¿Qué tipo de investigación hizo Joseph Fraunhofer sobre la luz?
La medición de la velocidad de la luz es un gran avance tecnológico, pero la tecnología más importante no es el estudio de la velocidad de la luz, sino el estudio del color de la luz.
Newton observó las propiedades de la luz al pasar a través de un prisma. Mientras montaba su equipo experimental, produjo un espectro de luz en la pantalla detrás del prisma, un arco iris. Los llamados "desplazamiento al rojo" y "desplazamiento al azul" se basan en la posición espectral.
Newton descubrió que la luz blanca no es pura y que la luz blanca es la luz menos pura. La luz blanca se puede dividir en varios colores y la luz multicolor se puede sintetizar en luz blanca.
Josef Fraunhofer (1787~1826) fue pulidor de espejos y vidriero en Munich. Alguna vez diseñó rectificadoras de precisión, también mejoró telescopios y estaba muy familiarizado con las propiedades de varios vidrios y sabía cómo procesarlos para convertirlos en instrumentos ópticos de alta calidad.
Fraunhofer comparó la refracción de la luz de varios vasos, permitiendo que la luz del sol pasara a través de un prisma hecho de un solo vidrio, pero descubrió que: debido a que los colores del espectro se concentran en un rango más pequeño, un En primer lugar, es imposible hacer comparaciones precisas. Fraunhofer elaboró entonces un plan para ampliar aún más el espectro.
Como resultado, nació la línea Fraunhofer.
Los colores del espectro solar no son continuos ni continuos. Lo que se puede ver en el espectro es que existen distribuciones de líneas espectrales estrechas e irregulares. Esta es la línea Fraunhofer.
Fraunhofer cree que "estas líneas espectrales prueban que los componentes de la luz solar blanca descompuesta no están compuestos de espectros continuos con diferentes poderes de refracción, y prueban que la luz proviene de un determinado nivel de color, por lo que las líneas oscuras son los espacios en el espectro, que corresponden a la luz faltante. Si este espectro fuera producido por la luz solar que pasa cada vez por un prisma hecho del mismo material, estas líneas espectrales estarían siempre en la misma parte del espectro, en la misma. El orden y la posición. La densidad y la luminosidad son los mismos. Si los materiales son diferentes, la cantidad, el orden y la luminosidad no cambiarán, pero la distancia mutua entre las líneas espectrales será diferente.
La gente siempre ha creído que el sol y otras estrellas son la misma especie de luz, pero Fraunhofer descubrió que el espectro de las estrellas es diferente al espectro del sol.
Esto desencadenó un estudio importante: el análisis espectral. El análisis espectral fue un logro científico importante en el siglo XIX. Gracias al análisis espectral, los químicos pudieron señalar las condiciones de elementos diminutos y los astrónomos también comenzaron a avanzar hacia la astrofísica. En cuanto a la metalurgia, la ingeniería, etc., también se pueden determinar con precisión trazas de sustancias para determinar la calidad y los accidentes.
En aquella época la gente hacía uso de la relación entre los elementos, los átomos y la luz, pero ¿por qué podían seguir brillando y tener diferentes colores? La gente del siglo XIX no sabía que éste era el alcance de la física atómica.
El "mechero Bunsen" que hoy se utiliza en el laboratorio es una herramienta técnica inventada por el científico Bunsen. Se trata de una lámpara de gas con suficiente suministro de aire. Debido al amplio suministro de aire, esta llama casi no tiene color y el calor es muy alto, lo cual es muy útil para observar el color.
El químico alemán Bunsen (1811~1899) y su colega Kirchhoff (1824~1887) utilizaron esta lámpara para estudiar la combustión y luminiscencia de muchos elementos.
Usaron alambre de platino para acercar lentamente varias sales a la llama y pudieron observar el espectro de los vapores que se quemaban en las sales. "Los fenómenos que tenemos ante nosotros se encuentran entre los fenómenos ópticos más brillantes jamás creados por el hombre. Ahora sólo vemos el espectro correspondiente a la sal ardiente, que aparece con el máximo brillo, mientras que en experimentos anteriores las características más grandes del espectro estaban oscurecidas por la luz de alcohol".
Bunsen y Kirchhoff concluyeron que los metales tienen su propia reacción especial a la llama. Para hacer que el compuesto metálico que no es fácilmente soluble muestre una reacción de llama, los dos también usaron chispas eléctricas, porque el fuego proporcionado por las chispas eléctricas es muy fuerte.
El espectro de los sólidos incandescentes es continuo. Dado que el espectro de un elemento es independiente del compuesto que lo contiene, una buena forma de examinar un elemento es a través de su reacción a la llama. En la prueba, los espectros de los distintos elementos de un compuesto no interfieren ni se afectan entre sí. Pero lo principal es que el método de validación propuesto por Bunsen y Kirchhoff muestra una gran sensibilidad.
Bunsen describió que en un experimento fueron suficientes tres millonésimas de miligramo de sodio para obtener un espectro claro.
Utilizando el análisis espectral, la gente pronto descubrió algunos elementos químicos que habían sido ignorados en la investigación porque solo aparecían en cantidades extremadamente pequeñas. Por ejemplo, el rubidio y el cesio se descubrieron gracias al color de las llamas. Posteriormente, mediante espectroscopia se descubrió la presencia de indio, galio y escandio. La composición de compuestos desconocidos también se puede determinar mediante análisis espectral.
Fraunhofer observó una vez en experimentos de laboratorio que las dos líneas oscuras del espectro solar coinciden con las líneas brillantes del espectro del sodio. Léon Foucault, Bunsen y Kirchhoff lo explicaron de esta manera: si una luz brillante incide sobre vapor de sodio menos brillante, se produce una "inversión de la línea del sodio". La posición de la línea brillante en el espectro ahora es más oscura que el resto. Lo mismo ocurre con las líneas espectrales de otros elementos químicos, utilizando los métodos experimentales correspondientes.
¿Cuál es el motivo?
Los gases y vapores incandescentes absorben los colores que emiten. Además del espectro de emisión inducido por la luz del luminóforo, también existe el espectro de absorción. Cuando la luz pasa a través de gases y vapores incandescentes, produce un espectro de absorción. En este momento, el espectro de absorción es hasta cierto punto el "opuesto" del espectro de emisión. La posición de la línea oscura que pertenece a un determinado elemento en el espectro de absorción es exactamente donde estaría la línea brillante del espectro de emisión si no hubiera absorción.
Este conocimiento explica la formación de las líneas de Fraunhofer en el espectro solar.
Kirchhoff escribió:
"Para explicar las líneas oscuras en el espectro solar, hay que admitir que la atmósfera del sol rodea el cuerpo luminoso, y el propio cuerpo luminoso Sólo produce un espectro sin líneas oscuras. Se puede suponer que el Sol es un núcleo sólido o fluido de alta temperatura rodeado por una atmósfera ligeramente más fría."
Los elementos de la atmósfera del sol absorben "su propia" luz, formando así líneas oscuras. De hecho, mediciones y comparaciones posteriores mostraron que muchos elementos de la Tierra son vapores calientes en la atmósfera solar. Mientras ampliemos el espectro de las estrellas y las estudiemos, descubriremos que los elementos "en la Tierra" también existen en las estrellas.
En la historia de la química existe un elemento que se descubrió por primera vez en el sol.
En aquella época ya se sabía cómo colocar y oscurecer telescopios equipados con espectrógrafos para obtener el espectro de la capa de gas caliente que rodea al sol, en lugar del espectro del sol en sí. Por tanto, el espectroscopio no muestra el espectro de absorción, sino el espectro de emisión. Las líneas de Fraunhofer, normalmente oscuras, aparecen más brillantes. El astrónomo y físico británico Joseph Norman Lockyer observó aquí una línea amarilla brillante que pertenecía a un elemento desconocido. Lockyer planteó la hipótesis de que la causa era la existencia de un elemento desconocido en la Tierra, al que llamó helio. Pasaron casi 30 años antes de que se descubriera el helio en la Tierra en 1895, y se encontraron trazas de helio en ciertos minerales. Primero se descubrieron nuevos elementos en el Sol y luego en la Tierra, lo que es una prueba convincente de que los mismos elementos también se encuentran en los cuerpos celestes.
Desde entonces, el análisis espectral ha logrado grandes logros en astronomía y astrofísica.
La temperatura de la atmósfera superficial se puede inferir a partir del espectro del planeta y, a partir de éste, se pueden obtener los puntos clave de la temperatura de la propia estrella.
Hay un cambio sutil en el espectro de la fuente de luz que solo se puede medir con los medios más sofisticados. El cambio depende de la velocidad de la fuente de luz que se acerca o se aleja de nosotros. , podemos utilizar el análisis espectral para determinar las velocidades estelares.
El rápido desarrollo de la tecnología fotográfica en el siglo XIX contribuyó al análisis espectral.
Actualmente, el análisis espectral ha evolucionado de la luz visible a la luz invisible, y puede determinar la composición química de planetas distantes, demostrando la ubicuidad de los elementos químicos.