Page 570 - Основы_химии

564 Д . С Р О Ж Д Е С Т В Е Н С К И Й .

Но так как они не точно совпадают с ядром, то отсюда и возникают
небольшие поправки s, р, d, Ь в сериальных формулах сложных атомов.
Итак спектральный электрон — это один из самых внешних, валентных
электронов, химически наиболее важных. Переходя от коротких волн к длин­
ным в рентгеновом спектре в группах К, L, 31, мы передвигались от
самых внутренних частей атома к наружным, и в видимом спектре самого
внешнего валентного электрона этот процесс завершен. Здесь атомный спектр
кончается, по крайней мере главные его части, так как в инфракрасной
области продолжаются только редкие отдельные линии — перескоки между
самыми внешними орбитами валентного электрона.
Как у гелия на ряду с обычным спектром нейтрального атома наблю­
дается спектр ионизованного атома Не , потерявшего один электрон, так
+
и у других атомов наблюдаются спектры ионизованных атомов. Напр.,
кальций теряет при сильных возбуждениях один из своих двух валентных
электронов, а другой валентный электрон дает спектр Са , для которого
+
(как и у Не ) постоянную Ридберга H нужно умножить на 4. Это соот­
+
ветствует заряду Е= 2е. Подобные усложнения спектров при сильных воз­
буждениях, напр., в мощной искре вместо пламени или вольтовой дуги,
теперь хорошо объясняются теорией Бора. Но мало того, она предсказы­
вает, что при еще более сильных возбуждениях атом может терять и больше
электронов. Если потеряно, напр., 5 электронов, то постоянную R нужно
умножить на 25 (Е—5с), и весь спектр сдвинется в 25 раз в сторону
меньших длин волн. Это предсказание оправдалось в последние годы, и
подобные спектры многоионизованных атомов найдены Милликеном далеко
за ультрафиолетовой областью, где работа возможна только при тех усло­
виях, что источник света и весь спектральный прибор находятся в ваку­
уме, так как все вещества, даже газы, поглощают волны этой области.
Невозможно также пользоваться и призмами по той же причине, и един­
ственным светорассеивающим прибором остается диффракционная решетка.
Знание условий возникновения спектров ионизованных и обыкновенных
атомов значительно подвинуло вперед вопросы звездной и солнечной спек­
троскопии, вопросы о температуре и возрасте звезд, о распределении темпе­
ратуры на солнце, о глубине залегания излучающих паров. Ясно, напр.,
что спектр ионизованного Н е + могут давать лишь звезды очень высокой
температуры. Наше полупотухшее солнце и не дает его.
6. В рентгеновой области нет и не может быть серий. Там не валент­
ный электрон в свободном пространстве вокруг атома перескакивает с орбиты
на орбиту, а внутренние электроны атома обмениваются местами. Предста­
вим себе, что электроны разделяются на слои. Самый внутренний слой,
в котором каждый электрон обладает наименьшей энергией, назовем слоем К,
следующие слои будут L, M и т. д. Каким-нибудь агентом (катодные лучи)
удалим один электрон из слоя К совсем вон из атома; для этого потребуется
наибольшая энергия. На свободное место может перескочить какой-нибудь
электрон из любого слоя L, 31, N, и каждый такой скачок даст одну из
спектральных линий группы К. Точно так же на свободное место в слое L
электроны перескакивают откуда-нибудь из 31, N, Р, и дают линии
группы L и т. д. Число групп линий указывает на число слоев. У наибо­
лее богатых электронами атомов, напр. урана, измерены длины волн линий
4-х групп К, L, 31, N, но несомнено, что имеются еще группы О и Р,
а дальше следует спектр валентных электронов.
Теперь можно обратиться к рис. 3, чтобы рассмотреть соотношения
между рентгеновыми, видимыми спектрами и спектрами вакуумной спек­
троскопии всех элементов. По оси абсцисс нанесены логарифмы длин волн,
а написаны сами величины длин волн (как на логарифмической линейке)