¿Cómo se prueba el espectro paso a paso?
Newton observó las propiedades de la luz al pasarla a través de un prisma. Mientras montaba su equipo experimental, produjo un espectro de luz en una pantalla detrás de un 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 es impura, y la luz blanca es la luz más impura. La luz blanca se puede dividir en varios colores y varios colores se pueden combinar para formar luz blanca.
Josef Fraunhofer (1787~1826) fue pulidor de espejos y vidriero en Munich. Una vez diseñó una rectificadora de precisión y también mejoró el telescopio. Conocía muy bien las propiedades de diversos vidrios y sabía cómo transformarlos en instrumentos ópticos de alta calidad.
Fraunhofer comparó la refracción de la luz de varios vasos al hacer pasar la luz solar a través de un prisma hecho de un solo vidrio, pero descubrió que, dado que los colores del espectro estaban todos concentrados en un pequeño rango interior, no era posible realizar una comparación exacta. no se puede hacer al principio. Por ello, Fraunhofer elaboró un plan para ampliar aún más el espectro.
Así nació la línea Fraunhofer.
Los colores del espectro solar no son uniformes ni continuos. Lo que vemos en el espectro es una distribución irregular de líneas espectrales estrechas. Esta es la línea Fraunhofer.
Fraunhofer creía que "estas líneas espectrales prueban que los componentes de la luz blanca descompuesta de la luz solar no están compuestos de espectros continuos con diferentes poderes de refracción. La luz proviene de una determinada escala de colores, por lo que la línea oscura está en la espectro." lagunas que corresponden a la falta de luz. Si este espectro fuera producido por la luz solar que pasa cada vez por un prisma hecho del mismo material, las líneas estarían siempre en la misma parte del espectro, con el mismo orden y posición. , la misma densidad y brillo. Si los materiales son diferentes, la cantidad, el orden y el brillo no cambian, pero la distancia mutua entre las líneas espectrales es diferente."
La gente siempre piensa que la luz. Emitido por el sol y otras estrellas es lo mismo, pero Flawn Hofer descubrió que el espectro de las estrellas es diferente del espectro del sol.
Esto dio lugar a un importante estudio, el análisis espectroscópico. El análisis espectral fue un logro científico importante del siglo XIX. Gracias al análisis espectral, los químicos pudieron señalar las condiciones de elementos diminutos y los astrónomos comenzaron a avanzar hacia la astrofísica. En cuanto a la metalurgia, la ingeniería, etc., las sustancias traza también se pueden medir con precisión para determinar la calidad y los accidentes.
En aquella época la gente aprovechaba la relación entre los elementos, los átomos y la luz, pero ¿por qué ésta siempre brillaba con diferentes colores? La gente del siglo XIX no sabía que éste era el alcance de la física atómica.
El "mechero Bunsen" que se utiliza hoy en el laboratorio es una herramienta técnica inventada por el científico. Se trata de una lámpara de gas con una fuente de gas suficiente. Debido a que este tipo de llama tiene suficiente suministro de aire, casi no tiene color y tiene mucho calor, lo cual es muy útil para observar los colores.
El químico alemán Benson (1811~1899) y su colega Shhoff (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 del vapor que se quemaba sobre la sal. "Los fenómenos que tenemos ante nosotros se encuentran entre los fenómenos ópticos artificiales más brillantes. 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 del alcohol. "
Bunsen y Kershhoff concluyeron que el metal tiene su propia reacción especial a la llama. Para inducir aún más una reacción de llama en el compuesto metálico refractario, la pareja también utilizó chispas eléctricas, que proporcionan una luz intensa.
El espectro de los sólidos incandescentes es continuo. Dado que el espectro de un elemento es independiente de los compuestos que contiene, una buena forma de probar un elemento es mediante reacción de llama. En la prueba, los espectros de los distintos elementos del compuesto no interfieren ni se afectan entre sí. Pero lo principal es que el método de verificación propuesto por Bunsen y Shhoff mostró una gran sensibilidad. Benson describió que en un experimento, 3 millonésimas de miligramo de sodio fueron suficientes para obtener un espectro claro.
Utilizando el análisis espectral, la gente descubrió rápidamente algunos elementos químicos que habían sido ignorados en la investigación porque solo aparecían en un rango de distribución pequeño. Al igual que el rubidio y el cesio, Bunsen lo descubrió gracias al color de la llama. Posteriormente, mediante espectroscopia se descubrió la existencia de indio, galio y escandio. La composición de compuestos desconocidos también se puede determinar mediante análisis espectral.
Fraunhofer observó una vez en un experimento de laboratorio que las dos líneas oscuras del espectro solar están exactamente en la posición de la línea brillante del espectro del sodio. Leon Foucault, Bunsen y Dick Shikhov explicaron que si una luz brillante incide sobre vapor de sodio menos brillante, se produce una "inversión de la línea de sodio". La posición de la línea brillante original es más oscura que el resto del espectro. La misma situación se aplica a 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 luminiscentes, produce un espectro de absorción. En este punto, el espectro de absorción es algo "opuesto" al espectro de emisión. Cuando no hay absorción, la posición de la línea oscura que pertenece al elemento en el espectro de absorción es exactamente la posición de la línea brillante en el espectro de emisión.
Este conocimiento explica la formación de las líneas de Fraunhofer en el espectro solar.
Shhov escribió: "Para explicar las líneas oscuras en el espectro solar, hay que admitir que la atmósfera del Sol rodea el cuerpo luminoso, que a su vez sólo produce un espectro sin líneas oscuras. Se puede suponer que El Sol es un núcleo sólido o líquido de alta temperatura rodeado por una atmósfera ligeramente más fría."
Los elementos de la atmósfera del Sol absorben su propia luz, creando líneas oscuras. De hecho, mediciones y comparaciones adicionales revelaron que muchos de los elementos de la Tierra son vapores calientes en la atmósfera del sol. Con sólo ampliar el estudio de los espectros estelares, descubriremos que los elementos "terrestres" también están presentes en las estrellas.
Por primera vez en la historia de la química se ha descubierto un elemento en el sol.
En aquella época, ya se sabía cómo posicionar y atenuar los telescopios con espectrómetros para obtener espectros de las capas de gas caliente que rodean el sol, en lugar del espectro del sol en sí. Por lo tanto, el espectrómetro no muestra un espectro de absorción sino un espectro de emisión. Normalmente, las líneas oscuras de Fraunhofer aparecen brillantes. El astrónomo y físico británico Joseph Norman Locke observó aquí una línea amarilla brillante que pertenecía a un elemento desconocido. Locke especuló que existía un elemento desconocido en la Tierra, al que llamó helio. Han pasado casi 30 años desde que se descubrió el helio en la Tierra en 1895, y hay trazas de helio en algunos minerales. Los nuevos elementos se descubrieron primero en el Sol y más tarde en la Tierra, lo que constituye una prueba convincente de que los mismos elementos también están presentes en los cuerpos celestes.
Desde entonces, el análisis espectral ha logrado grandes logros en astronomía y astrofísica.
Se puede inferir la temperatura de la atmósfera superficial a partir del espectro de la estrella, y luego hacerse una idea de la temperatura de la propia estrella.
El espectro de la fuente de luz está ligeramente sesgado y sólo puede medirse con los medios más precisos. La desviación depende de qué tan rápido se acerca o se aleja la fuente de luz de nosotros. A partir de esto, las velocidades estelares se pueden medir mediante análisis espectral.
El rápido desarrollo de la tecnología fotográfica en el siglo XIX condujo al análisis espectral.
En la actualidad, el análisis espectral ha pasado de la luz visible a la luz invisible, que puede determinar la composición química de planetas distantes y demostrar la ubicuidad de los elementos químicos.