Текст книги "Большая Советская Энциклопедия (СП)"

Спектральная аппаратура рентгеновская

Спектра'льная аппарату'ра рентге'новская, аппаратура, в которой рентгеновские лучи возбуждаются в исследуемом веществе, разлагаются в спектр и регистрируются. Прецизионная С. а. р. служит для исследования тонкой структуры рентгеновских спектров, аналитическая – для определения элементного состава вещества (см. Спектральный анализ рентгеновский). Прецизионная аппаратура должна обладать высокой разрешающей способностью, аналитическая – высокой светосилой.

  В зависимости от цели и условий исследования и характера объекта применяют различные типы С. а. р.

  Дифракционная С. а. р. основана на разложении рентгеновского излучения в спектр с помощью дифракции рентгеновских лучей. В состав этой С. а. р. входят: рентгеновская трубка, источник её питания, диспергирующий элемент (кристалл-анализатор или дифракционная решётка), детектор рентгеновского излучения и электронная аппаратура, питающая его и регистрирующая его импульсы. В прецизионной С. а. р. применяются либо кристаллы-анализаторы, представляющие собой почти идеальные кристаллы, изогнутые по поверхности кругового цилиндра или сферы (рис. 1, а), либо дифракционные решётки, вогнутые по сферической поверхности (рис. 1, б). В аналитической С. а. р. используют либо изогнутые кристаллы, либо плоские кристаллы с многопластинчатым коллиматором Соллера, ограничивающим угловую расходимость падающего на кристалл излучения от нескольких угловых минут до 1° (рис. 1, в).

  В качестве детекторов рентгеновского излучения в С. а. р. чаще всего применяют пропорциональные, сцинтилляционные или полупроводниковые счётчики фотонов, а для мягких рентгеновских лучей – фотокатоды с вторичным электронным умножителем открытого типа. Если С. а. р. предназначена для исследования первичных рентгеновских спектров, то исследуемое вещество наносят на анод разборной рентгеновской трубки и откачивают её до давления < 10^-5мм рт. cm. Если исследуют свойства вещества по его флуоресцентному рентгеновскому излучению, то применяют запаянную рентгеновскую трубку, а исследуемое вещество располагают вне трубки, возможно ближе к её окну.

  С. а. р., предназначенная для одновременной регистрации 1—2 линий спектра, называется рентгеновским спектрометром (при фоторегистрации – спектрографом), а при одновременной регистрации многих (до 24) линий спектра – рентгеновским квантометром (рис. 2). Для выделения каждой линии квантометр имеет отдельный малогабаритный спектрометр, который вместе со своей электронной регистрирующей установкой называется его каналом. Излучение от анализируемого образца поступает во все каналы квантометра одновременно. Число импульсов детектора за определённое время счёта регистрирует цифропечатающая машинка. В спектрометрах часто применяют также интегрирование импульсов с последующей записью самописцем результатов непрерывного сканирования прибора вдоль спектра. Выходы каналов квантометров могут быть введены в ЭВМ для дальнейшей обработки информации.

  В прецизионных спектрометрах непрерывная запись спектра вносит некоторые искажения, поэтому иногда применяют автоматическое шаговое сканирование: регистрируют число импульсов детектора во многих равноудалённых точках спектра. В этих точках спектрометр неподвижен в течение заданного времени, переход от точки к точке совершается быстро. В аналитических спектрометрах иногда применяют шаговое сканирование по точкам спектра, в которых расположены аналитические линии определяемых элементов. Такой спектрометр работает по программе, задающей набор определяемых элементов, время счёта импульсов в каждой из соответствующих точек спектра, необходимые параметры электронной peгистрирующей установки и тип кристалла-анализатора (в спектрометрах имеются 3—4 сменных кристалла). Всю программу и запись результатов спектрометр выполняет автоматически.

  На промышленных предприятиях в качестве датчиков состава часто используют специализированную С. а. р. для определения одного или немногих элементов. К их числу относится аппарат АРФ-4М, основанный на методе стандарта-фона – анализе по отношению интенсивностей аналитической линии и линии фона. Эти линии расположены близко друг к другу и регистрируются одним детектором, попадая в него через две соответствующие щели. Качающаяся шторка поочерёдно перекрывает эти щели и одновременно переключаются две установки, регистрирующие им пульсы детектора. Регистрирующая установка прекращает счёт импульсов после набора заданного числа их на линии фона. Число импульсов, сосчитанное на аналитической линии, будет пропорционально отношению её интенсивности к интенсивности линии фона. Такие датчики состава применяются на обогатительных фабриках и металлургических заводах цветной металлургии. АРФ-4М позволяет определять 12 разных элементов.

  Бездифракционная С. а. р. применяется для рентгеновского спектрального анализа. В ней рентгеновское излучение исследуемого образца непосредственно регистрируется сцинтилляционными, газовыми пропорциональными или полупроводниковыми счётчиками (рис. 3), амплитуды импульсов которых пропорциональны энергиям фотонов исследуемого излучения. Аналитические линии выделяются одно– или многоканальным амплитудным анализатором импульсов счётчика. При близком расположении окна счётчика к образцу полезно используемый телесный угол излучения каждого атома образца очень велик, а регистрируемая интенсивность превосходит её значение в дифракционной С. а. р. на несколько порядков. Это позволяет проводить анализ даже при очень слабом флуоресцентном рентгеновском излучении образца, возбуждаемом либо изотопными источниками, либо миниатюрными рентгеновскими трубками, анодный ток которых не превышает нескольких мка.

  Недостатком бездифракционной С. а. р. является сравнительно невысокая разрешающая способность пропорционального детектора. Для устранения помех, создаваемых линиями, соседними с аналитической, чаще всего последовательно применяют пару сбалансированных фильтров из двух соседних элементов. С их помощью удаётся выделить ту область спектра, в которой находится аналитическая линия, и улучшить разрешающую способность бездифракционной С. а. р.

  Малые габариты и масса позволяют применять бездифракционные анализаторы переносного типа для геологической разведки полезных ископаемых в полевых условиях и для спуска их в пробурённую скважину диаметром от 40 мм на глубину до 100 м.

  Микроанализаторы основаны на возбуждении первичного рентгеновского излучения образца игольчатым электронным лучом (зондом) диаметром около 1 мкм, разложении этого излучения в спектр и его регистрации. Для получения тонкого электронного зонда используют электронную пушку и фокусирующие магнитные линзы. Применение светосильных фокусирующих спектрометров с изогнутыми кристаллами или вогнутой дифракционной решёткой позволяет при токе зонда всего нескольких мка получить спектр данной точки образца. Выбор этой точки можно производить визуально с помощью оптического микроскопа. Если образец и зонд неподвижны, а сканирует спектрометр, можно измерить весь спектр излучения образца и сделать полный анализ его состава в данной точке. Если зонд и спектрометр неподвижны, а образец сканирует, можно получить запись распределения вдоль линии сканирования того элемента, на который настроен спектрометр. Если спектрометр и образец неподвижны, а зонд (с помощью двух пар отклоняющих пластин и поданных на них переменных электрических потенциалов) сканирует по поверхности образца размером ~ 0,4 ´ 0,4 мм² синхронно со строчной развёрткой телевизионного устройства, на вход которого подан выходной потенциал детектора спектрометра, то на экране кинескопа будет получено сильно увеличенное изображение сканируемой поверхности в лучах того элемента, на который настроен спектрометр. Т. о. можно получить распределение данного элемента по исследуемому участку поверхности образца. В современных микроанализаторах часто используют два рентгеновских спектрометра: один – с кристаллом-анализатором, другой – с дифракционной решёткой. Это позволяет выполнить локальный анализ всех элементов, начиная с Li.

  Лит.: Блохин М. А., Методы рентгено-спектральных исследований, М., 1959; Бирке Л. С., Рентгеновский микроанализ с помощью электронного зонда, пер. с англ., М., 1966; Блохин М. А., Рентгено-спектральная аппаратура, «Приборы и техника эксперимента», 1970, № 2; Зимкина Т. М., Фомичев В. А., Ультрамягкая рентгеновская спектроскопия, Л., 1971; Плотников Р. И., Пшеничный Г. А., Флюоресцентный рентгенорадиометрический анализ, М., 1973; Леман Е. П., Рентгенорадиометрический метод опробования месторождений цветных и редких металлов, Л., 1973; Электронно-зондовый микроанализ, пер. с англ., М., 1974.

  М. А. Блохин.

Рис. 2. Рентгеновский 12-канальный квантометр КРФ-18. Справа налево: оперативный стол, две стойки счёта импульсов – на 4 и 8 каналов, высоковольтный источник питания рентгеновской трубки, система автоматического управления и устройство вывода информации.

Рис. 1. Оптические схемы рентгеновских спектрометров: а – фокусирующий спектрометр с кристаллом-анализатором К; б – фокусирующий спектрометр с дифракционной решёткой G; в – спектрометр с плоским кристаллом (коллиматором Соллера); s – источник излучения; S₁ и S₂ – щели; f – фокальная окружность; О' – её центр; О – центр окружности, по которой изогнут кристалл, или центр вогнутой поверхности решётки; D – детектор; Р – фотокатод; М – вторичный электронный умножитель; C₁ и С₂ – многопластинчатые коллиматоры.

Рис. 3. Схема рентгеноспектрального бездифракционного анализатора: 1 – изотопный источник; 2 – защитный экран; 3 – анализируемый образец; 4 – фильтр; 5 – детектор.

Спектральная классификация звёзд

Спектра'льная классифика'ция звёзд, разделение звёзд на классы, установленные по различиям в их спектрах (в первую очередь по относительным интенсивностям спектральных линий).

  После первых попыток С. к. з. во 2-й половине 19 в. (итальянский астроном А. Секки, немецкий астроном Г. Фогель и др.) наиболее удачной оказалась т. н. гарвардская классификация, разработанная на рубеже 19 и 20 вв. американским астрономом Э. Кэннон. Основным критерием в этой классификации принята интенсивность атомных спектральных линий или молекулярных полос; одновременно грубо учитывается распределение энергии в непрерывном спектре звезды. Гарвардская С. к. з., основанная на эмпирических данных, является температурной классификацией, отражающей различия ионизационных температур звёздных атмосфер и в некоторой степени возможные различия химического состава звёзд.

  Спектральные классы имеют буквенные обозначения и располагаются в последовательности:

,

соответствующей убыванию температуры; ответвления выражают различия химического состава. Переходы между классами непрерывны, внутри классов вводятся десятичные подразделения, например В0, В1, В2, ..., В9, А0, ..., причём каждый последующий класс или его подразделение называется более поздним по отношению к предыдущему. 99% всех звёзд принадлежат к спектральным классам В – М. Звёзды классов О, R, N, S редки. Спектральные классы характеризуются следующими признаками.

  Класс О (температура » 50000—30000 К ). К этому классу принадлежат немногочисленные весьма горячие звёзды с сильно развитым ультрафиолетовым участком спектра. Характерны линии ионизованного гелия. В более поздних подразделениях видны линии нейтрального гелия, многократно ионизованных азота, углерода, кремния. Встречаются звёзды с широкими эмиссионными полосами, источником которых являются также нейтральные и ионизованные атомы гелия и ионизованные атомы азота, углерода и кислорода. Такие звёзды называются Вольфа – Райе звёздами и обозначают буквой W.

  Класс В (t » 30000—12000 К). Для спектров звёзд этого класса характерно наличие в них линий нейтрального гелия и ионизованных кислорода и азота. Линии водорода хорошо заметны, начиная с В0, и значительно усиливаются при переходе к классу В9. Наоборот, линии гелия к классу В9 ослабляются. Начиная со спектров В5, хорошо заметны линии ионизованного кальция (линия К) и магния (с длиной волны l 4481 ).

  Класс А (t » 11500—7700К). В спектрах преобладают водородные линии бальмеровской серии, достигающие наибольшей интенсивности в классе А0, линии гелия исчезают. Нарастают интенсивности линии К и линии l 4481 , в классе А2 появляется линия нейтрального кальция l 4227 , а в классе А5 – линии нейтрального железа.

  Класс F (t » 7600—6100 К). Водородные линии всё ещё наиболее интенсивны, но заметны также многочисленные линии металлов – ионизованных и нейтральных. Очень интенсивны линии Н и К ионизованного кальция. Несколько линий железа и ионизованного титана на спектрограммах с малой дисперсией сливаются, образуя т. н. полосу G (длины волн от 4305  до 4315 ).

  Класс G (t » 6000—5000К). Водородные линии более не выделяются среди мощных спектральных линий металлов и в спектрах G5 – G9 слабее некоторых линий железа. Очень интенсивны линии Н и К. К классу G2 принадлежит Солнце.

  Класс К (t » 4900—3700 К). Линии Н и К, линия l 4227  и полоса G достигают наибольшего развития. В классе К5 появляются следы полос поглощения молекулы окиси титана. Непрерывный спектр в ближайшем ультрафиолетовом участке (за линией К) практически отсутствует.

  Класс М (t » 3600 – 2600 К). К этому классу принадлежат красные звёзды с полосчатым спектром. Особенно выделяются полосы окиси титана. Из атомных линий выделяется только линия l 4227 . Линии Н и К почти не видны. Встречаются спектры М с одной или несколькими водородными линиями бальмеровской серии в виде линий излучения.

  Клacc R (t » 5000—4000 К). Спектры этого класса во многих чертах сходны со спектрами G5 – К5, но резко выделяются полосы поглощения молекул углерода и циана. У звёзд R5 фиолетовая часть спектра с длиной волны меньше 4240  очень слаба.

  Класс N (t » 3000—2000 К ). Наблюдается дальнейшее усиление полос поглощения молекул углерода и циана, резко ограниченных с красной стороны. Непрерывный спектр с длиной волны меньше 4400  очень слаб, чем и объясняется красный цвет этих звёзд. Звёзды классов R и N часто называют углеродными и сокращённо обозначаются как С-звёзды.

  Класс S (t » 3000—2000 К). Звёзды этого класса по распределению энергии в непрерывном спектре сходны со звёздами спектральных классов М и N, но отличаются от них присутствием полос окиси циркония, а также менее заметных полос окиси иттрия и окиси лантана – элементов, очень редких на Земле. Водородные линии наблюдаются часто в форме излучения, как в классе М. В классах R, N и S также присутствуют полосы окиси титана.

  Небольшое количество звёзд имеют спектры, не укладывающиеся в описанную последовательность или имеющие ту или иную особенность; это отмечается либо буквой р, либо, более определенно, буквами: е – в случае наличия эмиссионных линий, особенно часто встречающихся в спектрах В и М (например, В2е); n – при сильно размытых линиях (например, A0n); s – при резких линиях (например, A3s): с – при особенно тонких и глубоких линиях поглощения (например, сА2); k – в случае присутствия в спектре хорошо заметных линий межзвёздного кальция (например, B0k).

  Часто наблюдаются изменения спектрального класса у звёзд. Так, в спектрах звёзд класса В нередко то появляются, то вновь исчезают эмиссионные линии (характеристика е). Изменения блеска физических переменных звёзд сопровождаются изменениями их спектрального класса. Очень сложные превращения испытывают спектры новых звёзд после достижения ими максимума блеска. Спектры газовых планетарных туманностей, имеющие линии излучения без непрерывного спектра, обозначаются буквой Р. Встречаются сложные спектры, в которых смешиваются характеристики двух и даже трёх спектральных классов. Их обозначают, например, так: G0A2 или G0 + A2.Часто эти спектры принадлежат тесным двойным звёздам.

  Применение более точных, в том числе спектрофотометрических, методов позволило различать внутри каждого спектрального класса звёзды большой или малой светимости. Обнаружилось, что тонкими глубокими спектральными линиями поглощения (характеристика с) обладают звёзды-сверхгиганты. У звёзд-гигантов вследствие низкого газового давления в атмосферах ионизация облегчена по сравнению со звёздами-карликами, в результате чего при той же температуре у первых линии ионизованных атомов усилены по сравнению с линиями нейтральных атомов, а у вторых – ослаблены. Водородные линии бальмеровской серии, очень чувствительные к так называемому Штарка эффекту, сильно расширены в спектрах звёзд-карликов (вследствие большой плотности электронов в атмосферах) и, наоборот, весьма тонки в спектрах звёзд-гигантов. Эти и некоторые др. критерии привели к возможности сначала грубо различать спектры звёзд-гигантов и звёзд-карликов (буквы g и d, стоящие перед буквой, обозначающей спектральный класс), а впоследствии определять и абсолютную звёздную величину звёзд по их спектру. Последнее обстоятельство открыло пути к определению спектральных параллаксов звёзд и сделало возможной двумерную С. к. з., в которой звёзды подразделяются не только по своим температурам, но и по абсолютным звёздным величинам. Наиболее детально двумерная классификация разработана на Йерксской обсерватории (США) в 1940—1943. В двумерной классификации наряду со старым буквенным обозначением С. к. з. указывается римской цифрой класс светимости по следующей схеме: Iа – самые яркие звёзды-сверхгиганты, Ib – менее яркие звёзды-сверхгиганты, II – яркие звёзды-гиганты, III – нормальные звёзды-гиганты, IV – звёзды-субгиганты, V – звёзды главной последовательности. Изредка употребляются ещё VI и VII для характеристики спектров субкарликов (sd) и белых карликов (wd) соответственно. Установление спектрального класса звезды в двумерной классификации даёт широкую характеристику физических свойств её поверхностных слоев; на основании этих данных теоретическим путём можно установить характеристики звезды в целом, включая её внутренние области. Двумерная классификация спектров звёзд имеет много преимуществ сравнительно с одномерной, но её распространение на слабые звёзды, спектры которых фотографируются обычно с помощью объективной призмы, затруднительно. На Крымской и Абастуманской обсерваториях (СССР) разработаны критерии двумерной классификации слабых звёзд.

  Лит.: Курс астрофизики и звездной астрономии, под ред. А. А. Михайлова, 3 изд., т. 1, М., 1973, гл. 18; Cannon A. J. and Picketing Е. C., The Henry Draper catalogue, [v.] 1—9, Camb. (Mass.), 1918—1924 (Annals of the Astronomical observatory of Harvard college, v. 91—99); Morgan W. W., Keenan P.C. and Кellman Е., An atlas of stellar spectra with an outline of spectral classification, Chi., 1943.

  Д. Я. Мартынов.

Спектральные классы звёзд G0 – M6e.

Спектральные классы звёзд Oa – F5.

Назад к карточке книги "Большая Советская Энциклопедия (СП)"