszórást idéz elő. Az ilyen spektrum már nem fér a távcső látmezejébe és a prizma is minden egyes sugár számára külön-külön állítandó a deviáció minimumába. A távcső e célra az állvány tengelye körül forgatható, és e forgatás a jobb készülékeken maga önműködően eszközli a prizma helyes beállását (automatikus S.). Ily esetekben a skála helyett inkább a távcsőnek külön körbeosztáson leolvasható szögelfordulásával mérik a vonal helyét. A távcső ez esetben fonalkereszttel és igen sok esetben finom mikrométerrel is bir.

[ÁBRA] 2. ábra. Bunsen-féle spektroszkóp.

A prizma természetéből folyik (2. ábra), hogy a B távcső és az A kollimátorcső egymással szögletet alkotnak, mi némely esetben kényelmetlenséggel jár. Mivel a különböző üvegnemek eltérítése és szinszórása egymással nem arányos, következik, hogy p. flint- és koronaüvegből összeállítható oly prizmakombináció is, mely szinszórást eszközöl, de bizonyos sugarakat el nem térít. Ily módon keletkeznek az egyeneslátásu S.-ok (a vision directe), melyeknek tipusát az 5. ábra szolgáltatja. Ez kissé nagyítva a Browning-féle zseb-S.-ot ábrázolja, mely kellően beállítva is csak 64 mm. hosszu. A prizmasorozat felváltva korona- és flintüvegből áll s a spektrum közepes sugarait nem téríti el. A rés s a cső fejének forgatása által szűkíthető vagy tágítható és C kollimáció-lencse gyujtópontjában áll. A távcső egyszerüség kedvéért mellőzve van, ugy hogy a szem egyszerüen az O okulárnyiláson át tekinti meg a spektrumot.

[ÁBRA] 3. ábra. Összehasonlítási prizma.

Csillagászati megfigyeléseknél természetesen a S. állványa helyett oly foglalatot alkalmazunk, melynek segítségével a készülék egyenesen a távcsőre, annak okulárlencséje helyébe illeszthető. ha a rést a nagy lencse gyujtósíkjába állítjuk, akkor ezen keletkezik a Nap vagy más égi test képe és a rés az égi test különböző pontjaira irányítható. A Nap, a protuberanciák s hasonló fényteljes objektumok megfigyelésére természetesen nagyszórásu S.-ot alkalmazunk, mig a ködfoltok, az állócsillagok vagy a bolygók fényelemzésére a rendelkezésre álló fény gyengesége miatt csak kevés prizmát tartalmazó S.-ot használhatni. Mivel az állócsillagok a távcsőben osztatlan pontok gyanánt tünnek fel, ezek spektruma természetesen fonalszerü s a benne lévő fényes v. fekete pontokra zsugorodnak össze. Ezek széthúzására a S. okuláréja előtt gyenge hengerlencsét szokás használni. Mivel a prizma helyzete a távcső egyéb optikai részeihez képest teljesen közömbös, a tulajdonképeni mérésekre szolgáló S.-okon kivül gyors és tömeges megfigyelésekre, az álló csillagok S.-i átkutatására különösen két egyszerü S. alkalmaztatik; mindkettő egyszerü prizma, rés nélkül szűkölködő. A rés ugyanis - mig méréseket nem eszközlünk - a csillag pontalaku képe miatt teljesen el is maradhat; mérő megfigyeléseknél szükséges, nehogy a fénysugár a prizma más-más pontjaira, a fonalkereszt tehát a spektrum más-más szineire essék. Az egyik esetben a távcső okuláréjára erősítünk kis, hengerlencsével ellátott egyeneslátásu prizmasort (Zöllner-féle átkutatási S.), a másik esetben ellenben igen kis (körülbelül 5 foknyi) törőszöggel biró nagy prizmát állítunk a távcső tárgylencséje elé (Secchi-féle objektiv S.). Az utóbbi különösen nagy látómezeje és fényteljessége miatt becses, és különösen tömeges spektrumfotográfiai felvételeknél, vagy az álló csillagok és a kis bolygószerü ködfoltok spektrumának különbözőségénél fogva ködfoltok felkeresésére ajánlható.

[ÁBRA] 4. ábra. Összehasonlítási prizma

Mivel szinszórás nemcsak törés, hanem fényelhajlás által is elérhető, a prizmát némelykor ráccsal is helyettesítik. Ilyen berendezéssel bir p. a Ladd-féle zseb-S., mely a Browning-félétől csak abban különbözik, hogy a prizmasor helyett fotografált rácsot tartalmaz. Rendesen azonban a rácsot csak pontos mérésekre szolgáló spektrométerekben alkalmazzák. Megemlítendő még, hogy az ultraibolya spektrum megfigyelésére szolgáló készülék üvegalkotórészek helyett quarclencséket vagy quarcprizmát tartalmaz, mivel ezek a kis hullámu sugarak számára sokkal átlátszóbbak mint az üveg.

[ÁBRA] 5. ábra. Browning-féle zsebspektroszkóp.

Spekuláció

(lat.) a kereskedelmi életben a kereskedőnek az a tervezgetése és számítgatása, amelynek segítségével a szakmájába vágó ügyletek esélyeit iparkodik kideríteni. Amikor konkrét adásvételi ügyletekről van szó, akkor a kalkuláció (l. o.) körébe tartoznak a feladatai; hogyha azonban a határidő-ügyletek s különbözeti ügyeletek spekulálandók: akkor sokkal tágabb köre van e vizsgálatoknak. Ez esetben általában két irányát különböztetik meg a S.-nak, t. i. az a la hausse (fölfelé, emelkedő irányzatu) és az a la baisse (lefelé, csökkenő irányzatu) S.-t (l. Baisse és Hausse). Amennyiben a S. tevékenysége nem a reális ügyletek körében mozog, sokszor meghamisítja a kereslet és kinálat természetszerü egymásra hatását és igy mesterséges, hazug áralakulásokat termet, nem egyszer súlyos forgalmi válságokat idézve ezzel elő. L. még Speculatio.


Kezdőlap

˙