Quando un raggio di sole passa attraverso un prisma, sullo schermo dietro di esso appare uno spettro. Da duecento anni ci siamo abituati a questo fenomeno. Se non si guarda da vicino, sembra che non ci siano confini netti tra le singole parti dello spettro: il rosso si trasforma continuamente in arancione, l’arancione in giallo, ecc.

Più attentamente di altri nel 1802 esaminò lo spettro Dottore inglese e il chimico William Hyde Wollaston (1766–1828). Wollaston scoprì diverse nette linee scure che, senza ordine apparente, attraversavano lo spettro del Sole luoghi differenti. Lo scienziato non ha attribuito molta importanza a queste linee. Credeva che la loro comparsa fosse causata o dalle caratteristiche del prisma, o dalle caratteristiche della sorgente luminosa, o da qualche altro motivo collaterale. Le linee stesse gli interessavano solo perché separavano le bande di colori dello spettro l'una dall'altra. Successivamente, queste linee scure furono chiamate linee di Fraunhofer, perpetuando il nome del loro vero ricercatore.

Joseph Fraunhofer (1787–1826) all'età di 11 anni, dopo la morte dei suoi genitori, iniziò l'apprendistato presso un maestro rettificatore. A causa del lavoro, rimaneva poco tempo per la scuola. Fino all’età di 14 anni Joseph non sapeva né leggere né scrivere. Ma non c'era felicità, ma la sfortuna ha aiutato. Un giorno la casa del proprietario crollò. Quando Giuseppe fu tirato fuori da sotto le macerie, il principe ereditario passò in macchina. Ha avuto pietà del giovane e gli ha consegnato una notevole somma di denaro. Il giovane aveva abbastanza soldi per comprarsi una rettificatrice e iniziare a studiare.

Fraunhofer ha imparato a macinare il vetro ottico nella città di provincia di Benediktbeiren.

Nella prefazione alla raccolta di opere di Fraunhofer, E. Lommel ha riassunto il suo contributo all'ottica pratica. "Attraverso l'introduzione dei suoi nuovi e migliorati metodi, meccanismi e strumenti di misura per ruotare e lucidare le lenti... fu in grado di ottenere campioni abbastanza grandi di vetro flint e vetro corona senza alcuna venatura. Grande importanza aveva un metodo che ha trovato definizione precisa la forma delle lenti, che cambiò completamente la direzione dello sviluppo dell'ottica pratica e portò il telescopio acromatico a una tale perfezione che prima non si sarebbe potuto nemmeno sognare."

Per effettuare misurazioni accurate della dispersione della luce nei prismi, Fraunhofer utilizzò una candela o una lampada come sorgente luminosa. In tal modo, scoprì una linea gialla brillante nello spettro, ora nota come linea gialla del sodio. Fu presto stabilito che questa linea si trova sempre nello stesso punto dello spettro, quindi è molto comoda da utilizzare per misurazioni accurate degli indici di rifrazione. Successivamente Fraunhofer dice nella sua prima opera del 1815: "... ho deciso di scoprire se fosse possibile vedere una linea luminosa simile nello spettro solare. E con l'aiuto di un telescopio ho scoperto non solo una linea, ma estremamente un gran numero di linee verticali, nette e deboli, che però risultavano più scure rispetto al resto dello spettro, e alcune di esse sembravano quasi completamente nere."

In totale ne contò 574. Fraunhofer diede i nomi e indicò la loro esatta posizione nello spettro. Si è scoperto che la posizione delle linee scure era rigorosamente invariata; in particolare, una doppia linea netta appariva sempre nello stesso punto nella parte gialla dello spettro. Fraunhofer la chiamò linea O. Lo scienziato scoprì anche che nello spettro della fiamma di una lampada ad alcool, nello stesso punto in cui si trova la linea O scura nello spettro del Sole, c'è sempre una doppia linea gialla brillante. Solo molti anni dopo divenne chiaro il significato di questa scoperta.

Continuando la sua ricerca sulle linee scure nello spettro del Sole, Fraunhofer si rese conto della cosa principale: la loro causa non era un'illusione ottica, ma la natura stessa della luce solare. Come risultato di ulteriori osservazioni, scoprì linee simili nello spettro di Venere e Sirio.

Una scoperta di Fraunhofer, come si è scoperto in seguito, si è rivelata particolarmente importante. Riguarda sul monitoraggio della doppia linea D. Nel 1814, quando lo scienziato pubblicò la sua ricerca, questa osservazione attenzione speciale non ha prestato attenzione. Tuttavia, 43 anni dopo, William Swan (1828-1914) stabilì che la doppia linea gialla O nello spettro della fiamma di una lampada a spirito appare in presenza di sodio metallico. Purtroppo, come molti prima di lui, Swann non si rendeva conto del significato di questo fatto. Non ha mai pronunciato le parole decisive: “Questa linea appartiene al metallo sodio”.

Nel 1859, due scienziati arrivarono a questa idea semplice e importante: Gustav Robert Kirchhoff (1824–1887) e Robert Wilhelm Bunsen (1811–1899). Hanno eseguito il seguente esperimento nel laboratorio dell'Università di Heidelberg. Davanti a loro, attraverso un prisma veniva fatto passare solo il raggio del sole o solo la luce di una lampada a spirito. Gli scienziati hanno deciso di saltarli allo stesso tempo. Di conseguenza, hanno scoperto un fenomeno di cui L.I. parla in dettaglio nel suo libro. Ponomarev: "Se solo un raggio del Sole cadeva sul prisma, sulla scala dello spettroscopio si vedeva lo spettro del Sole con la linea scura O al suo posto abituale. La linea scura rimaneva al suo posto anche quando i ricercatori posizionavano un lampada ad alcool accesa nel percorso del raggio. Ma quando posizionarono uno schermo sul percorso dei raggi del sole e illuminarono il prisma solo con la luce di una lampada a spirito, allora al posto della linea oscura apparve chiaramente O giallo acceso linea O del sodio. Kirchhoff e Bunsen rimossero lo schermo: la linea O divenne di nuovo oscura.

Quindi sostituirono il raggio del sole con la luce di un corpo caldo: il risultato era sempre lo stesso: al posto della linea gialla brillante ne appariva una scura. Cioè, la fiamma della lampada ad alcool assorbiva sempre i raggi che essa stessa emetteva.

Per capire perché questo evento ha emozionato i due professori, seguiamo il loro ragionamento. La linea O gialla brillante nello spettro della fiamma di una lampada ad alcool appare in presenza di sodio. Nello spettro del Sole, nello stesso punto c'è una linea oscura di natura sconosciuta.

Lo spettro del raggio proveniente da qualsiasi corpo caldo è continuo e non contiene linee scure. Tuttavia, se passi un tale raggio attraverso la fiamma di una lampada ad alcool, il suo spettro non è diverso dallo spettro del Sole: contiene anche una linea scura e nello stesso punto. Ma già conosciamo quasi la natura di questa linea scura; in ogni caso possiamo intuire che appartenga al sodio.

Pertanto, a seconda delle condizioni di osservazione, la linea O del sodio può essere di colore giallo brillante o scuro su sfondo giallo. Ma in entrambi i casi, la presenza di questa linea (non importa quale, gialla o scura!) significa che c'è sodio nella fiamma della lampada ad alcool.

E poiché questa linea dello spettro della fiamma di una lampada ad alcool nella luce trasmessa coincide con la linea O scura nello spettro del Sole, significa che c'è sodio nel Sole. Inoltre si trova in una nube di gas esterna, illuminata dall'interno dal nucleo caldo del Sole."

Una breve nota di due pagine scritta da Kirchhoff nel 1859 conteneva quattro scoperte:

Ogni elemento ha il proprio spettro di linee, il che significa un insieme di linee rigorosamente definito;

Linee simili possono essere utilizzate per analizzare la composizione delle sostanze non solo sulla Terra, ma anche sulle stelle;

Il sole è costituito da un nucleo caldo e da un'atmosfera relativamente fredda di gas caldi;

Il sole contiene l'elemento sodio.

Le prime tre posizioni furono presto confermate, in particolare l'ipotesi sulla struttura del Sole. Una spedizione dell'Accademia francese delle scienze nel 1868, guidata dall'astronomo Jansen, visitò l'India. Ha scoperto che durante un'eclissi solare totale, nel momento in cui il suo nucleo caldo è coperto dall'ombra della Luna e solo la corona brilla, tutte le linee scure nello spettro del Sole lampeggiano di luce intensa.

Kirghoff e Bunsen non solo confermarono brillantemente la seconda posizione, ma la sfruttarono anche per scoprire due nuovi elementi: il rubidio e il cesio.

È così che è nata l'analisi spettrale, con l'aiuto della quale ora puoi scoprire la composizione chimica delle galassie distanti, misurare la temperatura e la velocità di rotazione delle stelle e molto altro ancora.

Successivamente, la tensione elettrica veniva spesso utilizzata per portare gli elementi in uno stato eccitato. Sotto l'influenza della tensione, gli elementi emettono luce caratterizzata da determinate lunghezze d'onda, cioè aventi un determinato colore. Questa luce viene divisa in un apparato spettrale (spettroscopio), la cui parte principale è un prisma di vetro o quarzo. In questo caso si forma una striscia composta da singole linee, ciascuna delle quali è caratteristica di un elemento specifico.

Ad esempio, in precedenza era noto che il minerale kleveite, quando riscaldato, rilascia un gas simile all'azoto. Questo gas, esaminato con uno spettroscopio, si rivelò essere un gas nobile nuovo, ancora sconosciuto. Quando eccitato elettricamente, emetteva linee che erano state precedentemente scoperte analizzando i raggi del Sole mediante uno spettroscopio. Questo è stato un caso particolare quando un elemento precedentemente scoperto sul Sole è stato scoperto da Ramsay sulla Terra. Gli fu dato il nome elio, dalla parola greca "helios" - il Sole.

Oggi si conoscono due tipi di spettri: continuo (o termico) e lineare.

Come scrive Ponomarev, “lo spettro termico contiene tutte le lunghezze d’onda; viene emesso quando riscaldato solidi e non dipende dalla loro natura.

Uno spettro a linee è costituito da un insieme di singole linee nette; appare quando gas e vapori vengono riscaldati (quando le interazioni tra gli atomi sono piccoli) e, cosa particolarmente importante, questo insieme di linee è unico per qualsiasi elemento. Inoltre, gli spettri di riga degli elementi non dipendono dal tipo di composti chimici composti da questi elementi. Di conseguenza, la loro causa deve essere ricercata nelle proprietà degli atomi.

Il fatto che gli elementi siano determinati in modo univoco e completo dal tipo di spettro di righe fu presto riconosciuto da tutti, ma il fatto che questo stesso spettro caratterizzi un singolo atomo non fu realizzato subito, ma solo nel 1874, grazie al lavoro del famoso inglese astrofisico Norman Lockyer (1836-1920). E quando se ne sono accorti, sono giunti immediatamente all’inevitabile conclusione: poiché le righe dello spettro si formano all’interno di un singolo atomo, l’atomo deve avere una struttura, cioè avere dei componenti!”

Leggere e scrivere utile

Candidato di Scienze Fisiche e Matematiche, Professore Associato del Dipartimento di Educazione Fisica Vozianova A.V.
09.02.2017

Lezione 1

Storia della spettroscopia
2

Cos'è lo spettro?

Spettro (lat. Spettro “visione”) – distribuzione
valori quantità fisica(energia,
frequenze, masse). Rappresentazione grafica
come
distribuzione
chiamato
diagramma spettrale o spettro.
Ogni atomo e molecola ha un unico
struttura,
a cui
corrisponde
mio
spettro unico.
3

Tipi di spettri

(dalla natura della distribuzione fisica
le quantità)
Continuo (solido)
Governato
A strisce
(basato sull'interazione della radiazione con la materia)
emissione (spettri di emissione)
adsorbimento (spettri di assorbimento) e
spettri di diffusione
4

Spettro di linee

Gli spettri a righe danno tutte le sostanze nell'atomo gassoso
(ma non molecolare). In questo caso, la luce viene emessa dagli atomi
che praticamente non interagiscono tra loro. Questo è il massimo
tipo fondamentale e basilare di spettri. Atomi isolati
di un dato elemento chimico emettono lunghezze rigorosamente definite
onde All'aumentare della densità del gas atomico, individuale
le righe spettrali si espandono e, infine, sono molto grandi
densità
gas,
Quando
interazione
atomi
diventa
essenziali, queste linee si sovrappongono, formando
spettro continuo.
5

Spettri continui (solidi).

Gli spettri continui (o continui) sono dati da corpi situati in
duro o stato liquido, nonché gas altamente compressi. Per
per ottenere uno spettro continuo è necessario riscaldare il corpo al massimo
temperatura. La natura dello spettro continuo e il suo fatto stesso
l'esistenza è determinata non solo dalle proprietà dell'individuo
atomi radianti, ma anche fortemente dipendenti da
interazioni degli atomi tra loro. Lo spettro continuo dà
anche plasma ad alta temperatura. Onde elettromagnetiche
emessi dal plasma principalmente quando gli elettroni collidono con gli ioni.
6

Spettri a strisce

Le molecole più semplici sono caratterizzate da striature discrete
spettri costituiti da bande più o meno strette con complesso
struttura della linea. Per osservare gli spettri molecolari, procedere come segue:
lo stesso che usano solitamente per osservare gli spettri di riga
il bagliore del vapore in una fiamma o il bagliore di una scarica di gas. Usando
con un ottimo apparato spettrale si può scoprire che ogni
la striscia rappresenta una collezione elevato numero molto angusto
linee disposte separate da spazi scuri. Questo
spettro a strisce. In contrasto con gli spettri a righe, a strisce
gli spettri non sono creati da atomi, ma da molecole, non legate o debolmente
collegati tra loro.
7

La prima fase di sviluppo. Isacco Newton

8
Sir Isaac Newton scoprì per primo la sua teoria
luce e colori nel 1666. Dopo avergli trasferito la cattedra di Matematica di Barrow nel
Cambridge nel 1669, scelse questo come soggetto del suo
lezioni pubbliche in questa università. Nel 1671 lui
descrisse il telescopio riflettente in Filosofico
Transazioni". Allo stesso tempo, supponeva
pubblica le tue “Lezioni di ottica”, in cui
queste questioni furono trattate in modo più approfondito insieme al trattato
sulle serie e sulle flussioni. Ma le controversie che ne sono nate, da cui lui
ha sofferto molto, lo hanno costretto a rinunciare
intenzioni. Divenne così spaventato
tutto simile al battibecco che è costante
l'insistenza dei suoi amici non poteva costringerlo a stampare
il suo libro "Ottica" prima del 1704. Per quanto riguarda
"Lezioni", venivano tenute mentre loro
leggere negli archivi universitari. Sono stati rimossi
molte copie passarono di mano in mano
interessato alla questione.

Storia dell'origine

Isaac Newton "Ottica"
"Lezioni di ottica" e
"Nuova teoria della luce e
colori"
(1669-1672)
Nel 1704 Isaac Newton scrisse nella sua opera “Ottica”
ha pubblicato i risultati dei suoi esperimenti di decomposizione con
utilizzando un prisma a luce bianca sui singoli componenti
colori diversi e rifrangibilità, cioè ricevuti
spettri della radiazione solare e ne ha spiegato la natura,
dimostrando che il colore è una proprietà intrinseca della luce, e non
introdotto da un prisma, come sostenne Ruggero Bacone nel XIII secolo.
In Ottica descrisse tutti e tre i metodi ancora in uso oggi.
decomposizione della luce - rifrazione, interferenza
e diffrazione, e il suo prisma con collimatore, fessura e
Lens è stato il primo spettroscopio.
9

10. Società reale. Relazione "Nuova teoria della luce e dei colori", 6 febbraio 1672

"1. I raggi luminosi differiscono nella loro capacità di mostrare un particolare colore o un altro, proprio come differiscono tra loro
grado di rifrazione. I colori non sono, come si pensa comunemente, le modificazioni della luce che essa subisce quando
rifrazione o riflessione dei corpi naturali, ma sono le proprietà originali e innate della luce. Alcuni
i raggi sono capaci di produrre il rosso e nessun altro colore, altri il giallo e nessun altro, altri il verde e
nessun altro, ecc.
2. Lo stesso colore si riferisce sempre allo stesso grado di rifrazione e viceversa. Raggi meno rifrangibili
sono in grado di produrre solo colore rosso e, viceversa, tutti i raggi che appaiono rossi ne hanno meno
rifrangibilità. I raggi più rifratti appaiono viola intenso e, al contrario, raggi viola intenso
rifrangono soprattutto, e di conseguenza i raggi intermedi hanno gradi medi di rifrazione. Questa connessione
colori e la rifrangibilità sono così precisi e rigorosi che i raggi o concordano esattamente rispetto ad entrambi, oppure
ugualmente diversi in entrambi.
3. Da quanto ho potuto scoprire, il tipo di colore e il grado di rifrazione caratteristici di qualsiasi tipo di raggio non possono essere
non cambia né per rifrazione, né per riflessione dei corpi, né per altra ragione. Quando qualsiasi tipo di raggi
si distingueva completamente dai raggi di un altro tipo, manteneva ostinatamente il suo colore, nonostante i miei sforzi estremi per farlo
modifica. Li rifrangevo in prismi e li riflettevo da corpi che in questa luce sembravano avere un colore diverso, mi mancavano
attraverso sottili strati d'aria colorati che compaiono tra due pannelli di vetro premuti l'uno contro l'altro
piastre, costringendole a passare attraverso mezzi colorati e attraverso mezzi illuminati da altri tipi di raggi; ma mai
Non sono riuscito a far sì che i raggi avessero un colore diverso da quello che erano loro caratteristici all'inizio. Quando si raccolgono o si disperdono
diventavano più vivaci o più deboli e, con la perdita di molti raggi, talvolta diventavano completamente scuri, ma il loro colore non cambiava mai
cambiato.
4. Può sembrare che si verifichino cambiamenti di colore quando c'è una mescolanza di raggi di diverso tipo. IN
in tali miscele è impossibile distinguere i singoli componenti; loro, influenzandosi a vicenda, formano un colore medio. Se ti separi
per rifrazione o altro mezzo dei vari raggi nascosti in tali miscele appariranno i colori,
miscele diverse dai colori; tuttavia questi colori non si sono ripresentati, ma sono diventati visibili solo a causa della separazione.
Naturalmente, proprio come scomponendo una miscela, così combinando colori semplici si possono ottenere
cambiamenti di colore: anche questi non possono essere considerati vere e proprie trasformazioni.
5. Bisogna quindi distinguere due specie di colori: alcuni primari e semplici, altri composti da essi.
I colori originali o primari sono il rosso, il giallo, il verde, il blu e il viola, il viola e l'arancione.
indaco e un numero indefinito di sfumature intermedie.
10

11. Società reale. Relazione "Nuova teoria della luce e dei colori", 6 febbraio 1672

6. Colori esattamente identici nell'aspetto a quelli semplici si possono ottenere mescolando: infatti si ottiene una miscela di giallo e blu
verde, rosso e giallo - arancione, arancione e verde giallastro - giallo. Solo quei colori
che sono molto distanti tra loro nello spettro non danno colori intermedi:
l'arancione e l'indaco non producono il verde intermedio, il rosso intenso e il verde non producono il giallo.
7. La miscela di colori più sorprendente e meravigliosa è il bianco. Non esiste questo tipo di raggi
da solo potrebbe causare il bianco: è sempre complesso, e per ottenerlo occorre tutto quanto sopra
colori nelle giuste proporzioni. Spesso osservavo con stupore come tutti i colori prismatici, convergenti e
mescolandosi allo stesso modo della luce che cade su un prisma, davano ancora una luce completamente pura e bianca,
che differiva notevolmente dalla luce solare diretta solo nel caso in cui gli occhiali utilizzati non lo fossero
erano abbastanza puliti e incolori.
8. Questo è il motivo per cui la luce è solitamente di colore bianco; perché la luce è una confusa mistura di raggi di ogni specie
e fiori buttati fuori varie parti corpi luminosi Una miscela così complessa appare bianca quando
gli ingredienti sono nella proporzione corretta; se però un colore è in vantaggio, allora è la luce
tende al colore corrispondente, come nella fiamma azzurra dello zolfo, nella fiamma gialla di una candela e in
diversi colori delle stelle fisse.
9. Da ciò risulta evidente come appaiono i colori in un prisma.
10. Da qui è chiaro perché i colori dell'arcobaleno compaiono nelle gocce di pioggia che cadono.
12. Quindi è chiaro il motivo della straordinaria esperienza che il signor Hooke riporta nella sua Micrographia. Se
disporre uno dopo l'altro due vasi trasparenti con due liquidi trasparenti, blu e rosso, poi insieme
appaiono completamente opachi. Una nave trasmette solo raggi rossi, l'altra solo raggi blu,
quindi nessun raggio può attraversarli entrambi insieme.
13. Potrei aggiungere molti altri esempi di questo genere, ma finirò con la conclusione generale che i colori dei corpi naturali
derivano solo dalla diversa capacità dei corpi di riflettere certi tipi di luce in quantità diverse da quella
altro. E l'ho dimostrato proiettando colori semplici sui corpi in una stanza buia.
Dopo tutto questo non possiamo più discutere se i colori esistano nell'oscurità e se siano proprietà
corpi che vediamo, o la luce può essere un corpo.
...Abbiamo visto che la causa dei colori non è nei corpi, ma nella luce, quindi abbiamo una solida base per crederci
la luce è una sostanza... Non è così facile però definire con certezza e completezza cos'è la luce, perché
rifratto, e in che modo o effetto evoca nelle nostre anime l'idea dei colori; Non voglio essere qui
mescola la speculazione con l’autenticità.
11

12. Scoperta di spettri discreti di emissione e assorbimento

Wollaston osservò per primo
linee scure in pieno sole
spettro Li vedeva come
"bordi floreali"
William Hyde Wollaston (1766-1828)
- Scienziato inglese che scoprì il palladio (1803) e il rodio (1804), ricevuto per primo
(1803) platino puro. Scoperta (1801) la radiazione ultravioletta,
progettò un rifrattometro (1802) e un goniometro (1809). Le sue opere sono dedicate
chimica inorganica, nonché fisica, astronomia, botanica e medicina.
Wollaston propose un'originale tecnica di metallurgia delle polveri che anticipava
metodi moderni produzione industriale prodotti in platino, molibdeno,
tungsteno e altri metalli.
12

13. Scoperta di spettri discreti. Fraunhofer

Nel 1814 Fraunhofer ne scoprì molte centinaia
linee scure nello spettro solare - linee
assorbimento (linee di Fraunhofer). Maggior parte
ha indicato linee intense con il latino
lettere. Le loro lunghezze d'onda sono state misurate
Fraunhofer. Sono stati trovati anche quelli leggeri
linee - righe di emissione - negli spettri delle fiamme e
scintilla
13

14. Seconda fase. Legge di Kirchhoff.

Gustav Robert Kirchhoff (12/03/1824-17/10/1887)
L'attività scientifica di Kirchhoff ne ha coperti molti
sezioni
fisica.
Il suo
lavoro
dedicato
elettricità, meccanica, ottica, matematica
fisica, teoria dell'elasticità, idrodinamica. Maggior parte
conosciuti sono - la teoria generale del movimento attuale
nei conduttori e una delle leggi fondamentali della termica
radiazione.
Robert Wilhelm Bunsen (1811-1899)
Nel 1854 inventò un bruciatore che produceva acqua pulita e pulita
fiamma incolore. Pertanto, quando veniva introdotta una sostanza, il cambiamento di colore era chiaramente visibile.
leggero. Ad esempio, l'introduzione dei grani di stronzio
il sale emanava un brillante fuoco cremisi. Calcio -
rosso mattone; bario - verde; sodio - giallo brillante.
14

15. Esperimenti di Kirchhoff e Bunsen

Spettroscopio Kirchhoff-Bunsen, Annalen der Physik und der
Chemie (Poggendorff), vol. 110 (1860).
15
Scoperta di un metodo ottico per lo studio della composizione chimica dei corpi e
la loro condizione fisica ha contribuito all'identificazione di nuovi
elementi chimici (indio (In), cesio (Cs), rubidio (Rb), elio
(He), tallio (Tl) e gallio (Ga)), l'emergere dell'astrofisica.
Kirchhoff lo ha dimostrato con l'aiuto analisi spettrale Potere
determinare la composizione chimica dei corpi celesti e spiegare l'oscurità
bande dello spettro del Sole (linee di Fraunhofer).Formulato
la legge fondamentale della radiazione termica, introdusse il concetto di assoluto
corpo nero.

16. Regolarità nella disposizione delle righe negli spettri atomici

1885 Bulmer dimostrò che le lunghezze d'onda di 13 linee spettrali
serie dell'idrogeno, possono essere rappresentate con grande precisione
formula
Rydberg determinò le formule per le righe spettrali più importanti
metalli alcalini, presentando i numeri d'onda come la differenza di due
termini spettrali (energie prese con il segno opposto)
Formule per le serie spettrali di Kaiser, Runge e Paschen
Nel 1908 Ritz formulò il principio di combinazione
Delandre ha trovato formule che determinano la posizione delle strisce
spettri molecolari e la posizione delle linee su cui essi si trovano
le bande decadono con sufficiente dispersione
16

17. Progressi in settori correlati

1860-1865 - scoperta delle onde radio (radiazione elettromagnetica
lunghezza d'onda lunga)
1869 scoperta della legge degli elementi periodici da parte di Mendeleev
Scoperta dei raggi X e dei raggi gamma (lunghezze d'onda corte)
1896 Becquerel scoperta del fenomeno della radioattività
Dispersione delle onde elettromagnetiche nella materia, teoria
dispersione normale e anomala (Rozhdestvensky,
studi sulla dispersione anomala)
Lorentz spiegò il fenomeno della scissione delle righe spettrali
campo magnetico (nel caso più semplice in tre componenti)
1900 Planck avanzò per primo l'ipotesi dei quanti di radiazione
1905 Einstein introdusse il concetto di quanti come particelle
luce (fotoni)
1911 Modello dell'atomo di Rutherford, costituito da un nucleo ed elettroni
17

18. Modello dell'atomo di Rutherford

1. al centro dell'atomo c'è un nucleo carico positivamente:
carica nucleare q = Z e, dove Numero di sequenza Z elemento dentro
tavola periodica,
e =1,6·10-19 C - carica elementare;
dimensione del nocciolo 10-13 cm;
La massa del nucleo è in realtà uguale alla massa dell'atomo.
2. gli elettroni si muovono attorno al nucleo in modo circolare e
orbite ellittiche, come i pianeti attorno al Sole:
gli elettroni sono tenuti in orbita dalla forza di Coulomb
attrazione al nucleo, creazione centripeta
accelerazione.
il numero di elettroni in un atomo è uguale a Z (numero ordinale
elemento)
gli elettroni si muovono ad alta velocità
formare il guscio elettronico dell’atomo.
18
Secondo le leggi dell'elettrodinamica classica, una carica che si muove con accelerazione dovrebbe irradiarsi
onde elettromagnetiche, mentre l’energia dell’atomo diminuisce. In breve tempo (circa 10–8 s)
tutti gli elettroni in un atomo di Rutherford devono sprecare tutta la loro energia e cadere nel nucleo, e
l'atomo cesserà di esistere.!

19. Postulati di Bohr. Regola di quantizzazione

1913 Bohr suggerì che le quantità che caratterizzano il microcosmo
deve essere quantizzato (assumere valori discreti)
I tre postulati di Bohr "salvano" l'atomo di Rutherford
Le leggi del micromondo sono leggi quantistiche! Queste leggi all'inizio del XX secolo
non sono ancora stati stabiliti dalla scienza. Bohr li formulò sotto forma di tre
postula. completando (e “salvando”) l’atomo di Rutherford.
Primo postulato:
Gli atomi hanno un numero di stati stazionari corrispondenti
determinati valori energetici: E1, E2...En. Mentre ero in ospedale
Allo stato attuale, l'atomo non emette energia, nonostante il movimento degli elettroni.
Secondo postulato:
Nello stato stazionario di un atomo, gli elettroni si muovono stazionari
orbite per le quali vale la relazione quantistica:
deputato n
H
2
dove M p - momento angolare, n=1,2,3..., costante di h-Planck.
Terzo postulato:
L'emissione o l'assorbimento di energia da parte di un atomo avviene durante la sua transizione
da uno stato stazionario all’altro. In questo caso, viene emesso o
una parte di energia (quantica) viene assorbita, uguale alla differenza energie
stati stazionari tra i quali avviene una transizione:
hvkn Ek En
19

20. Schemi di transizione atomica

dall'ospedale principale
stato eccitato
20
da eccitato
stato stazionario in
di base

21. Confronto tra metodi di ingegneria ottica e radio per la descrizione dei fenomeni

Ingegneria radiofonica
21
Ottica
Nome dell'onda
Onde radio
Descrizione
trasmissione
Classico
trasferimento
Transizione quantistica
Misurazione
Tensione
elettrico
campi
Intensità
Utensili
circuito, antenna,
guida d'onda
Lente, specchio,
luce guida
Approssimazione
Campo uniforme
Ambiente omogeneo

22. Analisi spettrale oggi

La scienza e la tecnologia delle onde THz (submm) iniziarono a svilupparsi attivamente a partire dagli anni '60
Anni '70 del XX secolo, quando le prime fonti e
ricevitori di tali radiazioni
Grande
La ricerca sul THz è importante
spettroscopia varie sostanze, che ci permetterà di trovarli
nuove applicazioni.
Le frequenze delle transizioni interlivello si trovano nella gamma THz
Alcuni sostanze inorganiche(linee di acqua, ossigeno, CO,
per esempio), vibrazioni ad onda lunga di ioni e
cristalli molecolari che piegano le vibrazioni di lunghe molecole, in
compresi polimeri e biopolimeri. Di particolare interesse, quindi
presenta uno studio sugli effetti delle radiazioni THz sulla vita
organismo e oggetti biologici.
22

23. Radiazione Terahertz

Gamma di frequenza: da 0,1 a 10 THz
Intervallo di lunghezze d'onda: 3 mm – 30 µm
tera ( Designazione russa: T; internazionale: T) - uno dei prefissi utilizzati in
Sistema Internazionale di Unità (SI) per la formazione di nomi e designazioni
multipli decimali. Un'unità il cui nome è formato da
aggiungendo il prefisso tera al nome dell'unità originale, risulta
il risultato della moltiplicazione dell'unità originale per il numero 1012, cioè per un trilione.
Il prefisso SI è stato adottato dalla XI Conferenza Generale dei Pesi e delle Misure nel 1960
anno. Il nome deriva dalla parola greca τέρας, che significa mostro, quindi
Sono 23 le unità con il prefisso indicato “mostruosamente tante”.

24.

Rilevanza della radiazione THz:
Spettri di molecole e atomi
24
Le seguenti frequenze si trovano nella gamma THz:
transizioni interlivello di sostanze inorganiche (H2O, O2, CO);
rotazioni ed eccitazioni vibrazionali di biopolimeri (molecole proteiche, DNA);
vibrazioni ad onda lunga di reticoli di cristalli ionici e molecolari;
impurità nei dielettrici e nei semiconduttori.

25.

Rilevanza della radiazione THz: vantaggi
La radiazione terahertz non è ionizzante, a differenza
Radiazioni a raggi X utilizzate nella diagnostica medica. IN
Allo stesso tempo, vari tessuti biologici hanno significativamente
assorbimento diverso in questo intervallo, che rende possibile fornire
contrasto delle immagini.
Rispetto alla radiazione visibile e IR, la radiazione terahertz
ha una lunghezza d'onda lunga, il che significa che è meno suscettibile
dispersione. Di conseguenza, molti materiali secchi in questo intervallo sono trasparenti.
materiali dielettrici come tessuti, legno, carta,
plastica. Pertanto, è possibile utilizzare la radiazione terahertz
controlli non distruttivi sui materiali, scansioni negli aeroporti, ecc.
Nella gamma dei terahertz ci sono risonanze di rotazione e
transizioni vibrazionali di molte molecole. Ciò ti consente di eseguire
identificazione delle molecole tramite le loro impronte spettrali. IN
combinato con l'acquisizione di immagini (imaging) in terahertz
intervallo, ciò consente di determinare non solo la forma, ma anche la composizione
l'oggetto in studio.
La radiazione terahertz può essere rilevata in tempo
aree, cioè È possibile misurare sia l'ampiezza che la fase del campo. Questo
permette di misurare direttamente lo spostamento introdotto dall'oggetto in studio
fasi, il che significa che ti consente di studiare processi veloci e uniformi
gestirli.

26. Applicazione della radiazione THz

Punti quantici:
Sistemi di sicurezza:
Eccitazione TC
controllo TC coerente
scansione dei passeggeri,
bagagli per esplosivi
sostanze, armi, droghe
Comunicazione ad alta velocità
THz
radiazione
Monitoraggio ambientale
Medico
diagnostica:
per il rilevamento del cancro,
per visita odontoiatrica
Controllo di qualità
medicinali

27.

Grafico a torta delle attuali aree di ricerca THz
27
Xi-Cheng Zhang, Jingju Shu “Fotonica Terahertz”, 2016

28. Ambiti di applicazione dell'AC

Ricerca di sostanze organiche ed inorganiche
28
composti (chimici, chimico-farmaceutici
e industria della raffinazione del petrolio)
Produzione di polimeri (concentrazione ultraelevata
impurità)
Studio degli atomi e delle molecole (determinazione delle energie e
numeri quantici degli stati)
Caratteristiche fisiche (pressione, temperatura,
velocità di movimento, induzione magnetica) gas
nuvole e stelle - astrofisica
Forense
Medicina (diagnostica, analisi spettrali del sangue,
visita medica composizione minerale peluria)
Geologia (valutazione di vari oggetti)

29. Quali caratteristiche delle sostanze possono essere ottenute utilizzando l'analisi spettrale?

Composizione chimica dell'oggetto studiato
Composizione isotopica dell'oggetto in questione
Temperatura della sostanza
Concentrazione ultra precisa delle impurità in
monomeri
Disponibilità campo magnetico e la sua tensione
Velocità di movimento, ecc.
L’analisi spettrale lo rende possibile
identificare i componenti di una sostanza,
la cui massa non è superiore a 10-10

Uno spettroscopio è un dispositivo ottico per ottenere, osservare e analizzare lo spettro delle radiazioni.

Lo spettroscopio più semplice può essere considerato il prisma di Newton, con il quale ha scoperto lo spettro della luce visibile, che èstriscia continua di sette colori differenti, disposti nella sequenza: rosso, arancione, giallo, verde, blu, indaco, viola. Ma usando il tuo dispositivo Newton affermò solo che la luce bianca visibile è composta da diversi colori, ma non poteva studiare i parametri delle onde di colore.

Come funziona uno spettroscopio?

Viene considerato il primo creatore dello spettroscopio Il fisico tedesco Joseph Fraunhofer. L'installazione spettroscopica da lui creata era una fessura in una persiana attraverso la quale la luce solare cadeva su un prisma. Lo spettro dei colori non veniva proiettato sullo schermo, ma cadeva nella lente di un telescopio installato dietro un prisma. Pertanto, lo scienziato lo ha osservato soggettivamente.

Successivamente, utilizzando questo principio, fu costruito un semplice spettroscopio, composto da 2 tubi e un prisma di vetro triangolare posto tra di loro. Fu suonata la prima tromba A olimatore . Ad un'estremità aveva una stretta fessura attraverso la quale entrava la luce. All'altra estremità c'era una lente biconvessa. Passando attraverso la lente, la luce ne usciva in raggi paralleli e veniva diretta verso il prisma. Poi, scomposto in uno spettro da un prisma, cadeva nel secondo tubo, che era un normale telescopio.

Successivamente, per studiare gli spettri, Fraunhofer iniziò a utilizzare non prismi, ma reticoli di diffrazione costituiti dai fili metallici più sottili e ravvicinati. Un sottile raggio di luce in una stanza buia, passando attraverso una simile grata, veniva scomposto in uno spettro.

Analisi spettrale

Giuseppe Fraunhofer

L'oggetto della ricerca di Fraunhofer era la luce solare. Nel 1814, lo scienziato scoprì distinte linee scure sullo spettro solare continuo. Ha visto le stesse linee negli spettri di Venere e Sirio, così come nelle fonti di luce artificiale.

Va detto che 12 anni prima,V 1802, le stesse righe nello spettro solare furono scoperte da uno scienziato ingleseWilliam Hyde Wollaston (Wollaston)studiare la luce solare con una camera oscura. Pensò che queste fossero linee che separavano i colori dello spettro, quindi non cercò di trovare una spiegazione al loro aspetto.

Come Wollaston, anche Fraunhofer non riuscì a spiegare la natura delle linee scure. Ma queste linee cominciarono a essere chiamate Linee di Fraunhofer , e lo spettro stesso - Spettro di Fraunhofer .

Nel 1854, un chimico sperimentale tedescoRobert Wilhelm Bunsen ha inventato un bruciatore in grado di produrre una fiamma bianca molto pulita. Perché era necessario un bruciatore del genere? Si scopre che gli atomi di diversi elementi chimici emettono luce di diverse lunghezze d'onda. E se una sostanza viene riscaldata in una fiamma così pura, la fiamma sarà colorata colori differenti. Ad esempio, il sodio produrrà una fiamma gialla brillante, il potassio una fiamma viola e il bario una fiamma verde. Questa esperienza si chiama prova del colore della fiamma. Era dal colore della fiamma che a quei tempi veniva determinata la composizione chimica della sostanza. Ma se nella fiamma veniva introdotta una sostanza complessa composta da diversi elementi, era piuttosto difficile determinarne con precisione il colore.

Robert Wilhelm Bunsen

Nel 1859, collega di Bunsen, uno dei grandi fisici XIX secolo, Gustav Robert Kirchhoff, propose di studiare non il colore di una fiamma colorata dai vapori di sali metallici, ma il suo spettro. Si dice che Bunsen e Kirchhoff realizzarono il loro primo spettroscopio segando un telescopio a metà e inserendo queste metà nei fori praticati in una scatola di sigari che conteneva un prisma di vetro. Era difficile dire se fosse effettivamente così, ma con l'aiuto di uno spettroscopio sono stati in grado di continuare gli esperimenti per determinare lo spettro degli elementi chimici, che hanno permesso di determinare la causa della comparsa diLinee di Fraunhofer .

Gustav Robert Kirchhoff

Gli scienziati hanno iniziato a riscaldare campioni di elementi chimici in una fiamma bianca pura, quindi hanno fatto passare i raggi luminosi da essi attraverso un prisma per ottenerne lo spettro. Con loro sorpresa, scoprirono che la lunghezza e la frequenza di alcune linee luminose nello spettro di questi elementi coincidevano con la lunghezza e la frequenza delle linee scure di Fraunhofer nello spettro del Sole. E questa è diventata la chiave per svelare la natura di queste linee.

Il fatto è che un elemento chimico assorbe i raggi della stessa frequenza che emette. Ciò significa che nella corona solare ce ne sono elementi chimici, che assorbono parte dello spettro solare avente la stessa frequenza di radiazione. Cioè, le linee spettrali caratterizzano gli elementi chimici che le emettono. Poiché ogni elemento ha il proprio spettro, diverso da quello degli altri elementi, studiando gli spettri dei corpi celesti è possibile determinarne la composizione chimica.

Questo è stato l'inizio analisi spettrale , che ha permesso di determinare a distanza la composizione qualitativa e quantitativa dell'oggetto studiato.

Spettroscopio Kirchhoff-Bunsen

Successivamente, nello spettroscopio fu incorporata una scala con divisioni che indicavano le lunghezze d'onda.

Spettroscopio spesso indicato come un dispositivo da tavolo con il quale vengono esaminate manualmente sezioni di diversi spettri. Uno spettroscopio in grado di registrare uno spettro per ulteriori analisi vari metodi, chiamato spettrometro . Se l'oculare dello spettroscopio viene sostituito da un dispositivo di registrazione (ad esempio una fotocamera), il risultato sarà spettrografo .

Gli spettrometri sono in grado di studiare gli spettri in un'ampia gamma di onde: dalla radiazione gamma alla radiazione infrarossa.

Naturalmente, gli spettroscopi moderni differiscono dai loro antenati. E sebbene subiscano molte modifiche, le loro funzioni rimangono le stesse.

Applicazioni degli spettroscopi

Lo spettroscopio è lo strumento principale della spettroscopia. Chimici e astronomi non possono fare a meno di uno spettroscopio. Può essere utilizzato per determinare la composizione chimica di una sostanza, la struttura superficiale, parametri fisici oggetto, per esplorare oggetti spaziali situati a enormi distanze da noi.

L'incentivo a studiare la composizione spettrale della radiazione fu la scoperta delle parti infrarosse e ultraviolette dello spettro della radiazione solare.
Nel 1800, lo scienziato inglese William Herschel si diede il compito di scoprire la natura della distribuzione dell'effetto termico delle varie parti dello spettro della radiazione solare. Era generalmente accettato che tutte le parti dello spettro si riscaldassero allo stesso modo. Herschel decise di verificare se fosse così e condusse un esperimento che viene ancora mostrato nelle scuole di tutto il mondo: un termometro sensibile si muove attraverso tutte le parti dello spettro continuo fornito dal Sole o da qualsiasi corpo caldo (ora un arco elettrico). L'esperimento ha dato un risultato sorprendente. Si è scoperto che la temperatura indicata dal termometro non solo aumentava continuamente dalla parte ultravioletta alla parte rossa, ma il suo massimo veniva raggiunto solo quando ci si spostava oltre la parte rossa dello spettro, dove l'occhio non osservava assolutamente nulla. È così che è stata scoperta la radiazione infrarossa.
Nel 1802, il fisico tedesco Johann Ritter iniziò a indagare azione chimica diverse parti dello spettro continuo. Come corpo di prova, usò il cloruro d'argento, il cui annerimento sotto l'influenza della luce solare fu scoperto nel 1727. Ritter stabilì che l'effetto chimico aumenta, a differenza di quello termico, dall'estremità rossa al viola e il suo massimo viene raggiunta quando si supera la parte viola dello spettro: così è stata scoperta la radiazione ultravioletta.
Nel 1802 apparve una pubblicazione del fisico inglese W. Wollaston (1766-1828), in cui l'autore riportava l'osservazione di spettri di righe. Wollaston scoprì le linee scure nello spettro continuo della radiazione solare. Da parti interne Nella fiamma di una candela osservò uno spettro costituito da singole linee colorate.
Ricordarono la scoperta di Wollaston solo nel 1815 in relazione al lavoro del fisico tedesco Joseph Fraunhofer (1787-1826).
Fraunhofer, uno scienziato di raro talento sperimentale e intuizione fisica, iniziò come molatore di vetro ottico e arrivò a precise misurazioni ottiche. Inventò meccanismi e strumenti di misura per ruotare e lucidare le lenti, trovò un metodo per determinare la forma delle lenti, migliorò il telescopio acromatico, produsse reticoli di diffrazione e li introdusse nella pratica della ricerca spettroscopica. Fraunhofer pose così le basi per la spettroscopia.
Indipendentemente da Wollaston, scoprì l'esistenza delle righe scure nello spettro solare (entrarono in fisica con il nome di righe di Fraunhofer) e ne iniziò lo studio quantitativo. Usando il suo spettroscopio e i reticoli di diffrazione, effettuò le prime misurazioni accurate delle lunghezze d'onda delle linee spettrali e chiarì i valori degli indici di rifrazione di varie sostanze.
Particolare attenzione è stata attirata dalla riga rilevata nella parte gialla degli spettri di molti emettitori. Ha ricevuto il nome speciale D-line. Nel 1815 Fraunhofer fece una scoperta, la cui importanza fu compresa in seguito: la posizione della linea D luminosa dello spettro della fiamma di un bruciatore a nafta coincide con la posizione della linea scura (Fraunhofer) dello spettro solare. Stabilì anche il fatto che gli spettri ottenuti dalla Luna e dai pianeti sono identici e che differiscono dagli spettri delle stelle.
Nel 1834 Fox Talbot (1800 - 1877), uno degli inventori della fotografia, dopo numerosi studi sullo spettro di fiamma dell'alcol in cui erano disciolti vari sali, giunse alla seguente conclusione: “Quando nello spettro di fiamma compaiono linee specifiche , caratterizzano il metallo contenuto nella fiamma." È così che è nata la prima idea che l'analisi ottica consenta di determinare la composizione chimica della sostanza emittente.
Nel 1835, Charles Wheatstone (1802 - 1875), studiando lo spettro di una scintilla elettrica, confermò l'idea di Talbot: le linee dello spettro dipendono solo dalla qualità degli elettrodi e ogni materiale ha il proprio spettro.
Nel 1849 L. Foucault stabilì la coincidenza delle lunghezze d'onda della linea D di Fraunhofer e della linea gialla nello spettro del sodio.
Nel 1853 A. Angstrom (1814-1874) dimostrò che la radiazione di un gas caldo ha la stessa rifrangibilità della radiazione assorbita da questo gas; Abbassando la pressione del gas è possibile ottenerne uno spettro di emissione caratteristico.
Nel 1857 V. Swan stabilì che nello spettro di ciascuna sostanza è possibile indicare una certa linea caratteristica con una posizione costante.
Dopo l'accumulo dei fatti è seguita l'analisi teorica, che ha portato alla loro generalizzazione in un'unica legge della natura. Ciò fu fatto dal grande fisico tedesco Gustav Robert Kirchhoff (1824-1887).
Kirchhoff è nato a Königsberg. Già da studente, avendo pubblicato lavori scientifici che hanno guadagnato fama mondiale. Ha difeso la sua tesi nel 1848 a Berlino. Dal 1850 al 1854 fu professore straordinario a Breslavia. Qui conobbe il chimico Robert Bunsen (1811-1899), che lo portò con sé a Heidelberg, che divenne la culla dell'analisi spettrale. Dopo essere stato eletto membro dell'Accademia di Berlino, Kirchhoff fu professore di fisica a Berlino nel 1874 fino agli ultimi giorni della sua vita.
Kirchhoff fu un teorico e sperimentatore eccezionale. Ottenne risultati fondamentali in molti campi della fisica, ma divenne particolarmente famoso il “principio dell'analisi spettrale” da lui scoperto.
Kirchhoff fu il primo a vedere l'azione di un'unica legge della natura nella variegata varietà dei fatti sperimentali. L'inizio è stato fatto con la soluzione dell'origine delle linee Fraunhofer (1859).
Kirchhoff condusse il seguente esperimento: attraverso uno spettroscopio osservò la linea D scura di Fraunhofer della radiazione solare. Successivamente, davanti alla fessura dello spettroscopio è stata posta la fiamma di un bruciatore con sale da cucina. La luce solare passa attraverso il vapore di sodio prima di entrare nello spettroscopio. Allo stesso tempo, al posto della linea scura è apparsa una linea gialla brillante. Si scoprì così un fenomeno che entrò nella fisica con il nome di effetto di inversione delle linee spettrali.
Kirchhoff ha dato la seguente spiegazione per l'effetto inverso. La composizione della radiazione solare contiene una componente appartenente alla radiazione di sodio. Quando attraversa l'atmosfera terrestre, viene assorbito e nello spettro appare una lacuna al posto della linea gialla: una linea scura. Quando passa attraverso il vapore di sodio, la radiazione solare si arricchisce nuovamente della componente gialla e la linea D diventa luminosa.
Da qui il passo decisivo verso il principio dell'analisi spettrale. Nella sua opera “Sulle linee di Fraunhofer” (1859), Kirchhoff scrisse:
“Concludo che le righe scure dello spettro solare, che non sono causate dall'atmosfera terrestre, nascono dalla presenza nella calda atmosfera solare di quelle sostanze che nello spettro della fiamma danno righe luminose al posto delle righe scure dello spettro solare. Si deve supporre che le linee luminose dello spettro, coincidenti con le linee D dello spettro solare, siano dovute alla presenza di sodio nella fiamma; Le linee D scure dello spettro solare ci permettono quindi di concludere che il sodio si trova nell'atmosfera solare. Brewster trovato nello spettro. linee di fiamma dei nitrati al posto delle linee di Fraunhofer A e B; queste linee indicano la presenza di potassio nell'atmosfera solare. Dalla mia osservazione che la striscia rossa del litio non corrisponde ad alcuna linea scura nello spettro del Sole, ne consegue probabilmente che il litio è assente o è presente in quantità relativamente piccole nell’atmosfera solare”.
Kirchhoff stabilì una corrispondenza tra lo spettro e la qualità della sorgente emittente. Si è aperta un'incredibile opportunità per analizzare la fonte di radiazione ed è stato possibile non considerare la questione del meccanismo della radiazione.
In una lettera al fratello chimico, Kirchhoff dice: “Ora studio diligentemente chimica. Intendo cioè fare niente di meno che un'analisi chimica del Sole, e poi, forse, delle stelle fisse. Ho avuto la fortuna di trovare la chiave per risolvere questo problema... Dovrebbe essere possibile, dalla luce che invia un corpo, dedurne la composizione chimica...
Se queste osservazioni saranno corrette, sarà possibile scrutare gli spettri per scoprire sostanze che altrimenti potrebbero essere ottenute solo attraverso scrupolose analisi chimiche."
I predecessori di Kirchhoff aprirono sostanzialmente la possibilità dell'analisi spettrale in casi particolari. Kirchhoff dà principio generale. Ne comprende chiaramente il significato e va oltre alla ricerca di una giustificazione sperimentale completa. La sua alleanza con il chimico R. Bunsen nello sviluppo della tecnica di analisi spettrale fu naturale.
Sebbene fosse già nota l'esistenza di una connessione tra lo spettro e la composizione chimica della sostanza emittente, nessuno aveva ancora dimostrato che questa connessione sia universale e dia sempre un risultato inequivocabile, ad esempio, che nel caso della presenza di sodio in una sostanza emittente di qualsiasi composizione, lo spettro di quest'ultima dovrebbe contenere righe di sodio indipendentemente dalla qualità della fiamma che ne eccita il bagliore. Ciò ha richiesto un meticoloso lavoro sperimentale.
Kirchhoff e Bunsen effettuarono congiuntamente un'ampia serie di studi sugli spettri dei metalli alcalini e alcalino-terrosi e già a metà del 1860 potevano concludere: “La varietà dei composti che comprendevano metalli, la diversità processi chimici, che si verifica in varie fiamme e in un vasto intervallo di temperature: tutto ciò non ha alcun effetto sulla posizione delle linee spettrali dei singoli metalli."
È stata stabilita la fantastica sensibilità del nuovo metodo di analisi chimica. Il dispositivo ha rilevato la presenza di una quantità insignificante di impurità nella miscela. È stata scoperta l'esistenza di due nuovi metalli alcalini: rubidio e cesio.
Nel suo lavoro del 1861 “Studio dello spettro solare e analisi dell’atmosfera solare”, effettuato con uno spettroscopio perfezionato, Kirchhoff stabilì la coincidenza delle linee di alcuni elementi chimici con le linee di Fraunhofer dello spettro e riuscì a parlare sull'inizio dell'analisi chimica del Sole e delle stelle.
Nota metodologica. L'analisi spettrale è il metodo principale di studio fisico e chimico della composizione della materia, della struttura degli atomi e delle molecole. È chiaro che la storia della scoperta di questo il metodo più importante Lo studio della natura deve essere particolarmente approfondito. Non dovrebbe riguardare solo una certa sequenza di scoperte. La storia dell'analisi spettrale fornisce materiale particolarmente ricco per dimostrare il meccanismo della scoperta fisica, l'essenza del metodo che porta ad essa scoperta scientifica e, di conseguenza, l'educazione a una visione del mondo dialettico-materialista.

Hai mai pensato a come conosciamo le proprietà dei corpi celesti distanti?

Sicuramente sai che dobbiamo tale conoscenza all'analisi spettrale. Tuttavia, spesso sottovalutiamo il contributo di questo metodo alla comprensione stessa. L’avvento dell’analisi spettrale ha ribaltato molti paradigmi consolidati sulla struttura e le proprietà del nostro mondo.

Grazie all'analisi spettrale, abbiamo un'idea della scala e della grandezza dello spazio. Grazie a lui non limitiamo più l'Universo alla Via Lattea. L'analisi spettrale ci ha rivelato una grande diversità di stelle, raccontandoci la loro nascita, evoluzione e morte. Questo metodo è alla base di quasi tutte le scoperte astronomiche moderne e persino future.

Scopri l'irraggiungibile

Due secoli fa era generalmente accettato che la composizione chimica dei pianeti e delle stelle sarebbe rimasta per sempre un mistero per noi. Infatti, nella mente di quegli anni, gli oggetti spaziali rimarranno sempre inaccessibili per noi. Di conseguenza, non avremo mai un campione di nessuna stella o pianeta e non ne conosceremo mai la composizione. La scoperta dell'analisi spettrale ha completamente smentito questo malinteso.

L'analisi spettrale consente di conoscere a distanza molte proprietà di oggetti distanti. Naturalmente, senza un tale metodo, l'astronomia pratica moderna è semplicemente priva di significato.

Linee su un arcobaleno

Le linee scure sullo spettro del Sole furono notate nel 1802 dall'inventore Wollaston. Tuttavia, lo stesso scopritore non era particolarmente fissato su queste linee. La loro vasta ricerca e classificazione fu effettuata nel 1814 da Fraunhofer. Durante i suoi esperimenti, notò che il Sole, Sirio, Venere e le fonti di luce artificiale hanno le proprie linee. Ciò significava che queste linee dipendevano esclusivamente dalla sorgente luminosa. Non sono influenzati dall'atmosfera terrestre o dalle proprietà dello strumento ottico.

La natura di queste linee fu scoperta nel 1859 dal fisico tedesco Kirchhoff insieme al chimico Robert Bunsen. Stabilirono una connessione tra le righe dello spettro del Sole e le righe di emissione dei vapori di varie sostanze. Così fecero la scoperta rivoluzionaria che ogni elemento chimico ha il proprio insieme di linee spettrali. Di conseguenza, dalla radiazione di qualsiasi oggetto si può conoscere la sua composizione. Così è nata l’analisi spettrale.

Nei decenni successivi, molti elementi chimici furono scoperti attraverso l'analisi spettrale. Questi includono l'elio, che fu scoperto per la prima volta nel Sole, da cui prese il nome. Pertanto, inizialmente si pensava che fosse esclusivamente un gas solare finché non fu scoperto sulla Terra tre decenni dopo.

Tre tipi di spettro

Cosa spiega questo comportamento dello spettro? La risposta sta nella natura quantistica della radiazione. Come è noto, quando un atomo assorbe energia elettromagnetica, il suo elettrone esterno si sposta ad un livello energetico più elevato. Allo stesso modo con le radiazioni - a un livello inferiore. Ogni atomo ha la propria differenza nei livelli di energia. Da qui la frequenza unica di assorbimento ed emissione per ciascun elemento chimico.

È a queste frequenze che il gas emette ed emette. Allo stesso tempo, i corpi solidi e liquidi, quando riscaldati, emettono uno spettro completo, indipendentemente dalla loro composizione chimica. Pertanto, lo spettro risultante è diviso in tre tipologie: continuo, spettro a linee e spettro di assorbimento. Di conseguenza, uno spettro continuo viene emesso dai solidi e dai liquidi, mentre uno spettro lineare viene emesso dai gas. Lo spettro di assorbimento si osserva quando la radiazione continua viene assorbita da un gas. In altre parole, le linee multicolori su uno sfondo scuro di uno spettro a linee corrisponderanno a linee scure su uno sfondo multicolore di uno spettro di assorbimento.

È lo spettro di assorbimento che si osserva nel Sole, mentre i gas riscaldati emettono radiazioni con uno spettro a righe. Ciò si spiega con il fatto che la fotosfera del Sole, pur essendo un gas, non è trasparente allo spettro ottico. Un'immagine simile si osserva in altre stelle. La cosa interessante è che durante il full eclissi solare lo spettro del Sole diventa allineato. In questo caso, infatti, proviene dai suoi strati esterni trasparenti.

Principi di spettroscopia

L'analisi spettrale ottica è relativamente semplice nell'implementazione tecnica. Il suo lavoro si basa sulla decomposizione della radiazione dell'oggetto studiato e sull'ulteriore analisi dello spettro risultante. Utilizzando un prisma di vetro, nel 1671 Isaac Newton effettuò la prima scomposizione "ufficiale" della luce. Ha anche introdotto la parola “spettro” nell’uso scientifico. In effetti, mentre disponeva la luce nello stesso modo, Wollaston notò delle linee nere sullo spettro. Anche gli spettrografi funzionano secondo questo principio.

La decomposizione della luce può avvenire anche utilizzando reticoli di diffrazione. Ulteriori analisi della luce possono essere eseguite utilizzando una varietà di metodi. Inizialmente è stato utilizzato un tubo di osservazione, poi una fotocamera. Al giorno d'oggi, lo spettro risultante viene analizzato da strumenti elettronici ad alta precisione.

Finora abbiamo parlato di spettroscopia ottica. Tuttavia, la moderna analisi spettrale non si limita a questo intervallo. In molti campi della scienza e della tecnologia viene utilizzata l'analisi spettrale di quasi tutti i tipi di onde elettromagnetiche, dalla radio ai raggi X. Naturalmente, tali studi vengono condotti utilizzando una varietà di metodi. Senza vari metodi di analisi spettrale, non conosceremmo la fisica moderna, la chimica, la medicina e, ovviamente, l'astronomia.

Analisi spettrale in astronomia

Come notato in precedenza, è dal Sole che è iniziato lo studio delle linee spettrali. Pertanto, non sorprende che lo studio degli spettri abbia trovato immediatamente la sua applicazione in astronomia.

Naturalmente, la prima cosa che gli astronomi iniziarono a fare fu usare questo metodo per studiare la composizione delle stelle e di altri oggetti cosmici. Pertanto, ogni stella ha acquisito la propria classe spettrale, che riflette la temperatura e la composizione della sua atmosfera. Divennero noti anche i parametri delle atmosfere dei pianeti. sistema solare. Gli astronomi si sono avvicinati alla comprensione della natura delle nebulose gassose, così come di molti altri oggetti e fenomeni celesti.

Tuttavia, utilizzando l'analisi spettrale, puoi conoscere non solo la composizione qualitativa degli oggetti.

Misura la velocità

Effetto Doppler in astronomiaEffetto Doppler in astronomia

L'effetto Doppler fu sviluppato teoricamente da un fisico austriaco nel 1840, da cui prende il nome. Questo effetto può essere osservato ascoltando il fischio di un treno in transito. Il tono del fischio di un treno in avvicinamento sarà notevolmente diverso da quello di un treno in movimento. Questo è più o meno il modo in cui è stato dimostrato teoricamente l'effetto Doppler. L'effetto è che, per l'osservatore, la lunghezza d'onda della sorgente in movimento risulta distorta. Aumenta quando la sorgente si allontana e diminuisce quando si avvicina. Le onde elettromagnetiche hanno una proprietà simile.

Quando la sorgente si allontana, tutte le bande scure del suo spettro di emissione si spostano verso il rosso. Quelli. tutte le lunghezze d'onda aumentano. Allo stesso modo, quando la fonte si avvicina, si spostano sul lato viola. Pertanto è diventato un'eccellente aggiunta all'analisi spettrale. Ora, dalle linee dello spettro, era possibile riconoscere ciò che prima sembrava impossibile. Misura la velocità degli oggetti spaziali, calcola i parametri orbitali delle stelle doppie, la velocità di rotazione dei pianeti e molto altro. L’effetto “spostamento verso il rosso” ha svolto un ruolo speciale in cosmologia.

La scoperta dello scienziato americano Edwin Hubble è paragonabile allo sviluppo del sistema eliocentrico del mondo da parte di Copernico. Studiando la luminosità delle Cefeidi in varie nebulose, ha dimostrato che molte di esse si trovano molto più lontano della Via Lattea. Confrontando le distanze ottenute con gli spettri delle galassie, Hubble scoprì la sua famosa legge. Secondo esso, la distanza delle galassie è proporzionale alla velocità con cui si allontanano da noi. Sebbene la sua legge differisca leggermente da idee moderne, la scoperta di Hubble ha ampliato la portata dell'Universo.

Analisi spettrale e astronomia moderna

Oggi quasi nessuna osservazione astronomica avviene senza l’analisi spettrale. Con il suo aiuto vengono scoperti nuovi pianeti extrasolari e i confini dell'Universo vengono ampliati. Gli spettrometri sono trasportati sui rover marziani e sulle sonde interplanetarie, sui telescopi spaziali e sui satelliti di ricerca. Infatti, senza l’analisi spettrale non esisterebbe l’astronomia moderna. Continueremmo a fissare la luce vuota e senza volto delle stelle, di cui non sapremmo nulla.