光谱学发展史

第四节光谱学的发展_、光谱学光谱是复色光经过色散系统(如棱镜、一光栅)分光后，被色散开的单色光按波长(或频率)大小而依次排列的图案，全称为光学频谱。光波是由原壬内部运动的电壬产生的.各种物质的原子内部电子的运动情况不同，所以它们发射的光波也不同.研究不同物质的发光和吸收光的情况，有重要的理论和实际意义，成为一门专门的学丰一光谱学。通过光谱的研究，人们可以得到原子、分子等的能级结构、能级寿命、电子的组态、分子的几何形状、化学键的性质、反应动力学等多方面物质结构的知识。但是，光谱学技术并不仅是一种科学工具，在化学分析中它也提供了重要的定性与定量的分析方法。二、光谱学的发展人类观察到的第一种光谱，无疑是天空中的彩虹，自然界中另一个引人注目的光谱现象是极光。对可见光谱所作的首次科学研究是1666年牛顿的著名色散实验，这是人类最早对光谱的研究。牛顿的色散实验看到的是一条彩色光带，并未观察到光谱谱线。直到136年之后(1802年)，英国科学家沃拉斯顿(1766〜1828)才采用了窄的狭缝。发现太阳光谱中的7条暗线，这是光谱学的一个重大的进展，因为用狭缝的像进行研究要比用针孔的像进行研究容易得多。但并未深入研究，错误认为是颜色的分界线。1、夫琅和费谱线的发现德国物理学家夫琅和费(1787〜1826)，也独立地采用了狭缝，在研究玻璃对各种颜色光发折射率时偶然发现了灯光光谱中的橙色双线；1814年，发现太阳光谱中的许多暗线；1822年，夫琅和费用钻石刻刀在玻璃上刻划细线的方法制成了衍射光栅。夫琅和费是第一位用衍射光栅测量波长的科学家，被誉为光谱学的创始人。夫琅和费利用自己的狭缝和光栅得以编排太阳光谱里576条狭窄的、暗的“夫琅和费线”。夫琅和费线是光谱中最早的基准标识，对这些暗线的解释一直是其后45年中的一个重要问题。最后，海德堡大学的物理学教授基尔霍夫(1824〜1887)给出了答案。他断言：“夫琅和费线”与各种元素的原子发射谱线处于相同波长的位置。这些黑线的产生是由于在太阳外层的原子温度较低，因而吸收了由较高温度的太阳核心发射的连续辐射中某些特定波长造成的。这种吸收与发射之间的关系导致他创建了现在众所周知的基尔霍夫定律。其间：赫歇尔发现了不连续的吸收光谱；布儒斯特观察过气体的吸收光谱，并与太阳光谱作比较，证明太阳大气中含有亚硝酸气，这是首次用光谱分析方法确定星体中的组成成分。傅科在1849年对吸收光谱和发射光谱的关系研究，发现碳极间的电弧光光谱中橙黄色部分的明亮双线与夫琅和费谱线中D1、D2位置恰好一致。

2、光谱分析方法的确定实用光谱学是由基尔霍夫与本生(1811〜1899)在19世纪60年代发展起来的，他们系统地研究了多种火焰光谱和火花光谱，并指出，每一种元素的光谱都是独特的，并且只需极少里的样品便可得到，这样，他们就牢固地建立起光谱化学分析技术。并利用这种方法发现了两种新元素：铷和艳。这两种元素的发现是卓越的，因为他比门捷列夫提出的能预言未知元素的周期律还早10年。这是通过光谱分析方法发现的一些元素中的第一批元素。同时人类应用光谱技术共发现了18种元素。他们研究了太阳光，并且首次对环绕太阳的大气层作了化学分析，指出环绕太阳的大气也是由地球上已知的那些元素组成的。1859年，本生和基尔霍夫还研制出了第一台实用的光谱仪。1868年，瑞典物理学家埃格斯特朗(1814〜1874)发表了“标准太阳光谱”图表，记载了上千条夫琅和费谱线的波长，为光谱学研究提供了有价值的标准。为纪念埃格斯特朗将波长的单位定为埃。1882年，美国物理学家罗兰(1848〜1901)研制出平面光栅和凹面光栅，获得了极其精密的太阳光谱，谱线多达20000多条，新编制的“太阳光谱波长表”被作为国际标准，使用长达30年之久。3、光谱规律的探索从19世纪中叶起，氢原子光谱一直是光谱学研究的重要课题之一。在试图说明氢原子光谱的过程中，所得到的各项成就对量子力学法则的建立起了很大促进作用。这些法则不仅能够应用于氢原子，也能应用于其他原子、分子和凝聚态物质。氢原子光谱中最强的一条谱线是1853年由瑞典物理学家埃斯特朗探测出来的。此后的20年，在星体的光谱中观测到了更多的氢原子谱线。1885年，从事天文测量的瑞士科学家巴耳末(1825〜1898)找到一个经验公式来说明已知的氢原子谱线的位置，此后便把这一组线称为巴耳末系。n=3，4，5,B=364.57nm继巴耳末的成就之后，1889年，瑞典光谱学家里德伯(1854〜1919)发现了许多元素的线状光谱系，其中最为明显的为碱金属原子的光谱系，它们也都能满足一个简单的公式。n=3，4，5其中R=4/B，被称为里德伯常量。1.0967758X10而-1赖曼系帕邢系布喇开系普芳德系~=R(———)1赖曼系帕邢系布喇开系普芳德系~=R(———)12n2~ 1 1~=R( )32n2一1 1\o"CurrentDocument"v=R( )42n2~ 1 1\o"CurrentDocument"v=R( )52n2n=2,3,4,...在紫外区n=4,5,6…在近红外区n=5,6,7 在红外区n=6,7,8,.在红外区尽管氢原子光谱线的波长的表示式十分简单，不过当时对其起因却茫然不知。一直到1913年，玻尔才对它作出了明确的解释。但玻尔理论并不能解释所观测到的原子光谱的各种特征