Anar al contingut

Història de l'espectroscòpia

De L'Enciclopèdia, la wikipedia en valencià
Archiu:Dispersion prism.jpg
La llum pot ser separada en un espectre per mig d'un prisma. L'espectre resultant pot ser llavors analisat
Archiu:Fraunhofer spectroscope. caps block 0
Joseph von Fraunhofer en una demostració del espectroscopi.
Archiu:Caps block 1 Edot362.jpg
Comparació de principis de el XX d'espectres elementals, solars i estelars

La història de l'espectroscòpia va començar en els experiments d'òptica d'Isaac Newton (1666-1672). Des de l'antiguetat, els filòsofs naturals havien especulat sobre la naturalea de la llum i la seua comprensió moderna va començar en l'experiment del prisma: «En 1672, en el primer artícul que va enviar a la Royal Society, Isaac Newton va descriure un experiment en el que va permetre que la llum del Sol passara a través d'un menut orifici i després a través d'un prisma, Newton va descobrir que la llum del Sol, que nos sembla blanca, en realitat està format per una mescla de tots els colors del arcoíris».[Fr. 1] Newton va aplicar la paraula «espectre» (spectrum) per a descriure el arcoíris de colorés que es combinen per a formar la llum blanca i que es revelen quan qualsevol fes incident de llum blanca, no necessàriament procedent del Sol, pansa a través d'un prisma. Newton va tindre que esforçar-se per a demostrar que els colors no eren introduïts pel prisma, sino que realment eren els constituents de la llum blanca.

En els sigles XVIII i XIX, el prisma usat per a descompondre la llum va ser millorat en rendijas i lents telescòpiques en lo que es va conseguir aixina una ferramenta més potent i precisa per a examinar la llum procedent de distintes fonts. «En 1802, William Hyde Wollaston va construir un espectrómetro millorat que incloïa una lent per a enfocar l'espectre del Sol sobre una pantalla. En usar-ho, Wollaston es va donar conte de que els colors no es distribuïen uniformemente, sino que faltaven pegats de colors, que apareixien com a bandes obscures en l'espectre».[Fr. 2] Joseph von Fraunhofer, astrònom i físic, va utilisar eixe espectroscopi dispersivo inicial per a descobrir en 1815 que l'espectre de la llum solar estava dividit per una série de llínees obscures —hui llínees de Fraunhofer—, les llongituts de les quals d'ona va calcular en extrem conte.[Fr. 3]

No obstant, la llum generada en laboratori per mig del calfament de gasos, metals i sals mostrava una série de llínees estretes, coloreadas i lluentes sobre un fondo obscur. La llongitut d'ona de cada una d'eixes bandes era característica de l'element que s'havia calfat i va ser quan va sorgir l'idea d'utilisar eixos espectres com a chafada digital dels elements. A partir d'eixe moment, es va desenrollar una verdadera indústria dedicada exclusivament a la realisació d'espectres de tots els elements i composts coneguts: l'espectroscòpia es va convertir en una tècnica científica més precisa i quantitativa que va eixercitar, i seguix eixercitant, un paper important en la química, la física i la astronomia.


També es va descobrir que, si es calfava un element lo suficientment (incandescent), produïa una llum blanca contínua, en un espectre complet de tots els colors, sense cap tipo de llínea o banda obscura. En poc temps es va alvançar en fer passar eixa llum d'espectre continu a través d'una fina película a una temperatura menor d'un element seleccionat. En 1860, el físic Gustav Kirchhoff i el químic Robert Bunsen, despuix d'un laboriós treball per a obtindre mostres pures dels elements coneguts, ya havien mostrat que les llínees obscures en l'espectre solar corresponien en les llínees lluentes en els espectres d'alguns gasos coneguts, sent llínees específiques que corresponien a elements químics únics presents en l'atmòsfera del Sol: cada element emetia i absorbia llum a certes freqüències fixes que ho caracterisaven.[1] Kirchhoff va deduir que les llínees obscures en l'espectre solar eren causades per la absorció d'elements químics en l'atmòsfera solar.[2] D'esta manera es va comprovar que els elements químics que es troben en el Sol i en les estreles també es trobaven en la Terra i va ser la prova de que la matèria dels objectes celests era la mateixa que la de la Terra. Este descobriment també va conduir a un nou método d'anàlisis indirecte, que permetia conéixer la constitució química de les estreles lluntanes i classificar-les.

Kirchhoff i Bunsen varen estudiar l'espectre del Sol en 1861, identificant els elements químics de la atmòsfera solar i descobrint dos nous elements en el transcurs de les seues investigacions, el cesi i el rubidi.[3] Norman Lockyer també va estudiar els espectres solars i estelars i en 1868 va detectar llínees radiants i obscures en els espectres solars. Treballant en el químic Edward Frankland per a investigar els espectres dels elements a vàries temperatures i pressions, no va poder associar una llínea groga de l'espectre solar en cap element conegut, afirmant que la llínea representava un nou element, que va cridar heli, en honor al grec Heli, la personificació del Sol.[4][5] En 1895 es va descobrir l'heli terrestre.

Orígens i desenroll experimental

[editar | editar còdic]

Els romans ya coneixien la capacitat d'un prisma per a generar un arc iris de colors.[Br. 1]

Ya en el XIV, l'erudit Thierry de Freiberg (1311) va descriure la Dispersió refractiva de la llum per mig d'una dioptrio gros (en este cas, urinalés) i va intentar explicar sobre esta base el fenomen del arc iris.[6] En l'èxit de Màgia Naturalis (1558) de della Porta, els dioptrios de vidre es varen convertir en curiositats que estaven disponibles en les fires. Aixina, en 1672, Newton va escriure a un dels seus corresponsals:

Per a mantindre la meua promesa més recent, els faré saber, sense més cerimònia, que a principis de 1666, vaig obtindre un prisma de vidre triangular per a experimentar el famós fenomen dels colors [...] Va ser agradable contemplar els colors lluents i intensos aixina produïts. Afin de tenir ma plus resen-te promesse, je vous ferai savoir, sans plus de cérémonie, qu'au commencement de 1666, je em procurai un prisme de verre triangulaire pour faire l'expérience du célèbre phénomène dones couleurs [...] Il em fut agréable de contempler els couleurs vius et intenses ainsi produites.

Newton és tradicionalment considerat com el fundador de l'espectroscòpia, encara que no va ser el primer científic que va estudiar i va informar sobre l'espectre solar i hi ha treballs d'Atanasio Kircher (1646), Johannes Marcus Marci (1648), Robert Boyle (1664), i Francesco Maria Grimaldi (1665). Newton sí va ser qui primer va estudiar este fenomen sistemàticament (1666-1672),[9] i en el seu tractat Opticks va publicar els seus resultats sobre la dispersió de la llum. Primer va senyalar cóm la llum blanca es podia descompondre en components monocromàtics en un prisma; després va demostrar que no era el prisma el que emetia o produïa els colors, sino que este dioptrio solament separava els constituents de la llum blanca;[10] a la seua volta estos components podien ser recombinados per a generar llum blanca.


Encara que la teoria corpuscular de la llum formulada per Descartes[11] i Newton va ser substituïda gradualment per la teoria ondulatorio de Huygens i Fresnel, no obstant, va ser necessari esperar a el XIX per a que la medició quantitativa de les llínees de llum es beneficiara d'un protocol universalment reconegut i adoptat. Com serà el cas durant molt temps dels seus continuadores, Newton va usar com a fonts de llum blanca a voltes la flama d'una bugia, a voltes la llum del Sol o de les estrelas. Els nous experiments realisats en prismes varen proporcionar les primeres pistes de que els espectres eren característics dels constituents químics: en cremar diferents sales en solucions en alcohol, els estudiosos varen constatar que la llum de la flama, una volta descomposta pel prisma, donava successions de colors diferents.[Br. 2] Estes observacions encara eren qualitatives i les llínees es descrivien en els noms dels colors, no en números.

Inicis de el XIX (1800-1829)

[editar | editar còdic]

A lo llarc de la década de 1800, un numerós grup d'estudiosos va impulsar les tècniques i la comprensió de l'espectroscòpia.[12][13]

En 1802, William Hyde Wollaston va construir un espectrómetro, millorant el model de Newton, que incloïa una lent per a enfocar l'espectre del Sol sobre una pantalla.[14] En usar-ho, Wollaston es va donar conte de que els colors no es distribuïen uniformemente, sino que faltaven pegats de colors, que apareixien com a bandes obscures en l'espectre solar.[12] En eixe moment, Wollaston creïa que estes llínees eren llímits naturals entre els colors,[15] pero esta hipòtesis es va descartar posteriorment en 1815 pel treball de Fraunhofer.[16]

Archiu:Fraunhofer lines.svg
Espectre solar en llínees de Fraunhofer en l'espectre visible.


L'òptic bávaro Joseph von Fraunhofer va donar un significatiu bot alvance experimental en reemplaçar el prisma per una reixeta de refracció com a instrument de dispersió de les llongituts d'ona. Fraunhofer va partir de les teories de la interferència de la llum desenrollades per Thomas Young, François Arago i Augustin Fresnel. Va fer els seus propis experiments per a estudiar l'efecte de la difracció en passar la llum a través d'un únic recalat rectangular, després per mig de dos recalats, i aixina successivament fins a desenrollar un diafragma perforat en mils de recalats equidistants pero molt espayades; aixina va formar la primera reixeta de difracció. Aixina, no solament les interferències produïdes per una ret de difracció milloraven molt la resolució espectral sobre el prisma, sino que també permetien medir les diferents llongituts d'ona de la llum resolta. L'escala absoluta de llongituts d'ona establida per Fraunhofer va obrir el camí per a la comparació dels espectres obtinguts pels principals laboratoris d'Europa, independentment de la font de llum (flames, Sol) i dels instruments. Fraunhofer va realisar i va publicar observacions sistemàtiques de l'espectre solar, i de les llínees obscures que va notar (1814) i les llongituts de les quals d'ona va calcular i que encara hui es coneixen com llínees de Fraunhofer.[Br. 3]

En la década de 1820, els astrònoms John Herschel i William Fox Talbot varen mamprendre l'observació espectroscópica sistemàtica de les diferents sals químiques conegudes per mig de l'anàlisis del color de les seues flames, la espectroscòpia de flama.[Br. 4]

Mediats de el XIX (1830-1869)

[editar | editar còdic]

En 1835, Charles Wheatstone va informar que podien reconéixer-se fàcilment les sals de diferents metals gràcies a les ralles clares de l'espectre d'emissió de les seues purnes generades eléctricamente, una tècnica alternativa al ensaig a la flama dels químics.[17][18] En 1849, Léon Foucault va demostrar experimentalment que les seqüències de les llínees d'absorció i d'emissió del mateix color (de la mateixa llongitut d'ona) provenien del mateix cos químic, sent les atres diferències degudes a la diferència de temperatura de la font de llum.[Br. 5]


En 1853, el físic suec Anders Jonas Ångström (que coneixia els resultats experimentals de Foucault) va presentar les seues observacions i la seua teoria sobre els espectres dels gasos a la Real Acadèmia de Ciències de Suècia en el seu treball: Optiska Undersökningar, postulant que els gasos duts a l'incandescència emetien rajos lluminosos de la mateixa llongitut d'ona que aquelles que podien absorbir: no coneixia, com es veu, els resultats dels experiments anteriors de Foucault. En la mateixa época, George Stokes i William Thomson (lord Kelvin) esbossaven hipòtesis similars.[Br. 5] Ångström també va medir l'espectre d'emissió visible de l'hidrogen, que posteriorment serà denominat com llínees de Balmer.[Br. 5][19]

En 1854 i 1855, David Alter va publicar les seues observacions sobre l'espectre de metals i de gasos, incloent una observació independent de les llínees de Balmer de l'hidrogen.[20]

Archiu:Kirchhoffs first spectroscope.jpg
Espectroscopi de Kirchhoff i Bunsen

En la década de 1860 es va abordar la compilació d'un catàlec sistemàtic dels espectres de les diferents espècies químiques, en l'investigació del físic alemà Gustav Kirchhoff i del químic Robert Bunsen. Bunsen i Kirchhoff varen aplicar les tècniques òptiques de Fraunhofer —mentres Bunsen per la seua banda millorava la calitat de la font de flama— i varen desenrollar un protocol experimental rigorós per a estudiar en detalle els espectres dels composts químics. Estos dos científics varen confirmar el víncul únic entre els elements químics i el seu espectre característic. En el procés, varen fonamentar la tècnica d'espectroscòpia analítica. En 1860, varen publicar les seues investigacions sobre els espectres de huit elements i varen reconéixer la presència d'estos mateixos elements en diferents productes químics,[21][22] demostrant que l'espectroscòpia podria usar-se per a detectar els components químics coneguts i reconéixer els elements químics encara desconeguts. Kirchhoff i Bunsen també varen establir definitivament el víncul entre les llínees d'absorció i les llínees d'emissió, lo que els va permetre atribuir la presència de certes llínees d'absorció de l'espectre solar a elements químics particulars.[Br. 6] Kirchhoff va realisar una investigació fonamental sobre la naturalea dels espectres d'absorció i d'emissió, lo que ho va dur a enunciar la que ara es diu la llei de Kirchhoff de la radiació tèrmica. L'aplicació d'esta llei a l'espectroscòpia realisada per Kirchhoff queda reflectida en les tres lleis de l'espectroscòpia:

  • un objecte calent (sòlit, líquit o gas) incandescent produïx un espectre continu;
  • un gas produïx un espectre de llínees de diferents llongituts d'ona (per lo tant, no contínues), depenent del nivell d'energia dels àtoms del gas (vore artícul espectre d'emissió);
  • un objecte calent rodejat d'un gas fret o be un gas fret solament produïx un espectre casi continu, i presenta estanys puntuals en certes llongituts d'ona ben separades, breches que corresponen als nivells d'energia dels àtoms que componen el gas.

Angelo Secchi, director de l'observatori del Collegio Romà, es va comprometre en el camí mamprés per Kirchhoff, registrant les estreles segons la seua espectre lluminós. Estava convençut de que les estreles es repartien segons una gradació llògica a gran escala. En l'ajuda d'un espectrógraf, Secchi va classificar les estreles en quatre categories:[8][23] tipos I, II, III i IV (classe espectral). Esta divisió espectral va adquirir gran importància quan es va saber que corresponia a la temperatura de la superfície de les estreles. Gràcies a l'anàlisis espectral, Secchi hi havia compilado el principal catàlec espectral de l'història de l'astronomia: el seu treball serà repres/représ trenta anys despuix per Edward Charles Pickering (en l'ajuda de Williamina Fleming, Antonia Maury i Annie Jump Cannon).

En la década de 1860, William Huggins i la seua dòna Margaret varen utilisar l'espectroscòpia per a provar que les estreles estaven compostes pels mateixos elements químics que es troben en la Terra. També varen utilisar l'equació no-relativista del efecte Doppler clàssic (corriment al roig) en l'espectre de l'estrela Siri en 1868 per a determinar la seua velocitat de rotació pròpia.[24][23] Varen ser els primers en descompondre l'espectre d'una nebulosa planetària, analisant la Nebulosa Ull de Gat (NGC 6543).[25] Utilisant les tècniques espectrals, varen ser capaces de distinguir les nebulosas de les galàxias.

August Beer va observar una relació entre l'absorció de llum i la concentració[26] i va crear el comparador de color que després va ser reemplaçat per un dispositiu més precís cridat espectrofotómetro.[27]

Finals de el XIX (1870-1899)

[editar | editar còdic]

Entretant, el resum substancial d'experiències anteriors efectuat per Maxwell (1873), va desembocar en els seus equacions de les ones electromagnètiques.


A finals de el XIX, nous desenrolls com el descobriment de la fotografia, l'invenció de Rowland[28] de la reixeta de difracció cóncava i els treballs de Schumann[29] sobre el descobriment del ultravioleta de buit (VUV) (fluorita per a prismes i lents, plaques fotogràfiques baixes en gelatina i absorció de UV en l'aire per baix de 185 nm) varen fer alvançar molt ràpit a llongituts d'ona més curtes. Al mateix temps, Dewar[30] va observar séries en espectres alcalinos i Hartley[31] va trobar diferències constants en l'número.

Johann Balmer va descobrir en 1885 que les quatre llínees en l'espectre visible de l'hidrogen formaven part d'una série que podia expressar-se en térmens d'número entero.[32] Açò va ser seguit uns anys més tart per Rydberg[33] que va derivar una fòrmula —fòrmula de Rydberg (novembre de 1888)—, que descrivia número de séries adicionals de llínees.[34]

En 1895, el físic alemà Wilhelm Conrad Röntgen va descobrir i va estudiar exhaustivament els rajos X, que després es varen utilisar en la espectroscòpia de rajos X. Un any més tart, en 1896, el físic francés Antoine Henri Becquerel va descobrir la radiactivitat, i el físic neerlandés Pieter Zeeman va observar llínees espectrals dividides per un camp magnètic.[35][12]

En 1897, el físic teòric Joseph Larmor va explicar la divisió de les llínees espectrals en un camp magnètic per la oscilació dels electrons[36][37] i va crear el primer model del sistema solar de l'àtom. També va postular el protón, cridant-ho «electró positiu». Va dir que la destrucció d'este tipo d'àtom que forma la matèria «és un fet d'una provabilitat infinitament menuda».[38]

Principis de el XX (1900-1950)

[editar | editar còdic]

La primera década de el XX va dur els fonaments de la teoria quàntica (Planck, Einstein)[39][40] i l'interpretació de les séries espectrals de l'hidrogen per Lyman[41] en VUV i per Paschen[42] en infrarrojo. Ritz[43] va formular el principi de combinació de Rydberg-Ritz.

John William Nicholson havia creat un model atòmic en 1912, un any abans que Niels Bohr, que era tant nuclear com a quàntic en el que mostrava que les oscilacions d'electrons en el seu àtom coincidien en les llínees espectrals solars i nebuloses.[44] Bohr havia estat treballant en el seu àtom durant eixe periodo, pero el model de Bohr tenia un sol estat fonamental i cap espectre fins que va incorporar el model de Nicholson i es va referir als artículs de Nicholson en el seu model de l'àtom.[44][45][46]

En 1913 Bohr[47] va formular el seu model mecànic quàntic de l'àtom. Açò va estimular l'anàlisis de térmens empírics.[48]<span title="Erro en la seqüencia d'órdens: no existix el mòdul «DecodeEncode».">: Plantilla:R/where  Bohr va publicar una teoria dels àtoms similars a l'hidrogen que podria explicar les llongituts d'ona observades de les llínees espectrals per la transició d'electrons des de diferents estats d'energia. En 1937, «E. Lehrer va crear el primer espectrómetro completament automatisat» per a ajudar a medir en major precisió les llínees espectrals.[49] En el desenroll d'instruments més alvançats, com els fotodetectores, els científics varen poder medir en major precisió l'absorció de llongituts d'ona específiques de les substàncies.[27]

Espectroscòpia de rajos X

[editar | editar còdic]

A partir del descobriment dels rajos X en 1895, es varen desenrollar ràpidament numeroses aplicacions, incloent la espectroscòpia de rajos X, en la que William Henry Bragg i el seu fill Lawrence varen iniciar les tècniques d'anàlisis de rets cristalines, que en una primera etapa a partir de 1910 varen permetre determinar l'estructura atòmica de diversos minerals, i que posteriorment varen ser una de les claus del descobriment en 1953 de la configuració en doble hèliç de la molècula de ADN per James Watson i Francis Crick a través de les senyes de difracció de rajos X proporcionats per Rosalind Franklin.


Referències

[editar | editar còdic]
  1. ↑ «Ueber die Fraunhofer'schen Linien».Annalen der Physik.185(1)
    148–150.doi:10.1002/andp.18601850115.
  2. ↑ «Ueber dones Verhältniss zwischen dem Emissionsvermögen und dem Absorptionsvermögen der Körper für Wärme und Licht».Annalen der Physik.185(2)
    275–301.doi:10.1002/andp.18601850205.
  3. ↑ «Gustav Robert Kirchhoff» (en en).
  4. ↑ (1921).«Sir Norman Lockyer, 1836 – 1920».The Astrophysical Journal.53
    233–248.doi:10.1086/142602.
  5. ↑ (2004).«Why Helium Ends in "-ium"».Journal of Chemical Education.81(7)
    944–945.doi:10.1021/ed081p944.
  6. ↑ A. C. Crombie (1959). Histoire de la science de Saint Augustin à Galilée, Paris: PUF., citat per Bernard Maitte (1981). «La lumière de l'Antiquité à la Renaissance», La lumière, Paris: Seuil, p. 35-36. ISBN 2-02-006034-5.
  7. ↑ (1981) La lumière, Paris, p. 117. ISBN 2-02-006034-5.
  8. ↑ 8,0 8,1 Jean-Pierre Verdet (1990). «L'astronomie éclatée», Unix histoire de l’astronomie, éditions du Seuil, p. 244. ISBN 2-02-011557-3.
  9. ↑ «Aspects of the development of colorimetric analysis and quantitative molecular spectroscopy in the ultraviolet-visible region», Advances in Standards and Methodology in Spectrophotometry, Burlington: Elsevier Science, p. 1. ISBN 9780444599056.
  10. ↑ «The Era of Classical Spectroscopy». Consultat el 24 de novembre de 2012.
  11. ↑ Cf. (1981) «Els conceptions de Descartes», La lumière, Paris, p. 69-96. ISBN 2-02-006034-5.
  12. ↑ 12,0 12,1 12,2 «A Timeline of Atomic Spectroscopy». Archivat des d'el original, el 9 d'agost de 2014. Consultat el 24 de novembre de 2012.
  13. ↑ George Gore. The Art of Scientific Discovery: Or, The General Conditions and Methods of Research in Physics and Chemistry, Longmans, Green, and Co, p. 179.
  14. ↑ “A method of examining refractive and dispersive powers, by prismatic reflection” . Philosophical Transactions of the Royal Society of London 92: 365–380.
  15. ↑ (Wollaston, 1802), p. 378.
  16. ↑ OpenStax Astronomy, "Spectroscopy in Astronomy". OpenStax CNX. Sep 29, 2016 http://cnx.org/contents/1f92a120-370a-4547-b14i-a3df3ce6f0833
  17. ↑ Brian Bowers. Sir Charles Wheatstone FRS: 1802-1875, 2nd edició, IET, pp. 207–208. ISBN 978-0-85296-103-2.
  18. ↑ «On the prismatic decomposition of electrical light», Report of the Fifth Meeting of the British Association for the Advancement of Science; Held at Dublin in 1835. Notices and Abstracts of Communications to the British Association for the Advancement of Science, at the Dublin Meeting, August 1835., London, England: John Murray, pp. 11–12.
  19. ↑ «Early Spectroscopy and the Balmer Lines of Hydrogen».Journal of Chemical Education.82(3)
    380.doi:10.1021/ed082p380.1.Consultat el 24 de novembre de 2012.
  20. ↑ «Spectrum Analysis Discoverer?».Journal of Chemical Education.80(9)
    1003.doi:10.1021/ed080p1003.1.Consultat el 24 de novembre de 2012.
  21. ↑ «Chemische Analyse durch Spectralbeobachtungen».Annalen der Physik.180(6)
    161–189.doi:10.1002/andp.18601860602.Consultat el 24 de novembre de 2012.
  22. ↑ (1901) «Chemical Analysis By Spectral Observations», The Laws of Radiation and Absorption: Memoirs by Prévost, Stewart, Kirchhoff, and Kirchhoff and Bunsen, New York: American Book Company, pp. 99–125.
  23. ↑ 23,0 23,1 Big Bang, Harper Collins, pp. 238–246. ISBN 9780007162215.
  24. ↑ Cf. Jean-Pierre Verdet (1990). «L'astronomie éclatée», Unix histoire de l’astronomie, éditions du Seuil, pp. 244-245 (de 384). ISBN 2-02-011557-3.
  25. ↑ «Chapter 1: History and overview», The Origin and Evolution of Planetary Nebulae, Cambridge University Press, pp. 1–7. ISBN 0-521-62313-8.
  26. ↑ “Bestimmung der Absorption dones rothen Lichts in farbigen Flüssigkeiten” [Determination of the absorption of ret light in colored liquids] (de) . Annalen der Physik und Chemie 86 (5): 78–88. doi:10.1002/andp.18521620505. Bibcode: 1852AnP...162...78B.
  27. ↑ 27,0 27,1 Thomas, Nicholas C.. “The early history of spectroscopy”. Journal of Chemical Education 68 (8): 631. doi:10.1021/ed068p631. ISSN 0021-9584. Bibcode: 1991JChEd..68..631T.
  28. ↑ “LXI. Preliminary notice of the results accomplished in the manufacture and theory of gratings for optical purposes” (1882). The London, Edinburgh, and Dublin Philosophical Magazine and Journal of Science 13 (84): 469–474. doi:10.1080/14786448208627217.
  29. ↑ Schumann's papers llaure listed in T. Lyman, The Spectroscopy of the Extreme Ultraviolet (Longmans, Green and Company, London, 1928), 2nd ed.
  30. ↑ “V. On the spectra of sodium and potassium” . Proc. Roy. Soc. Lond. 29 (196–199): 398–402. doi:10.1098/rspl.1879.0067.
  31. ↑ Hartley, W.N.. “On homologous spectra”. J. Chem. Soc. Trans. 43: 390–400. doi:10.1039/CT8834300390.
  32. ↑ “Notiz über die Spectrallinien dones Wasserstoffs” [Note on the spectral lines of hydrogen] (de) . Annalen der Physik und Chemie 25 (5): 80–87. doi:10.1002/andp.18852610506. Bibcode: 1885AnP...261...80B.
  33. ↑ Rydberg, J.R.. “Recherches sur la constitution dones spectres d'émission dones éléments chimiques”. KGL. Svenska Vetensk.-Akad. Handl., Stockh. 23 (11).
  34. ↑ Vore:
  35. ↑ Vore:
  36. ↑ Histories of the Electron: The Birth of Microphysics edited by Jed Z. Buchwald, Andrew Warwick
  37. ↑ Larmor, Joseph(1897).«On a Dynamical Theory of the Electric and Luminiferous Medium, Part 3, Relations with material mija».Philosophical Transactions of the Royal Society.190
    205–300.doi:10.1098/rsta.1897.0020.
  38. ↑ Larmor, Joseph(1897).«On a Dynamical Theory of the Electric and Luminiferous Medium, Part 3, Relations with material mija».Philosophical Transactions of the Royal Society.190
    205–300.doi:10.1098/rsta.1897.0020. Algunes cites d'un dels treballs voluminosos de Larmor són:
    • “while atoms of matter llaure in whole or in part aggregations of electrons in stable orbital motion. In particular, this scheme provides a consistent foundation for the electrodynamic laws, and agrees with the actual relations between radiation and moving matter.”
    • “A formula for optical dispersion was obtained in § 11 of the second part of this memoir, on the simple hypothesis that the electric polarization of the molecules vibrated as a whole in unison with the electric field of the radiation.”
    • “…that of the transmission of radiation across a medium permeated by molecules, each consisting of a system of electrons in steady orbital motion, and each capable of free oscillations about the steady state of motion with definite free periods analogous to those of the planetary inequalities of the Solar System;”
    • “‘A’ will be a positive electron in the medium, and ‘B’ will be the complementary negative one…We shall thus have created two permanent conjugate electrons A and B ; each of them ca be mogau about through the medium, but they will both persist until they llaure destroyed by an extraneous process the reverse of that by which they llaure formed.”
  39. ↑ Planck, Max (1901). “Ueber dones Gesetz der Energieverteilung im Normalspectrum” [On the distribution law of energy in the normal spectrum] (de). Annalen der Physik 309 (3): 553–563. Wiley. doi:10.1002/andp.19013090310. ISSN 0003-3804. Bibcode: 1901AnP...309..553P.
  40. ↑ Einstein, Albert (26 de juliol 1905). “On a Heuristic Viewpoint Concerning the Production and Transformation of Light”. Annalen der Physik 17: 132–148. doi:10.1002/andp.19053220607.
  41. ↑ Lyman, T.. “Preliminary Measurement of the Short Wave-Lengths Discovered by Schumann”. Astrophys. J. 19: 263. doi:10.1086/141111.
  42. ↑ Paschen, F. (1908). “Zur Kenntnis ultraroter Linienspektra. I. (Normalwellenlängen bis 27000 Å.-E.)” (de). Annalen der Physik 332 (13): 537–570. Wiley. doi:10.1002/andp.19083321303. ISSN 0003-3804. Bibcode: 1908AnP...332..537P.
  43. ↑ Ritz, W.. “Über ein neues Gesetz für Serienspektren”. Phys. Z. 9: 521.
  44. ↑ 44,0 44,1 John Heilbron, “The path to the quàntum atom,” 6 June 2013, Vol 498, NATURE, 29.
  45. ↑ The Atomic Theory of John William Nicholson, Russell McCormmach, Archive for History of Exact Sciences, Vol. 3, No. 2 (25.8.1966), pp. 160-184 (25 pages), Springer.
  46. ↑ J. W. Nicholson, Month. Not. Roy. Astr. Soc. lxxii. pp. 49,130, 677, 693, 729 (1912).
  47. ↑ Bohr, N.. “Abhandlungen ueber Atombau”. Phil. Mag. 26 (153): 476–502. doi:10.1080/14786441308634993. Bibcode: 1913PMag...26..476B.
  48. ↑ Edlén, B.. “Atomic Spectra”. Handbuch der Physik 27: 80–220.
  49. ↑ «Infrared and Raman spectroscopy» (en en-us).


Erro en la cita: Existixen etiquetes <ref> per a un grup nomenat "Fr.", pero no es trobà una etiqueta <references group="Fr."/>
Erro en la cita: Existixen etiquetes <ref> per a un grup nomenat "Br.", pero no es trobà una etiqueta <references group="Br."/>

Obtingut de «https://www.lenciclopedia.org/w/index.php?title=Història_de_l%27espectroscòpia&oldid=720816»