Historie spektroskopie - History of spectroscopy - Wikipedia

Světlo se oddělilo do spektra lomem přes skleněný hranol. Úhly barevné disperze jsou pro vizualizaci přehnané.

The historie spektroskopie začalo v 17. století. Nové designy v optika konkrétně hranoly umožnil systematické pozorování sluneční spektrum. Isaac Newton nejprve použil slovo spektrum popsat duha z barvy které dohromady tvoří bílé světlo. Na počátku 18. století Joseph von Fraunhofer prováděly experimenty s disperzními spektrometry který umožnil spektroskopii stát se přesnější a kvantitativnější vědeckou technikou. Od té doby hraje a nadále hraje významnou roli spektroskopie chemie, fyzika a astronomie. Fraunhofer pozorován a měřen tmavé čáry ve slunečním spektru,[1] které nyní nesou jeho jméno, ačkoli několik z nich bylo dříve pozorováno Wollaston.[2]

Počátky a experimentální vývoj

Římané již byli obeznámeni se schopností hranolu vytvářet duhovou barvu.[3][4] Newton je tradičně považován za zakladatele spektroskopie, ale nebyl prvním člověkem vědy, který studoval sluneční spektrum a referoval o něm. Práce Athanasius Kircher (1646), Jan Marek Marci (1648), Robert Boyle (1664) a Francesco Maria Grimaldi (1665), předcházejí Newtonovy optické experimenty (1666–1672).[5] Newton publikoval své experimenty a teoretická vysvětlení rozptyl světla v jeho Opticks. Jeho experimenty prokázaly, že bílé světlo lze pomocí hranolu rozdělit na barvy komponent a že tyto komponenty lze rekombinovat za vzniku bílého světla. Ukázal, že hranol neuděluje ani nevytváří barvy, ale spíše odděluje jednotlivé části bílého světla.[6] Newton korpuskulární teorie světla byl postupně následován vlnová teorie. Teprve v 19. století bylo kvantitativní měření rozptýleného světla rozpoznáno a standardizováno. Stejně jako u mnoha následných spektroskopických experimentů zahrnovaly Newtonovy zdroje bílého světla plameny a hvězdy, včetně slunce. Mezi následné studie povahy světla patří studie Hooke,[7] Huygens,[8] Mladá.[9][10] Následné experimenty s hranoly poskytly první náznaky, že spektra byla jedinečně spojena s chemickými složkami. Vědci pozorovali emise odlišných barevných vzorů, když soli byly přidány do alkohol plameny.[11][12]

Počátek 19. století (1800–1829)

V roce 1802 William Hyde Wollaston postavil spektrometr vylepšující Newtonův model, který zahrnoval čočku zaměřující sluneční spektrum na obrazovku.[13] Po použití si Wollaston uvědomil, že barvy nejsou rozloženy rovnoměrně, ale místo toho mu chybí barevné skvrny, které se ve slunečním spektru objevují jako tmavé pruhy.[14] V té době Wollaston věřil, že tyto linie jsou přirozenými hranicemi mezi barvami,[15] ale tato hypotéza byla později vyloučena v roce 1815 Fraunhoferovým dílem.[16]

Solární spektrum s Fraunhoferovými liniemi, jak se jeví vizuálně.

Joseph von Fraunhofer učinil významný experimentální skok vpřed nahrazením hranolu a difrakční mřížka jako zdroj vlnové délky disperze. Fraunhofer stavěl na teoriích rušení světlem vyvinutý uživatelem Thomas Young, François Arago a Augustin-Jean Fresnel. Provedl vlastní experimenty, aby demonstroval účinek procházejícího světla jednou obdélníkovou štěrbinou, dvěma štěrbinami atd. A nakonec vyvinul prostředek pro těsné rozmístění tisíců štěrbin pro vytvoření difrakční mřížky. Interference dosažená difrakční mřížkou obě zlepšuje spektrální rozlišení přes hranol a umožňuje kvantifikaci rozptýlených vlnových délek. Fraunhoferovo zavedení kvantifikované stupnice vlnových délek připravilo cestu pro shodu spekter pozorovaných ve více laboratořích, z různých zdrojů (plameny a slunce) a s různými nástroji. Fraunhofer provedl a publikoval systematická pozorování slunečního spektra a tmavé pásy, které pozoroval a specifikoval vlnové délky, jsou stále známé jako Fraunhoferovy linie.[17]

Na počátku 19. století řada vědců posunula techniky a porozumění spektroskopii kupředu.[14][18] Ve 20. letech 20. století oba John Herschel a William H. F. Talbot prováděla systematické pozorování použití solí plamenová spektroskopie.[19][20][21]

Polovina 19. století (1830–1869)

V roce 1835 Charles Wheatstone uvedli, že různé kovy lze snadno rozlišit podle různých jasných čar v jejich emisním spektru jiskry, čímž se zavádí alternativní mechanismus k plamenové spektroskopii.[22][23] V roce 1849 J. B. L. Foucault experimentálně to prokázal vstřebávání a emise čáry, které se objevují na stejné vlnové délce, jsou obě způsobeny stejným materiálem, přičemž rozdíl mezi nimi vychází z teploty světelného zdroje.[24][25] V roce 1853 švédský fyzik Anders Jonas Ångström představil ve své práci pozorování a teorie o plynových spektrech Optiska Undersökningar (Optické vyšetřování) do Královská švédská akademie věd.[26] Ångström předpokládal, že žárovkový plyn vydává světelné paprsky stejné vlnové délky, jaké dokáže absorbovat. Ångström nevěděl o Foucaltových experimentálních výsledcích. Ve stejnou dobu George Stokes a William Thomson (Kelvin) diskutovali o podobných postulátech.[24] Ångström také měřil emisní spektrum vodíku, později označené jako Lisovací linky.[27][28] V letech 1854 a 1855 David Alter zveřejněná pozorování spektra kovů a plynů, včetně nezávislého pozorování spektra kovů Lisovací linky vodíku.[29][30]

Spektroskop Kirchhoffa a Bunsena

Systematické přiřazování spekter k chemické prvky začala v 60. letech 19. století prací německých fyziků Robert Bunsen a Gustav Kirchhoff,[31] kdo to našel Fraunhoferovy linie odpovídají emisním spektrálním čarám pozorovaným v laboratorních světelných zdrojích. To položilo cestu pro spektrochemickou analýzu v laboratorní a astrofyzikální vědě. Bunsen a Kirchhoff použili optické techniky Fraunhofera, Bunsenova vylepšený zdroj plamene a vysoce systematický experimentální postup k podrobnému zkoumání spekter chemických sloučenin. Vytvořili spojení mezi chemickými prvky a jejich jedinečnými spektrálními vzory. V tomto procesu zavedli techniku ​​analytické spektroskopie. V roce 1860 publikovali svá zjištění o spektrech osmi prvků a identifikovali přítomnost těchto prvků v několika přírodních sloučeninách.[32][33] Ukázali, že spektroskopii lze použít pro stopovou chemickou analýzu a několik chemických prvků, které objevili, bylo dříve neznámých. Kirchhoff a Bunsen také definitivně stanovili souvislost mezi absorpčními a emisními linkami, včetně přiřazení solárních absorpčních linií konkrétním prvkům na základě jejich odpovídajících spekter.[34] Kirchhoff pokračoval v základním výzkumu povahy spektrální absorpce a emise, včetně toho, co je nyní známé jako Kirchhoffův zákon tepelného záření. Jsou zachyceny Kirchhoffovy aplikace tohoto zákona na spektroskopii tři zákony spektroskopie:

  1. Žárovka, kapalina nebo plyn pod vysokým tlakem vydává a spojité spektrum.
  2. Horký plyn pod nízkým tlakem vyzařuje spektrum „světlé linie“ nebo emisní linie.
  3. Kontinuální zdroj spektra při pohledu přes chladný plyn s nízkou hustotou vytváří spektrum absorpční linie.

V šedesátých letech 20. století tým manžela a manželky William a Margaret Huggins pomocí spektroskopie určil, že hvězdy byly složeny ze stejných prvků, jaké byly nalezeny na Zemi. Použili také nerelativistické Dopplerův posun (rudý posuv ) rovnice na spektru hvězdy Sírius v roce 1868 k určení jeho axiální rychlosti.[35][36] Byli první, kdo vzal spektrum planetární mlhoviny, když Mlhovina Kočičí oko (NGC 6543) byla analyzována.[37][38] Pomocí spektrálních technik byli schopni rozlišit mlhoviny z galaxie.

Srpnové pivo pozoroval vztah mezi absorpcí světla a koncentrací[39] a vytvořil barevný komparátor, který byl později nahrazen přesnějším zařízením zvaným spektrofotometr.[40]

Pozdní 19. století (1870–1899)

V 19. století nový vývoj, jako je objev fotografie, Rowland[41] vynález konkávní difrakční mřížka, a Schumann[42] pracuje na objevu vakuové ultrafialové (fluorit pro hranoly a čočky, nízká želatina fotografické desky a absorpce UV ve vzduchu pod 185 nm ) velmi rychle postoupily na kratší vlnové délky. Ve stejnou dobu Dewar[43] pozorované řady v alkalických spektrech, Hartley[44] zjištěny rozdíly konstantních vlnových čísel, Balmer[45] objevil vztah spojující vlnové délky ve viditelném vodík spektrum a nakonec Rydberg[46] odvodil vzorec pro vlnová čísla spektrální řady.

Johann Balmer objevil v roce 1885, že čtyři viditelné linie vodíku byly součástí a série které lze vyjádřit celými čísly.[47] O několik let později následovala Rydbergův vzorec, který popsal další řadu linek.[48]

Mezitím podstatné shrnutí minulých experimentů provedených Maxwell (1873), vyústil v jeho rovnice elektromagnetických vln.

V roce 1895 německý fyzik Wilhelm Conrad Röntgen objeveny a rozsáhle studovány Rentgenové záření, které byly později použity v Rentgenová spektroskopie. O rok později, v roce 1896, francouzský fyzik Antoine Henri Becquerel objevil radioaktivitu a nizozemský fyzik Pieter Zeeman pozorované rozdělení spektrálních čar magnetickým polem.[49][14]

Počátek 20. století (1900–1950)

První desetiletí 20. století přineslo základy kvantová teorie (Planck, Einstein )[50][51] a interpretace spektrální řady vodíku pomocí Lyman[52] v VUV a tím Paschen[53] v infračervený. Ritz[54] formuloval princip kombinace.

V roce 1913 Bohr[55] formuloval svůj kvantově mechanický model atomu. To stimulovalo empirickou analýzu termínů.[56]:83 Bohr publikoval teorii atomů podobných vodíku, která by mohla vysvětlit pozorované vlnové délky spektrálních čar v důsledku přechodu elektronů z různých energetických stavů. V roce 1937 „E. Lehrer vytvořil první plně automatizovaný spektrometr“, který pomáhá přesněji měřit spektrální čáry.[57] S vývojem pokročilejších nástrojů, jako jsou fotodetektory, byli vědci schopni přesněji měřit absorpci látek o konkrétní vlnové délce.[40]

Vývoj kvantové mechaniky

V letech 1920 až 1930 byly vyvinuty základní koncepty kvantové mechaniky Pauli,[58] Heisenberg,[59] Schrödinger,[60] a Dirac.[61] Porozumění roztočit a zásada vyloučení umožňovala představu jak elektronové skořápky atomů je naplněno rostoucím protonové číslo.

Znásobte ionizované atomy

Tato větev spektroskopie se zabývá zářením souvisejícím s atomy které jsou zbaveny několika elektronů (multiplikované ionizované atomy (MIA), multiplikované ionty, vysoce nabité) ionty ). Ty jsou pozorovány velmi horké plazmy (laboratorní nebo astrofyzikální) nebo v plynový pedál experimenty (paprsková fólie, lapač iontů elektronového paprsku (EBIT)). Nejméně opuštěné elektronové skořápky těchto iontů se rozpadají do stabilních základních stavů a ​​produkují fotony VUV, EUV a měkké rentgen spektrální oblasti (tzv. rezonanční přechody).

Strukturální studie

Další pokrok ve studiu atomové struktury byl v těsné souvislosti s postupem ke kratšímu vlnová délka v regionu EUV. Millikan,[62] Sawyer,[63] Bowen[64] použitý elektrické výboje ve vakuu pozorovat některé emisní spektrální čáry až do 13 nm, které předepisovali stripovaným atomům. V roce 1927 Osgood[65] a Hoag[66] informoval o výskyt pastvy konkávní mřížkové spektrografy a fotografované čáry až do 4,4 nm (K.α uhlíku). Dauvillier[67] použil krystal mastné kyseliny s velkým prostorem mřížky krystalů k prodloužení spektra měkkého rentgenového záření až na 12,1 nm a mezera byla uzavřena. Ve stejném období Manne Siegbahn zkonstruoval velmi propracovaný spektrograf pastvy, který umožnil Ericsonovi a Edlén[68] získat vysoce kvalitní spektra vakuové jiskry a spolehlivě identifikovat linie více ionizovaných atomů až do O VI s pěti stripovanými elektrony. Grotrian[69] vyvinul svou grafickou prezentaci energetické struktury atomů. Russel a Saunders[70] navrhl jejich spojka schéma interakce spin-orbita a jejich obecně uznávaný zápis pro spektrální termíny.

Přesnost

Teoretické kvantově-mechanické výpočty se stávají poměrně přesnými, aby bylo možné popsat energetickou strukturu některých jednoduchých elektronických konfigurací. Výsledky teoretického vývoje shrnul Condon a Shortley[71] v roce 1935.

Edlén důkladně analyzoval spektra MIA pro mnoho chemických prvků a odvozené zákonitosti v energetických strukturách MIA pro mnoho izoelektronických sekvencí (ionty se stejným počtem elektronů, ale různými jadernými náboji). Byla pozorována spektra poměrně vysokých ionizačních stupňů (např. Cu XIX).

Nejzajímavější událostí byla v roce 1942, kdy Edlén[72] prokázal identifikaci některých solárních koronálních linií na základě svých přesných analýz spekter MIA. To znamenalo, že sluneční korona má teplotu milionu stupňů a silně pokročilé znalosti sluneční a hvězdné fyziky.

Po WW II byly zahájeny experimenty na balónech a raketách za účelem pozorování VUV záření Slunce. (Vidět Rentgenová astronomie ). Intenzivnější výzkum pokračoval od roku 1960 včetně spektrometry na satelitech.

Ve stejném období se laboratorní spektroskopie MIA stává relevantní jako diagnostický nástroj pro horká plazma termonukleárních zařízení (viz Jaderná fůze ), která začala budováním Stellarátor v roce 1951 Spitzer, a pokračoval s tokamaky, z-pinches a laserem produkovaná plazma.[73][74] Pokrok v iontu akcelerátory stimulovaná spektroskopie paprsková fólie jako prostředek k měření životnosti opuštěných stavů MIA.[75] Mnoho různých údajů o vysoce opuštěných úrovních energie, autoionizace a byly získány ionizační stavy vnitřního jádra.

Lapač iontů elektronového paprsku

Současně teoretické a výpočetní přístupy poskytly údaje potřebné k identifikaci nových spekter a interpretaci pozorovaných intenzit čar.[76] Nové laboratorní a teoretické údaje se stávají velmi užitečnými pro spektrální pozorování ve vesmíru.[77] Byl to skutečný převrat prací na MIA v USA, Anglii, Francii, Itálii, Izraeli, Švédsku, Rusku a dalších zemích[78][79]

Nová stránka ve spektroskopii MIA může být datována rokem 1986 s vývojem EBIT (Levine a Marrs, LLNL ) díky příznivému složení moderních špičkových technologií, jako je kryogenika, ultravysoké vakuum, supravodivé magnety, silný elektronové paprsky a polovodičové detektory. V mnoha zemích byly velmi rychle vytvořeny zdroje EBIT (viz NIST souhrn[80] pro mnoho podrobností a recenzí.)[81][82]

Je umožněno široké pole spektroskopického výzkumu s EBIT, včetně dosažení nejvyšších stupňů ionizace (U92+), měření vlnové délky, hyperjemná struktura energetické úrovně, kvantová elektrodynamická studie, ionizace průřezy (CS) měření, excitace elektronovým nárazem CS, rentgen polarizace relativní intenzity čar, dielektronika rekombinace CS, rozpad magnetického oktupolu, životnosti zakázané přechody, rekombinace výměny náboje atd.

Infračervená a Ramanova spektroskopie

Mnoho raných vědců, kteří studovali IR spektra sloučenin, muselo vyvinout a postavit své vlastní přístroje, aby bylo možné zaznamenávat jejich měření, takže je velmi obtížné získat přesná měření. V době druhá světová válka Vláda USA uzavřela s různými společnostmi smlouvu na vývoj metody polymerace butadien vytvořit guma, ale toto by mohlo být provedeno pouze analýzou Ca uhlovodíkových izomerů. Tyto smluvní společnosti začaly vyvíjet optické přístroje a nakonec vytvořily první infračervené spektrometry. S vývojem těchto komerčních spektrometrů se infračervená spektroskopie stala populárnější metodou pro stanovení „otisku prstu“ pro jakoukoli molekulu.[40] Ramanova spektroskopie byla poprvé pozorována v roce 1928 sirem Chandrasekhara Venkata Raman v kapalných látkách a také „Grigory Landsberg a Leonid Mandelstam v krystalech“.[57] Ramanova spektroskopie je založena na pozorování Ramanova jevu, které je definováno jako „Intenzita rozptýleného světla závisí na rozsahu změny polarizačního potenciálu“.[57] Ramanovo spektrum zaznamenává intenzitu světla vs. frekvenci světla (vlnové číslo) a posun vlnového čísla je charakteristický pro každou jednotlivou sloučeninu.[57]

Laserová spektroskopie

Laserová spektroskopie je spektroskopická technika, která využívá lasery být schopen určit emitované frekvence hmoty.[83] Laser byl vynalezen, protože spektroskopové převzali koncept svého předchůdce maser a aplikoval ji na viditelné a infračervené rozsahy světla.[83] Maser vynalezl Charles Townes a další spektroskopové ke stimulaci hmoty k určení radiačních frekvencí, které emitovaly konkrétní atomy a molekuly.[83] Při práci na maseru si Townes uvědomil, že jsou možné přesnější detekce, protože se zvyšuje frekvence emitované mikrovlnné trouby.[83] To vedlo k myšlence o několik let později použít viditelné a nakonec infračervené rozsahy světla pro spektroskopii, která se stala realitou pomocí Arthur Schawlow.[83] Od té doby lasery pokračovaly ve významném pokroku v experimentální spektroskopii. Laserové světlo umožňovalo mnohem vyšší přesnost experimentů konkrétně při použití studia kolizních účinků světla, stejně jako bylo možné přesně detekovat specifické vlnové délky a frekvence světla, což umožnilo vynález zařízení, jako jsou laserové atomové hodiny. Lasery také zpřesnily spektroskopii, která používala časové metody tím, že používala rychlosti nebo doby rozpadu fotonů při specifických vlnových délkách a frekvencích k udržení času.[84] Laserové spektroskopické techniky byly použity pro mnoho různých aplikací. Jedním z příkladů je použití laserové spektroskopie k detekci sloučenin v materiálech. Jedna specifická metoda se nazývá laserem indukovaná fluorescenční spektroskopie a využívá spektroskopické metody, aby dokázala detekovat, jaké materiály jsou v pevné, kapalné nebo plynné látce, in situ. To umožňuje přímé testování materiálů, místo toho, abyste materiál museli vzít do laboratoře, abyste zjistili, z čeho je pevná látka, kapalina nebo plyn vyrobena.[85]

Viz také

Reference

  1. ^ Fraunhofer, J. (1817). „Bestimmung des Brechungs- und des Farbenzerstreuungs-Vermögens verschiedener Glasarten, in Bezug auf die Vervollkommnung achromatischer Fernröhre“. Annalen der Physik. 56 (7): 264–313. Bibcode:1817AnP .... 56..264F. doi:10.1002 / a p. 18170560706.
  2. ^ Wollaston, W. H. (1802). "Metoda zkoumání refrakčních a disperzních schopností pomocí prizmatického odrazu". Philos. Trans. R. Soc. 92: 365–380. doi:10.1098 / rstl.1802.0014. S2CID  110328209.
  3. ^ Vidět:
    • Seneca, Lucius Annaeus; Clarke, John, tr. (1910). „Book I, § vii“. Fyzikální věda v době Nera, překlad překladu Quaestiones Naturales Seneca. Londýn, Anglie: Macmillan and Co., Ltd. s. 30–31.
    • Plinius starší; Bostock, John, tr .; Riley, H.T., tr. (1898). „Kniha 37, kap. 52. Iris; dvě její varianty“. Přirozená historie Plinius. sv. 6. Londýn, Anglie: George Bell and Sons. 438–439.
  4. ^ Brand, John C. D. (1995). Řádky světla: Zdroje disperzní spektroskopie, 1800-1930. Gordon and Breach Publishers. str. 57. ISBN  978-2884491624.
  5. ^ Burns, Thorburn (1987). „Aspekty vývoje kolorimetrické analýzy a kvantitativní molekulární spektroskopie v ultrafialově viditelné oblasti“. In Burgess, C .; Mielenz, K. D. (eds.). Pokroky v normách a metodice ve spektrofotometrii. Burlington: Elsevierova věda. str. 1. ISBN  9780444599056.
  6. ^ „Éra klasické spektroskopie“. Citováno 24. listopadu 2012.
  7. ^ Hooke, Robert (1665). Mikrografie: nebo některé fyziologické popisy drobných těl vytvořené zvětšovacími brýlemi s pozorováním a dotazy na ně…. str. 47.
  8. ^ Huygens, Christiaan (1690). Traité de la lumière. Leyden (publikováno 1962).
  9. ^ „II. Bakeriánská přednáška. O teorii světla a barev“. Filozofické transakce Královské společnosti v Londýně. Královská společnost. 92: 12–48. 1802. doi:10.1098 / rstl.1802.0004. ISSN  0261-0523.
  10. ^ Thomas Young (1855). „K teorii světla a barev“. V George Peacock (ed.). Různá díla zesnulého Thomase Younga Svazek 1. Londýn. str. 140.
  11. ^ Značka, str. 58
  12. ^ Melvill, Thomas (1756). „Pozorování světla a barev“. Eseje a pozorování, fyzické a literární. Přečtěte si před společností v Edinburghu…. 2: 12–90. ; viz str. 33–36.
  13. ^ Wollaston, William Hyde (1802). „Metoda zkoumání refrakčních a disperzních schopností pomocí prizmatického odrazu“. Filozofické transakce Královské společnosti v Londýně. 92: 365–380. doi:10.1098 / rstl.1802.0014. S2CID  110328209.
  14. ^ A b C „Časová osa atomové spektroskopie“. Citováno 24. listopadu 2012.
  15. ^ (Wollaston, 1802), str. 378.
  16. ^ OpenStax Astronomy, „Spectroscopy in Astronomy“. OpenStax CNX. 29. září 2016 http://cnx.org/contents/1f92a120-370a-4547-b14e-a3df3ce6f083@3 otevřený přístup
  17. ^ Značka, str. 37-42
  18. ^ George Gore (1878). Umění vědeckého objevu: Nebo Obecné podmínky a metody výzkumu ve fyzice a chemii. Longmans, Green a Co. str.179.
  19. ^ Značka, str. 59
  20. ^ Herschel, J.F.W. (1823). „O absorpci světla barevným médiem a o barvách hranolového spektra, které vykazují určité plameny; s ohledem na pohotovostní režim určování absolutní disperzní síly jakéhokoli média přímým experimentem“. Transakce Royal Society of Edinburgh. 9 (2): 445–460. doi:10.1017 / s008045680003101x.
  21. ^ Talbot, H.F. (1826). „Některé experimenty na barevných plamenech“. Edinburgh Journal of Science. 5: 77–81.
  22. ^ Brian Bowers (2001). Sir Charles Wheatstone FRS: 1802-1875 (2. vyd.). IET. 207–208. ISBN  978-0-85296-103-2.
  23. ^ Wheatstone (1836). „O prizmatickém rozkladu elektrického světla“. Zpráva z pátého zasedání Britské asociace pro pokrok ve vědě; Konalo se v Dublinu v roce 1835. Oznámení a abstrakty sdělení Britské asociaci pro pokrok ve vědě na zasedání v Dublinu v srpnu 1835. Londýn, Anglie: John Murray. str. 11–12.
  24. ^ A b Značka, str. 60-62
  25. ^ Vidět:
    • Foucault, L. (1849). „Lumière électrique“ [Elektrické světlo]. Société Philomatique de Paris. Extraits des Procès-Verbaux de Séances. (ve francouzštině): 16–20.
    • Foucault, L. (7. února 1849). „Lumière électrique“ [Elektrické světlo]. L'Institut, Journal Universel des Sciences… (francouzsky). 17 (788): 44–46.
  26. ^ Vidět:
    • Ångström, A.J. (1852). „Optiska undersökningar“ [Optické vyšetřování]. Kongliga Vetenskaps-Akademiens Handlingar [Sborník Královské akademie věd] (ve švédštině). 40: 333–360. Poznámka: Ačkoli Ångström předložil svůj příspěvek Švédské královské akademii věd dne 16. února 1853, byl publikován ve svazku pro sborník Akademie z roku 1852.
    • Ångström, A.J. (1855a). „Optische Untersuchungen“ [Optické vyšetřování]. Annalen der Physik und Chemie (v němčině). 94: 141–165.
    • Ångström, A.J. (1855b). „Optické výzkumy“. Filozofický časopis. 4. série. 9: 327–342. doi:10.1080/14786445508641880.
  27. ^ Wagner, H. J. (2005). „Raná spektroskopie a tlumené linie vodíku“. Journal of Chemical Education. 82 (3): 380. Bibcode:2005JChEd..82..380W. doi:10.1021 / ed082p380.1.
  28. ^ (Ångström, 1852), str. 352; (Ångström, 1855b), str. 337.
  29. ^ Retcofsky, H. L. (2003). „Objevitel spektrální analýzy?“. Journal of Chemical Education. 80 (9): 1003. Bibcode:2003JChEd..80.1003R. doi:10.1021 / ed080p1003.1.
  30. ^ Vidět:
  31. ^ Bunsen, R .; Kirchhoff, G. (1861). „Untersuchungen über das Sonnenspektrum und die Spektren der Chemischen Elemente“. Abhandl. KGL. Akad. Wiss. Berlín.
  32. ^ Vidět:
  33. ^ Kirchhoff, G .; Bunsen, R. (1901). „Chemická analýza spektrálními pozorováními“. V Brace, D. B. (ed.). Zákony záření a absorpce: Monografie Prévosta, Stewarta, Kirchhoffa a Kirchhoffa a Bunsena. New York: American Book Company. 99–125.
  34. ^ Značka, str. 63-64
  35. ^ Huggins, W. (1868). „Další pozorování spekter některých hvězd a mlhovin, se snahou z nich určit, zda se tato tělesa pohybují směrem k Zemi nebo ze Země, také pozorování spekter Slunce a komety II“. Filozofické transakce Královské společnosti v Londýně. 158: 529–564. Bibcode:1868RSPT..158..529H. doi:10.1098 / rstl.1868.0022. Viz str. 548–550.
  36. ^ Singh, Simon (2005). Velký třesk. Harper Collins. 238–246. ISBN  9780007162215.
  37. ^ Huggins, William; Miller, W.A. (1864). „Ve spektru některých mlhovin“. Filozofické transakce Královské společnosti v Londýně. 154: 437–444. Bibcode:1864RSPT..154..437H. doi:10.1098 / rstl.1864.0013. Prosáknout. 438, „No. 4373“.
  38. ^ Kwok, Sun (2000). „Kapitola 1: Historie a přehled“. Vznik a vývoj planetárních mlhovin. Cambridge University Press. s. 1–7. ISBN  978-0-521-62313-1.
  39. ^ Pivo (1852). „Bestimmung der Absorption des rothen Lichts in farbigen Flüssigkeiten“ [Stanovení absorpce červeného světla v barevných kapalinách]. Annalen der Physik und Chemie (v němčině). 86 (5): 78–88. Bibcode:1852AnP ... 162 ... 78B. doi:10.1002 / andp.18521620505.
  40. ^ A b C Thomas, Nicholas C. (01.08.1991). "Časná historie spektroskopie". Journal of Chemical Education. 68 (8): 631. Bibcode:1991JChEd..68..631T. doi:10.1021 / ed068p631. ISSN  0021-9584.
  41. ^ Rowland, H.A. (1882). „LXI. Předběžné oznámení o výsledcích výroby a teorie mřížek pro optické účely“. The London, Edinburgh, and Dublin Philosophical Magazine and Journal of Science. 13 (84): 469–474. doi:10.1080/14786448208627217.
  42. ^ Schumannovy práce jsou uvedeny v T. Lyman, Spektroskopie extrémního ultrafialového záření (Longmans, Green and Company, London, 1928), 2. vyd.
  43. ^ Liveing, G.D .; Dewar, J. (1879). "V. Na spektrech sodíku a draslíku". Proc. Roy. Soc. Lond. 29 (196–199): 398–402. doi:10.1098 / rspl.1879.0067.
  44. ^ Hartley, W.N. (1883). „Na homologním spektru“. J. Chem. Soc. Trans. 43: 390–400. doi:10.1039 / CT8834300390.
  45. ^ Balmer, J. J. (1885). „Notiz über die Spectrallinien des Wasserstoffs“. Annalen der Physik (v němčině). Wiley. 261 (5): 80–87. Bibcode:1885AnP ... 261 ... 80B. doi:10.1002 / andp.18852610506. ISSN  0003-3804.
  46. ^ Rydberg, J. R. (1890). „Recherches sur la constitution des specters d'émission des éléments chimiques“. KGL. Svenska Vetensk.-Akad. Handl., Stockh. 23 (11).
  47. ^ Balmer, J.J. (1885). „Notiz über die Spectrallinien des Wasserstoffs“ [Poznámka ke spektrálním čarám vodíku]. Annalen der Physik und Chemie. 3. série (v němčině). 25 (5): 80–87. Bibcode:1885AnP ... 261 ... 80B. doi:10.1002 / andp.18852610506.
  48. ^ Vidět:
  49. ^ Vidět:
  50. ^ Planck, Max (1901). „Ueber das Gesetz der Energieverteilung im Normalspectrum“ [O zákonu distribuce energie v normálním spektru]. Annalen der Physik (v němčině). Wiley. 309 (3): 553–563. Bibcode:1901AnP ... 309..553P. doi:10,1002 / a 19013090310. ISSN  0003-3804.
  51. ^ Einstein, Albert (1905). „Z heuristického hlediska týkajícího se výroby a transformace světla“ (PDF). Annalen der Physik. 17: 132–148. doi:10,1002 / a 19053220607.
  52. ^ Lyman, T. (1906). "Předběžné měření krátkých vlnových délek objevených Schumannem". Astrophys. J. 19: 263. doi:10.1086/141111.
  53. ^ Paschen, F. (1908). „Zur Kenntnis ultraroter Linienspektra. I. (Normalwellenlängen bis 27000 Å.-E.)“. Annalen der Physik (v němčině). Wiley. 332 (13): 537–570. Bibcode:1908AnP ... 332..537P. doi:10,1002 / a 1903321303. ISSN  0003-3804.
  54. ^ Ritz, W. (1908). „Über ein neues Gesetz für Serienspektren“. Phys. Z. 9: 521.
  55. ^ Bohr, N. (1913). „Abhandlungen ueber Atombau“. Phil. Mag. 26 (153): 476–502. Bibcode:1913PMag ... 26..476B. doi:10.1080/14786441308634993.
  56. ^ Edlén, B. (1964). „Atomic Spectra“. Handbuch der Physik. 27: 80–220.
  57. ^ A b C d "Infračervená a Ramanova spektroskopie". Fyzika minerálů. Citováno 2018-04-05.
  58. ^ Pauli, W. (1925). „Über den Zusammenhang des Abschlusses der Elektronengruppen im Atom mit der Komplexstruktur der Spektren“. Zeitschrift für Physik. 31 (1): 765–783. Bibcode:1925ZPhy ... 31..765P. doi:10.1007 / BF02980631. S2CID  122941900.
  59. ^ Heisenberg, W. (1925). „Über quantentheoretische Umdeutung kinematischer und mechanischer Beziehungen“. Zeitschrift für Physik. 33 (1): 879–893. Bibcode:1925ZPhy ... 33..879H. doi:10.1007 / BF01328377. S2CID  186238950.
  60. ^ Schrödinger, E. (1926). „Undulatory Theory of the Mechanics of Atoms and Molecules“. Phys. Rev. 28 (6): 1049–1070. Bibcode:1926PhRv ... 28.1049S. doi:10.1103 / PhysRev.28.1049.
  61. ^ Dirac, P.A.M. (1928). „Kvantová teorie elektronu“. Proc. Roy. Soc. Lond. A. 117 (778): 610–624. Bibcode:1928RSPSA.117..610D. doi:10.1098 / rspa.1928.0023.
  62. ^ Millikan, R.A .; Sawyer, R.A. (1919). „Tři čtvrtiny oktávy dále v ultrafialové“. Věda. 50 (1284): 138–139. Bibcode:1919Sci .... 50..138M. doi:10.1126 / science.50.1284.138. PMID  17759610.
  63. ^ Millikan, R.A .; Sawyer, R.A. (1918). "Extrémní ultrafialové spektrum horkých jisker ve vysokém vakuu". Phys. Rev. 12 (2): 168. Bibcode:1918PhRv ... 12..167.. doi:10.1103 / PhysRev.12.167.
  64. ^ Millikan, R.A .; Bowen, I.S. (1924). „Extrémní ultrafialové spektrum“ (PDF). Phys. Rev. 23 (1): 1–34. Bibcode:1924PhRv ... 23 .... 1M. doi:10.1103 / PhysRev.23.1.
  65. ^ Osgood, T.H. (1927). "Rentgenové spektrum dlouhé vlnové délky". Phys. Rev. 30 (5): 567–573. Bibcode:1927PhRv ... 30..567O. doi:10.1103 / PhysRev.30.567.
  66. ^ Hoag, J. B. (1927). „Vlnové délky uhlíku, kyslíku a dusíku v extrémním ultrafialovém záření s konkávní mřížkou při výskytu pastvy“. Astrophys. J. 66: 225–232. Bibcode:1927ApJ .... 66..225H. doi:10.1086/143083.
  67. ^ Dauvillier, A. (1927). „La spectrographie des rayons X de grande longueur d'onde. Séries N et O, et jonction avec l'ultraviolet extrême“. J. Phys. Rádium. 8 (1): 1–12. doi:10.1051 / jphysrad: 01927008010100. S2CID  96354833.
  68. ^ Ericson, A .; Edlén, B. (1930). „Serienspektren der leichtesten Elemente im extremen Ultraviolett“. Z. Phys. 59 (9–10): 656–679. Bibcode:1930ZPhy ... 59..656E. doi:10.1007 / BF01344809. S2CID  120885573.
  69. ^ Grotrian, W. (1928). Born, M .; Franck, J. (eds.). Graphische Darstellung der Spektren von Atomen und Ionen mit ein, zwei und drei Valenzelektronen. Berlín: Springer-Verlag.
  70. ^ Russel, H.N .; Saunders, FA (1925). „Nové zákonitosti ve spektru alkalických zemí“. Astrophys. J. 61: 38. Bibcode:1925ApJ ... 61 ... 38R. doi:10.1086/142872.
  71. ^ Condon, E.U .; Shortley, G.H. (1935). Teorie atomového spektra. Cambridge: Cambridge University Press.
  72. ^ Edlén, B. (1942). „Die Deutung der Emissionslinien im Spectrum der Sonnenkorona“. Z. Astrophys. 20: 30.
  73. ^ Martinson, I .; Jupén, C. (2003). "Studie atomové struktury pomocí fúzních plazmat". Phys. Scr. 68 (6): 123–132. Bibcode:2003PhyS ... 68C.123M. doi:10.1238 / physica.regular.068ac0123.
  74. ^ Key, M.H .; Hutcheon, R.J. (1980). Spektroskopie plazmatu vyrobeného laserem. Pokroky v atomové a molekulární fyzice. 16. 201–280. doi:10.1007/978-94-017-0445-8_35. ISBN  978-94-017-0447-2.
  75. ^ Träbert, E. (2008). „Paprsková foliová spektroskopie - Quo vadis“. Phys. Scr. 78 (3): 038103. Bibcode:2008PhyS ... 78c8103T. doi:10.1088/0031-8949/78/03/038103.
  76. ^ Judd, B.R. (1988). Gschneidner, Jr, K.A .; Eyring, L. (eds.). Atomová teorie a optická spektroskopie. Příručka o fyzice a chemii vzácných zemin. 11. 81–195. doi:10.1016 / S0168-1273 (88) 11006-4. ISBN  9780444870803.
  77. ^ Doschek, G.A .; Feldman, U. (2010). „Sluneční UV-rentgenové spektrum od 1,5 do 2000 Å“. J. Phys. B. 43 (23): 232001. doi:10.1088/0953-4075/43/23/232001. S2CID  122976941.
  78. ^ Fawcett, B.C. (1981). "Klasifikace spektra vysoce ionizovaných atomů během posledních sedmi let". Physica Scripta. 24 (4): 663–680. Bibcode:1981PhyS ... 24..663F. doi:10.1088/0031-8949/24/4/004.
  79. ^ Martinson, I. (1989). „I. Martinson, The spectroscopy of vysoce ionized atom, 52, 157 (1989)“. Rep. Prog. Phys. 52 (2): 157–225. doi:10.1088/0034-4885/52/2/002.
  80. ^ „Elektronová iontová past (EBIT)“. 2009-10-06.
  81. ^ Beiersdorfer, P. (2009). „Spektroskopie se zachycenými vysoce nabitými ionty“ (PDF). Phys. Scr. 134: 014010. Bibcode:2009PhST..134a4010B. doi:10.1088 / 0031-8949 / 2009 / T134 / 014010. OSTI  973319.
  82. ^ Gillaspy, J.D. (2014). „Přesná spektroskopie zachycených vysoce nabitých těžkých prvků: posouvá hranice teorie a experimentu“. Phys. Scr. 89 (11): 114004. Bibcode:2014PhyS ... 89k4004G. doi:10.1088/0031-8949/89/11/114004. S2CID  16028219.
  83. ^ A b C d E „Prosinec 1958: Vynález laseru“. Citováno 2018-04-29.
  84. ^ „Laboratoř spektroskopie MIT - historie“. web.mit.edu. Citováno 2018-03-23.
  85. ^ Šumař, Marc N .; Begashaw, Izrael; Mickens, Matthew A .; Collingwood, Michael S .; Assefa, Zerihun; Bililign, Solomon (2009-12-22). „Laserová spektroskopie pro snímání atmosféry a prostředí“. Senzory (Basilej, Švýcarsko). 9 (12): 10447–10512. doi:10,3390 / s91210447. PMC  3267232. PMID  22303184.

externí odkazy