История спектроскопии - History of spectroscopy

Свет разделен на спектр преломлением через стеклянную призму. Углы рассеивания цвета увеличены для наглядности.

В история спектроскопия началось в 17 веке. Новые дизайны в оптика, конкретно призмы, дало возможность систематического наблюдения за солнечный спектр. Исаак Ньютон впервые применил слово спектр описать радуга из цвета которые вместе образуют белый свет. В начале 1800-х годов Йозеф фон Фраунгофер провели эксперименты с дисперсными спектрометры это позволило спектроскопии стать более точным и количественным научным методом. С тех пор спектроскопия играла и продолжает играть значительную роль в химия, физика и астрономия. Фраунгофер наблюдал и измерял темные линии в спектре Солнца,[1] которые теперь носят его имя, хотя некоторые из них ранее наблюдались Волластон.[2]

Истоки и экспериментальное развитие

Римлянам уже была известна способность призмы генерировать радугу цветов.[3][4] Ньютон традиционно считается основоположником спектроскопии, но он не был первым ученым, который изучал и писал о солнечном спектре. Работы Афанасий Кирхер (1646), Ян Марек Марси (1648), Роберт Бойл (1664), и Франческо Мария Гримальди (1665), предшествующие экспериментам Ньютона по оптике (1666–1672).[5] Ньютон опубликовал свои эксперименты и теоретические объяснения рассеивание света в его Opticks. Его эксперименты продемонстрировали, что белый свет можно разделить на компоненты цвета с помощью призмы и что эти компоненты могут быть рекомбинированы для создания белого света. Он продемонстрировал, что призма не придает и не создает цвета, а скорее разделяет составные части белого света.[6] Ньютона корпускулярная теория света постепенно сменился теория волн. Только в 19 веке количественное измерение рассеянного света было признано и стандартизировано. Как и во многих последующих спектроскопических экспериментах, источники белого света Ньютона включали пламя и звезды, в том числе солнце. Последующие исследования природы света включают исследования Гук,[7] Гюйгенс,[8] Молодой.[9][10] Последующие эксперименты с призмами дали первые указания на то, что спектры однозначно связаны с химическими составляющими. Ученые наблюдали выделение отчетливых цветных узоров, когда соли были добавлены к алкоголь пламя.[11][12]

Начало 19 века (1800–1829)

В 1802 г. Уильям Хайд Волластон построил спектрометр, улучшенный по модели Ньютона, который включал линзу для фокусировки солнечного спектра на экране.[13] После использования Волластон понял, что цвета не были распределены равномерно, а вместо этого имели отсутствующие участки цвета, которые выглядели как темные полосы в спектре солнца.[14] В то время Волластон считал эти линии естественными границами между цветами,[15] но эта гипотеза была позже опровергнута в 1815 году работой Фраунгофера.[16]

Солнечный спектр с линиями фраунгофера, как он выглядит визуально.

Йозеф фон Фраунгофер сделал значительный экспериментальный рывок вперед, заменив призму на дифракционная решетка как источник длины волны разброс. Фраунгофер построил на теории легкие помехи разработан Томас Янг, Франсуа Араго и Огюстен-Жан Френель. Он провел свои собственные эксперименты, чтобы продемонстрировать эффект прохождения света через одну прямоугольную щель, две щели и т. Д., В конечном итоге разработав средство для близкого расстояния между тысячами щелей, чтобы сформировать дифракционную решетку. Интерференция, достигаемая дифракционной решеткой, улучшает спектральное разрешение над призмой и позволяет количественно измерить дисперсию длин волн. Установление Фраунгофера количественной шкалы длин волн проложило путь к согласованию спектров, наблюдаемых в нескольких лабораториях, от множества источников (пламя и солнце) и с помощью различных инструментов. Фраунгофер провел и опубликовал систематические наблюдения солнечного спектра, и темные полосы, которые он наблюдал, и определил длины волн, все еще известны как Линии фраунгофера.[17]

В начале 1800-х годов ряд ученых продвинули вперед методы и понимание спектроскопии.[14][18] В 1820-х годах оба Джон Гершель и Уильям Х. Ф. Талбот проводил систематические наблюдения солей с использованием спектроскопия пламени.[19][20][21]

Середина 19 века (1830–1869)

В 1835 г. Чарльз Уитстон сообщили, что разные металлы можно легко отличить по разным ярким линиям в спектрах излучения их искры, тем самым вводя альтернативный механизм пламенной спектроскопии.[22][23] В 1849 г. Ж. Б. Л. Фуко экспериментально продемонстрировал, что поглощение и выброс Линии, появляющиеся на одной длине волны, обе связаны с одним и тем же материалом, а разница между ними связана с температурой источника света.[24][25] В 1853 г. Шведский физик Андерс Йонас Ангстрём представил наблюдения и теории о спектрах газа в своей работе Optiska Undersökningar (Оптические исследования) Шведская королевская академия наук.[26] Ангстрем постулировал, что раскаленный газ испускает световые лучи той же длины волны, что и те, которые он может поглотить. Ангстрем не знал об экспериментальных результатах Фукальта. В то же время Джордж Стоукс и Уильям Томсон (Кельвин) обсуждали подобные постулаты.[24] Ангстрем также измерил спектр излучения водорода, позже названный Линии Бальмера.[27][28] В 1854 и 1855 гг. Дэвид Альтер опубликованные наблюдения за спектрами металлов и газов, в том числе независимое наблюдение Линии Бальмера водорода.[29][30]

Спектроскоп Кирхгофа и Бунзена

Систематическое отнесение спектров к химические элементы началась в 1860-х годах работами немецких физиков Роберт Бунзен и Густав Кирхгоф,[31] кто нашел это Линии фраунгофера соответствуют спектральным линиям излучения, наблюдаемым в лабораторных источниках света. Это заложило основу для спектрохимического анализа в лабораторных и астрофизических науках. Бунзен и Кирхгоф применили оптические методы Фраунгофера, Бунзена. улучшенный источник пламени и очень систематическая экспериментальная процедура для детального изучения спектров химических соединений. Они установили связь между химическими элементами и их уникальными спектральными узорами. В процессе они разработали метод аналитической спектроскопии. В 1860 году они опубликовали результаты исследования спектров восьми элементов и определили присутствие этих элементов в нескольких природных соединениях.[32][33] Они продемонстрировали, что спектроскопию можно использовать для химического анализа следов, а некоторые из обнаруженных ими химических элементов были ранее неизвестны. Кирхгоф и Бунзен также окончательно установили связь между линиями поглощения и излучения, включая отнесение линий поглощения солнечной энергии к определенным элементам на основе их соответствующих спектров.[34] Кирхгоф продолжал вносить вклад в фундаментальные исследования природы спектрального поглощения и излучения, включая то, что сейчас известно как Закон Кирхгофа теплового излучения. Применение Кирхгофа этого закона к спектроскопии отражено в три закона спектроскопии:

  1. Раскаленное твердое тело, жидкость или газ под высоким давлением испускает непрерывный спектр.
  2. Горячий газ под низким давлением излучает спектр «ярких линий» или линий излучения.
  3. Источник непрерывного спектра, видимый сквозь холодный газ с низкой плотностью, дает спектр в виде линий поглощения.

В 1860-х годах муж и жена Уильям и Маргарет Хаггинс использовал спектроскопию, чтобы определить, что звезды состоят из тех же элементов, что и на Земле. Они также использовали нерелятивистский Доплеровский сдвиг (красное смещение ) уравнение о спектре звезды Сириус в 1868 г. для определения его осевой скорости.[35][36] Они первыми получили спектр планетарной туманности, когда Туманность Кошачий Глаз (NGC 6543) был проанализирован.[37][38] Используя спектральные методы, они смогли различить туманности из галактики.

Августовское пиво наблюдала связь между поглощением света и концентрацией[39] и создал компаратор цветов, который позже был заменен более точным устройством, названным спектрофотометр.[40]

Конец 19 века (1870–1899).

В 19 веке новые достижения, такие как открытие фотографии, Роуленда[41] изобретение подбарабанья дифракционная решетка, и Шумана[42] работает над открытием вакуумный ультрафиолет (флюорит для призм и линз, с низким содержанием желатина фотопластинки и поглощение УФ в воздухе ниже 185 нм ) очень быстро продвинулись к более коротким длинам волн. В то же время Дьюар[43] наблюдаемые серии в щелочных спектрах, Хартли[44] найдены постоянные различия волновых чисел, Балмер[45] обнаружил связь между длинами волн видимого водород спектр, и наконец Ридберг[46] вывел формулу для волновые числа спектральных серий.

Иоганн Балмер обнаружил в 1885 году, что четыре видимые линии водорода были частью серии это могло быть выражено в виде целых чисел.[47] Через несколько лет после этого Формула Ридберга, в котором описаны дополнительные серии строк.[48]

Между тем, существенный обзор прошлых экспериментов, выполненных Максвелл (1873 г.), в результате уравнения электромагнитных волн.

В 1895 году немецкий физик Вильгельм Конрад Рентген обнаружены и широко изучены Рентгеновские лучи, которые позже использовались в Рентгеновская спектроскопия. Год спустя, в 1896 году, французский физик Антуан Анри Беккерель открыл радиоактивность, а голландский физик Питер Зееман наблюдаемые спектральные линии расщепляются магнитным полем.[49][14]

Начало 20 века (1900–1950)

Первое десятилетие ХХ века принесло с собой основы квантовая теория (Планк, Эйнштейн )[50][51] и интерпретация спектральных серий водорода Lyman[52] в ВУФ и по Пашен[53] в инфракрасный. Ритц[54] сформулировал принцип комбинирования.

В 1913 г. Бор[55] сформулировал свою квантово-механическую модель атома. Это стимулировало эмпирический анализ терминов.[56]:83 Бор опубликовал теорию водородоподобных атомов, которая могла объяснить наблюдаемые длины волн спектральных линий из-за перехода электронов из различных энергетических состояний. В 1937 г. Э. Лерер создал первый полностью автоматизированный спектрометр для более точного измерения спектральных линий.[57] С развитием более совершенных инструментов, таких как фотодетекторы, ученые смогли более точно измерять поглощение веществ при определенной длине волны.[40]

Развитие квантовой механики

Между 1920 и 1930 годами фундаментальные концепции квантовой механики были разработаны Паули,[58] Гейзенберг,[59] Шредингер,[60] и Дирак.[61] Понимание вращение и принцип исключения позволил понять, как электронные оболочки атомов заполняются с увеличением атомный номер.

Умножить ионизированные атомы

Эта ветвь спектроскопия занимается радиацией, связанной с атомы которые лишены нескольких электронов (многоионизированные атомы (MIA), многозарядные ионы, сильно заряженные ионы ). Это наблюдается в очень горячая плазма (лабораторный или астрофизический) или в ускоритель эксперименты (пучок-фольга, электронно-лучевая ионная ловушка (EBIT)). Наинизшие возбужденные электронные оболочки таких ионов распадаются на стабильные основные состояния с образованием фотонов в ВУФ, EUV и мягкий рентгеновский снимок спектральные области (так называемые резонансные переходы).

Структурные исследования

Дальнейший прогресс в изучении атомной структуры был тесно связан с продвижением к более коротким длина волны в EUV регионе. Милликен,[62] Сойер,[63] Bowen[64] использовал электрические разряды в вакууме для наблюдения некоторых спектральных линий излучения до 13 нм предписывались очищенным атомам. В 1927 году Осгуд[65] и Хоаг[66] сообщил о заболеваемость выпасом спектрографы с вогнутой решеткой и сфотографированные линии до 4,4 нм (Kα углерода). Довилье[67] использовали кристалл жирной кислоты с большим пространством кристаллической решетки, чтобы расширить спектр мягкого рентгеновского излучения до 12,1 нм, и зазор был закрыт. В тот же период Манн Зигбан сконструировал очень сложный спектрограф скользящего падения, который позволил Эриксону и Эдлен[68] качественное получение спектров вакуумной искры и надежная идентификация линий многократно ионизованных атомов до O VI с пятью обделенными электронами. Гротриан[69] разработал графическое представление энергетической структуры атомов. Рассел и Сондерс[70] предложил свои связь схема спин-орбитального взаимодействия и общепринятые обозначения для спектральные термины.

Точность

Теоретические квантово-механические расчеты становятся достаточно точными для описания энергетической структуры некоторых простых электронных конфигураций. Итоги теоретических разработок были обобщены Кондон и Шортли[71] в 1935 г.

Эдлен тщательно проанализированы спектры МИА для многих химических элементов и выявлены закономерности в энергетических структурах МИА для многих изоэлектронных последовательностей (ионы с одинаковым числом электронов, но с разными зарядами ядер). Наблюдались спектры достаточно высоких стадий ионизации (например, Cu XIX).

Самое яркое событие произошло в 1942 году, когда Эдлен[72] доказал идентификацию некоторых линий солнечной короны на основе его точного анализа спектров МИА. Это означало, что солнечная корона имеет температуру в миллион градусов и хорошо разбирается в физике Солнца и звезд.

После Вторая мировая война были начаты эксперименты на воздушных шарах и ракетах по наблюдению ВУФ излучения Солнца. (Видеть Рентгеновская астрономия ). Более интенсивные исследования продолжались с 1960 г. спектрометры по спутникам.

В тот же период лабораторная спектроскопия МИА становится актуальной как инструмент диагностики горячей плазмы термоядерных устройств (см. Термоядерная реакция ) который начался со строительства Стелларатор в 1951 году Спитцером и продолжил токамаки, z-пинчи и лазер производили плазму.[73][74] Прогресс в ионной ускорители спектроскопия стимулированного пучка-фольги как средство измерения времени жизни возбужденных состояний МИА.[75] Множество различных данных о сильно возбужденных уровнях энергии, автоионизация и состояния ионизации внутреннего остова.

Электронно-лучевая ионная ловушка

Одновременно теоретический и вычислительный подходы позволили получить данные, необходимые для идентификации новых спектров и интерпретации наблюдаемых интенсивностей линий.[76] Новые лабораторные и теоретические данные становятся очень полезными для спектральных наблюдений в космосе.[77] Это был настоящий переворот в работах по МВД в США, Англии, Франции, Италии, Израиле, Швеции, России и других странах.[78][79]

Новую страницу в спектроскопии МИА можно датировать 1986 годом с развитием EBIT (Левин и Маррс, LLNL ) за счет благоприятного сочетания современных высоких технологий, таких как криогеника, сверхвысокий вакуум, сверхпроводящие магниты, мощный электронные лучи и полупроводниковые детекторы. Очень быстро во многих странах были созданы источники EBIT (см. NIST резюме[80] для многих деталей, а также обзоров.)[81][82]

Широкая область спектроскопических исследований с EBIT позволяет достичь самых высоких степеней ионизации (U92+), измерение длины волны, сверхтонкая структура уровней энергии, квантовая электродинамика исследования, ионизация поперечные сечения (CS) измерения, CS возбуждения электронным ударом, рентгеновские поляризация, относительные интенсивности линий, диэлектронные рекомбинация CS, распад магнитного октуполя, времена жизни запрещенные переходы рекомбинация с перезарядкой и др.

Инфракрасная и рамановская спектроскопия

Многим ранним ученым, изучавшим ИК-спектры соединений, пришлось разработать и построить свои собственные инструменты, чтобы иметь возможность записывать свои измерения, что очень затрудняло получение точных измерений. В течение Вторая Мировая Война, правительство США заключило контракт с различными компаниями на разработку метода полимеризации бутадиен создавать резинка, но это можно было сделать только путем анализа изомеров углеводородов Са. Эти контрактные компании начали разработку оптических приборов и в конечном итоге создали первые инфракрасные спектрометры. С развитием этих коммерческих спектрометров инфракрасная спектроскопия стала более популярным методом определения «отпечатка пальца» любой молекулы.[40] Рамановская спектроскопия была впервые обнаружена в 1928 году сэром Чандрасекхара Венката Раман в жидких веществах, а также «Григорий Ландсберг и Леонид Мандельштам в кристаллах».[57] Рамановская спектроскопия основана на наблюдении эффекта Рамана, который определяется как «Интенсивность рассеянного света зависит от величины изменения поляризационного потенциала».[57] Спектр рамана записывает зависимость интенсивности света от частоты (волнового числа), и сдвиг волнового числа характерен для каждого отдельного соединения.[57]

Лазерная спектроскопия

Лазерная спектроскопия - это спектроскопический метод, в котором используются лазеры чтобы иметь возможность определять излучаемые частоты вещества.[83] Лазер был изобретен, потому что спектроскописты взяли на вооружение концепцию его предшественника, лазера. мазер, и применил его к видимому и инфракрасному диапазонам света.[83] Мазер был изобретен Чарльз Таунс и другие спектроскописты, чтобы стимулировать материю для определения радиационных частот, испускаемых конкретными атомами и молекулами.[83] Работая над мазером, Таунс понял, что возможно более точное обнаружение, поскольку частота излучаемого микроволнового излучения увеличивается.[83] Несколько лет спустя это привело к идее использовать видимый и, в конечном итоге, инфракрасный диапазоны света для спектроскопии, которая стала реальностью с помощью Артур Шавлов.[83] С тех пор лазеры значительно продвинули экспериментальную спектроскопию. Лазерный свет позволил проводить эксперименты с гораздо более высокой точностью, в частности, при изучении столкновительных эффектов света, а также был способен точно обнаруживать определенные длины волн и частоты света, что позволило изобрести такие устройства, как лазерные атомные часы. Лазеры также сделали спектроскопию, в которой использовались методы измерения времени, более точными за счет использования скорости или времени затухания фотонов на определенных длинах волн и частотах для сохранения времени.[84] Методы лазерной спектроскопии используются во многих различных приложениях. Одним из примеров является использование лазерной спектроскопии для обнаружения соединений в материалах. Один из конкретных методов называется лазерно-индуцированной флуоресцентной спектроскопией, и в нем используются спектроскопические методы, позволяющие определять, какие материалы находятся в твердом, жидком или газообразном состоянии. на месте. Это позволяет проводить непосредственное тестирование материалов вместо того, чтобы отвозить материал в лабораторию, чтобы выяснить, из чего состоит твердое тело, жидкость или газ.[85]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Фраунгофер, Дж. (1817 г.). "Bestimmung des Brechungs- und des Farbenzerstreuungs-Vermögens verschiedener Glasarten, in Bezug auf die Vervollkommnung achromatischer Fernröhre". Annalen der Physik. 56 (7): 264–313. Bibcode:1817АнП .... 56..264Ф. Дои:10.1002 / andp.18170560706.
  2. ^ Волластон, У. Х. (1802). «Метод исследования преломляющей и дисперсионной способностей с помощью призматического отражения». Филос. Пер. Р. Соц. 92: 365–380. Дои:10.1098 / рстл.1802.0014. S2CID  110328209.
  3. ^ Видеть:
    • Сенека, Луций Анней; Кларк, Джон, тр. (1910). "Книга I, § vii". Физическая наука во времена Нерона, будучи переводом Quaestiones Naturales Сенеки. Лондон, Англия: Macmillan and Co., Ltd., стр. 30–31.
    • Плиний Старший; Bostock, John, tr .; Райли, H.T., тр. (1898). "Книга 37, гл. 52. Ирис; две его разновидности". Естественная история Плиния. т. 6. Лондон, Англия: Джордж Белл и сыновья. С. 438–439.
  4. ^ Бренд, Джон С. Д. (1995). Линии света: источники дисперсионной спектроскопии, 1800 - 1930 гг.. Издательство Gordon and Breach. п. 57. ISBN  978-2884491624.
  5. ^ Бернс, Торберн (1987). «Аспекты развития колориметрического анализа и количественной молекулярной спектроскопии в ультрафиолетовой и видимой области». In Burgess, C .; Меленц, К. Д. (ред.). Достижения в стандартах и ​​методологии спектрофотометрии. Берлингтон: Elsevier Science. п. 1. ISBN  9780444599056.
  6. ^ «Эпоха классической спектроскопии». Получено 24 ноября 2012.
  7. ^ Гук, Роберт (1665). Микрография: или некоторые физиологические описания крохотных тел, сделанные с помощью луп, с наблюдениями и исследованиями по ним .... п. 47.
  8. ^ Гюйгенс, Христиан (1690). Traité de la lumière. Leyden (опубликовано в 1962 г.).
  9. ^ «II. Бейкерская лекция. К теории света и цвета». Философские труды Лондонского королевского общества. Королевское общество. 92: 12–48. 1802. Дои:10.1098 / рстл.1802.0004. ISSN  0261-0523.
  10. ^ Томас Янг (1855). «К теории света и цвета». У Джорджа Пикока (ред.). Разные произведения покойного Томаса Янга Том 1. Лондон. п. 140.
  11. ^ Бренд, стр. 58
  12. ^ Мелвилл, Томас (1756). «Наблюдения за светом и цветами». Очерки и наблюдения, физические и литературные. Прочтите перед обществом в Эдинбурге,…. 2: 12–90. ; см. стр. 33–36.
  13. ^ Волластон, Уильям Хайд (1802). «Метод исследования преломляющих и дисперсионных способностей с помощью призматического отражения». Философские труды Лондонского королевского общества. 92: 365–380. Дои:10.1098 / рстл.1802.0014. S2CID  110328209.
  14. ^ а б c «Хронология атомной спектроскопии». Получено 24 ноября 2012.
  15. ^ (Волластон, 1802), стр. 378.
  16. ^ OpenStax Astronomy, "Спектроскопия в астрономии". OpenStax CNX. 29 сен.2016 http://cnx.org/contents/1f92a120-370a-4547-b14e-a3df3ce6f083@3 открытый доступ
  17. ^ Бренд, стр. 37-42.
  18. ^ Джордж Гор (1878). Искусство научных открытий: или общие условия и методы исследований в области физики и химии. Longmans, Green, and Co. стр.179.
  19. ^ Бренд, стр. 59
  20. ^ Гершель, J.F.W. (1823 г.). «О поглощении света цветными средами и о цветах призматического спектра, проявляемого определенными пламенами; с учетом готового режима определения абсолютной дисперсионной способности любой среды прямым экспериментом». Сделки Королевского общества Эдинбурга. 9 (2): 445–460. Дои:10,1017 / с008045680003101x.
  21. ^ Талбот, Х.Ф. (1826). «Некоторые эксперименты с цветным пламенем». Эдинбургский научный журнал. 5: 77–81.
  22. ^ Брайан Бауэрс (2001). Сэр Чарльз Уитстон FRS: 1802-1875 (2-е изд.). ИЭПП. С. 207–208. ISBN  978-0-85296-103-2.
  23. ^ Уитстон (1836 г.). «О призматическом разложении электрического света». Отчет о пятом заседании Британской ассоциации содействия развитию науки; Состоялось в Дублине в 1835 году. Уведомления и выдержки из сообщений Британской ассоциации содействия развитию науки на Дублинской встрече, август 1835 года.. Лондон, Англия: Джон Мюррей. С. 11–12.
  24. ^ а б Бренд, стр. 60-62
  25. ^ Видеть:
    • Фуко, Л. (1849). "Lumière électrique" [Электрический свет]. Société Philomatique de Paris. Extraits des Procès-Verbaux de Séances. (на французском языке): 16–20.
    • Фуко, Л. (7 февраля 1849 г.). "Lumière électrique" [Электрический свет]. L'Institut, Journal Universel des Sciences… (На французском). 17 (788): 44–46.
  26. ^ Видеть:
    • Ангстрем, А.Дж. (1852 г.). "Optiska undersökningar" [Оптические исследования]. Kongliga Vetenskaps-Akademiens Handlingar [Труды Королевской академии наук] (на шведском языке). 40: 333–360. Примечание: Хотя Ангстрем представил свой доклад в Шведскую королевскую академию наук 16 февраля 1853 г., он был опубликован в сборнике трудов Академии 1852 г.
    • Ангстрем, А.Дж. (1855а). "Optische Untersuchungen" [Оптические исследования]. Annalen der Physik und Chemie (на немецком). 94: 141–165.
    • Ангстрем, А.Дж. (1855b). «Оптические исследования». Философский журнал. 4-я серия. 9: 327–342. Дои:10.1080/14786445508641880.
  27. ^ Вагнер, Х. Дж. (2005). «Ранняя спектроскопия и бальмеровские линии водорода». Журнал химического образования. 82 (3): 380. Bibcode:2005JChEd..82..380W. Дои:10.1021 / ed082p380.1.
  28. ^ (Ангстрем, 1852), стр. 352; (Ангстрем, 1855b), стр. 337.
  29. ^ Реткофски, Х. Л. (2003). "Первооткрыватель спектрального анализа?". Журнал химического образования. 80 (9): 1003. Bibcode:2003JChEd..80.1003R. Дои:10.1021 / ed080p1003.1.
  30. ^ Видеть:
  31. ^ Bunsen, R .; Кирхгоф, Г. (1861). "Untersuchungen über das Sonnenspektrum und die Spektren der Chemischen Elemente". Abhandl. KGL. Акад. Wiss. Берлин.
  32. ^ Видеть:
  33. ^ Кирхгоф, G .; Бунзен, Р. (1901). «Химический анализ по спектральным наблюдениям». В Брейсе, Д. Б. (ред.). Законы излучения и поглощения: мемуары Прево, Стюарта, Кирхгофа, Кирхгофа и Бунзена. Нью-Йорк: Американская книжная компания. С. 99–125.
  34. ^ Бренд, стр. 63-64.
  35. ^ Хаггинс, В. (1868). «Дальнейшие наблюдения за спектрами некоторых звезд и туманностей с попыткой определить по ним, движутся ли эти тела к Земле или от Земли, а также наблюдения за спектрами Солнца и Кометы II».. Философские труды Лондонского королевского общества. 158: 529–564. Bibcode:1868РСПТ..158..529Х. Дои:10.1098 / рстл.1868.0022. См. Стр. 548–550.
  36. ^ Сингх, Саймон (2005). Большой взрыв. Харпер Коллинз. С. 238–246. ISBN  9780007162215.
  37. ^ Хаггинс, Уильям; Миллер, W.A. (1864). «О спектрах некоторых туманностей». Философские труды Лондонского королевского общества. 154: 437–444. Bibcode:1864РСПТ..154..437Х. Дои:10.1098 / рстл.1864.0013. См. Стр. 438, «№ 4373».
  38. ^ Квок, Солнце (2000). «Глава 1: История и обзор». Происхождение и эволюция планетарных туманностей. Издательство Кембриджского университета. С. 1–7. ISBN  978-0-521-62313-1.
  39. ^ Пиво (1852 г.). "Bestimmung der Absorption des rothen Lichts in farbigen Flüssigkeiten" [Определение поглощения красного света цветными жидкостями]. Annalen der Physik und Chemie (на немецком). 86 (5): 78–88. Bibcode:1852AnP ... 162 ... 78B. Дои:10.1002 / andp.18521620505.
  40. ^ а б c Томас, Николас С. (1991-08-01). «Ранняя история спектроскопии». Журнал химического образования. 68 (8): 631. Bibcode:1991JChEd..68..631T. Дои:10.1021 / ed068p631. ISSN  0021-9584.
  41. ^ Роуленд, Х.А. (1882 г.). «LXI. Предварительное уведомление о результатах, достигнутых в производстве и теории решеток для оптических целей». Лондонский, Эдинбургский и Дублинский философский журнал и научный журнал. 13 (84): 469–474. Дои:10.1080/14786448208627217.
  42. ^ Статьи Шумана перечислены у Т. Лаймана, Спектроскопия крайнего ультрафиолета (Longmans, Green and Company, Лондон, 1928), 2-е изд.
  43. ^ Liveing, G.D .; Дьюар, Дж. (1879). «В. О спектрах натрия и калия». Proc. Рой. Soc. Лондон. 29 (196–199): 398–402. Дои:10.1098 / rspl.1879.0067.
  44. ^ Хартли, W.N. (1883). «О гомологических спектрах». J. Chem. Soc. Транс. 43: 390–400. Дои:10.1039 / CT8834300390.
  45. ^ Балмер, Дж. Дж. (1885). "Notiz über die Spectrallinien des Wasserstoffs". Annalen der Physik (на немецком). Вайли. 261 (5): 80–87. Bibcode:1885АнП ... 261 ... 80Б. Дои:10.1002 / andp.18852610506. ISSN  0003-3804.
  46. ^ Ридберг, Дж. Р. (1890). "Исследования по конституции призраков химического оружия". KGL. Свенска Ветенск.-Акад. Handl., Stockh. 23 (11).
  47. ^ Балмер, Дж. Дж. (1885). "Notiz über die Spectrallinien des Wasserstoffs" [Обратите внимание на спектральные линии водорода]. Annalen der Physik und Chemie. 3-я серия (на немецком языке). 25 (5): 80–87. Bibcode:1885АнП ... 261 ... 80Б. Дои:10.1002 / andp.18852610506.
  48. ^ Видеть:
  49. ^ Видеть:
  50. ^ Планк, Макс (1901). "Ueber das Gesetz der Energieverteilung im Normalspectrum" [О законе распределения энергии в нормальном спектре]. Annalen der Physik (на немецком). Вайли. 309 (3): 553–563. Bibcode:1901АнП ... 309..553П. Дои:10.1002 / andp.19013090310. ISSN  0003-3804.
  51. ^ Эйнштейн, Альберт (1905). «Об эвристической точке зрения на производство и преобразование света» (PDF). Annalen der Physik. 17: 132–148. Дои:10.1002 / andp.19053220607.
  52. ^ Лайман, Т. (1906). «Предварительное измерение коротких длин волн, обнаруженных Шуманом». Astrophys. J. 19: 263. Дои:10.1086/141111.
  53. ^ Пашен, Ф. (1908). "Zur Kenntnis ultraroter Linienspektra. I. (Normalwellenlängen до 27000 Å.-E.)". Annalen der Physik (на немецком). Вайли. 332 (13): 537–570. Bibcode:1908АнП ... 332..537П. Дои:10.1002 / иp.19083321303. ISSN  0003-3804.
  54. ^ Ритц, В. (1908). "Über ein neues Gesetz für Serienspektren". Phys. Z. 9: 521.
  55. ^ Бор, Н. (1913). "Abhandlungen ueber Atombau". Фил. Mag. 26 (153): 476–502. Bibcode:1913ПМаг ... 26..476Б. Дои:10.1080/14786441308634993.
  56. ^ Эдлен, Б. (1964). «Атомные спектры». Handbuch der Physik. 27: 80–220.
  57. ^ а б c d «Инфракрасная и рамановская спектроскопия». Минеральная физика. Получено 2018-04-05.
  58. ^ Паули, В. (1925). "Uber den Zusammenhang des Abschlusses der Elektronengruppen im Atom mit der Komplexstruktur der Spektren". Zeitschrift für Physik. 31 (1): 765–783. Bibcode:1925ZPhy ... 31..765P. Дои:10.1007 / BF02980631. S2CID  122941900.
  59. ^ Гейзенберг, В. (1925). "Über quantentheoretische Umdeutung kinematischer und Mechanischer Beziehungen". Zeitschrift für Physik. 33 (1): 879–893. Bibcode:1925ZPhy ... 33..879H. Дои:10.1007 / BF01328377. S2CID  186238950.
  60. ^ Шредингер, Э. (1926). «Волнообразная теория механики атомов и молекул». Phys. Rev. 28 (6): 1049–1070. Bibcode:1926ПхРв ... 28.1049С. Дои:10.1103 / PhysRev.28.1049.
  61. ^ Дирак, П.А. (1928). «Квантовая теория электрона». Proc. Рой. Soc. Лондон. А. 117 (778): 610–624. Bibcode:1928RSPSA.117..610D. Дои:10.1098 / RSPA.1928.0023.
  62. ^ Millikan, R.A .; Сойер, Р.А. (1919). «На три четверти октавы дальше в ультрафиолете». Наука. 50 (1284): 138–139. Bibcode:1919Науки .... 50..138М. Дои:10.1126 / science.50.1284.138. PMID  17759610.
  63. ^ Millikan, R.A .; Сойер, Р.А. (1918). «Экстремальные ультрафиолетовые спектры горячих искр в высоком вакууме». Phys. Rev. 12 (2): 168. Bibcode:1918ПхРв ... 12..167.. Дои:10.1103 / PhysRev.12.167.
  64. ^ Millikan, R.A .; Боуэн, И. (1924). «Экстремальные ультрафиолетовые спектры» (PDF). Phys. Rev. 23 (1): 1–34. Bibcode:1924ПхРв ... 23 .... 1М. Дои:10.1103 / PhysRev.23.1.
  65. ^ Осгуд, Т. (1927). «Рентгеновские спектры длинных волн». Phys. Rev. 30 (5): 567–573. Bibcode:1927ПхРв ... 30..567О. Дои:10.1103 / PhysRev.30.567.
  66. ^ Хоаг, Дж. Б. (1927). «Длины волн углерода, кислорода и азота в крайнем ультрафиолете с вогнутой решеткой при скользящем падении». Astrophys. J. 66: 225–232. Bibcode:1927ApJ .... 66..225H. Дои:10.1086/143083.
  67. ^ Довилье, А. (1927). "La Spectrographie des Rayons X de grande longueur d'onde. Séries N et O, et jonction avec l'ultraviolet extrême". J. Phys. Радий. 8 (1): 1–12. Дои:10.1051 / jphysrad: 01927008010100. S2CID  96354833.
  68. ^ Эриксон, А .; Эдлен, Б. (1930). "Serienspektren der leichtesten Elemente im extremen Ultraviolett". Z. Phys. 59 (9–10): 656–679. Bibcode:1930ZPhy ... 59..656E. Дои:10.1007 / BF01344809. S2CID  120885573.
  69. ^ Гротриан, В. (1928). Родился, М .; Франк, Дж. (Ред.). Graphische Darstellung der Spektren von Atomen und Ionen mit ein, zwei und drei Valenzelektronen. Берлин: Springer-Verlag.
  70. ^ Russel, H.N .; Сондерс, Ф.А. (1925). «Новые закономерности в спектрах щелочных земель». Astrophys. J. 61: 38. Bibcode:1925ApJ .... 61 ... 38R. Дои:10.1086/142872.
  71. ^ Condon, E.U .; Шортли, Г. (1935). Теория атомных спектров. Кембридж: Издательство Кембриджского университета.
  72. ^ Эдлен, Б. (1942). "Die Deutung der Emissionslinien im Spectrum der Sonnenkorona". Z. Astrophys. 20: 30.
  73. ^ Мартинсон, I .; Юпен, К. (2003). «Исследования атомной структуры с использованием термоядерной плазмы». Phys. Scr. 68 (6): 123–132. Bibcode:2003 ФИЗИКА ... 68C.123M. Дои:10.1238 / Physica.regular.068ac0123.
  74. ^ Ки, M.H .; Hutcheon, R.J. (1980). Спектроскопия лазерной плазмы. Успехи атомной и молекулярной физики. 16. С. 201–280. Дои:10.1007/978-94-017-0445-8_35. ISBN  978-94-017-0447-2.
  75. ^ Траберт, Э. (2008). «Пучко-фольговая спектроскопия - Quo vadis». Phys. Scr. 78 (3): 038103. Bibcode:2008 ФИЗИКА ... 78c8103T. Дои:10.1088/0031-8949/78/03/038103.
  76. ^ Джадд, Б. (1988). Gschneidner, Jr, K.A .; Эйринг, Л. (ред.). Атомная теория и оптическая спектроскопия. Справочник по физике и химии редких земель. 11. С. 81–195. Дои:10.1016 / S0168-1273 (88) 11006-4. ISBN  9780444870803.
  77. ^ Doschek, G.A .; Фельдман, У. (2010). «Солнечный УФ-рентгеновский спектр от 1,5 до 2000 Å». J. Phys. B. 43 (23): 232001. Дои:10.1088/0953-4075/43/23/232001. S2CID  122976941.
  78. ^ Фосетт, Британская Колумбия (1981). «Классификация спектров высокоионизированных атомов за последние семь лет». Physica Scripta. 24 (4): 663–680. Bibcode:1981 ФИЗЫ ... 24..663F. Дои:10.1088/0031-8949/24/4/004.
  79. ^ Мартинсон, И. (1989). "I. Мартинсон, Спектроскопия высокоионизированных атомов, 52, 157 (1989)". Rep. Prog. Phys. 52 (2): 157–225. Дои:10.1088/0034-4885/52/2/002.
  80. ^ «Электронно-лучевая ионная ловушка (EBIT)». 2009-10-06.
  81. ^ Байерсдорфер, П. (2009). «Спектроскопия с захваченными высокозарядными ионами» (PDF). Phys. Scr. 134: 014010. Bibcode:2009ФСТ..134а4010Б. Дои:10.1088 / 0031-8949 / 2009 / T134 / 014010. OSTI  973319.
  82. ^ Гилласпи, Дж. Д. (2014). «Прецизионная спектроскопия захваченных сильно заряженных тяжелых элементов: раздвигая границы теории и эксперимента». Phys. Scr. 89 (11): 114004. Bibcode:2014ФИЗЫ ... 89k4004G. Дои:10.1088/0031-8949/89/11/114004. S2CID  16028219.
  83. ^ а б c d е «Декабрь 1958 года: изобретение лазера». Получено 2018-04-29.
  84. ^ "Лаборатория спектроскопии Массачусетского технологического института - История". web.mit.edu. Получено 2018-03-23.
  85. ^ Fiddler, Marc N .; Бегашоу, Израиль; Миккенс, Мэтью А .; Коллингвуд, Майкл С .; Ассефа, Зерихун; Билилин, Соломон (22 декабря 2009 г.). «Лазерная спектроскопия для зондирования атмосферы и окружающей среды». Датчики (Базель, Швейцария). 9 (12): 10447–10512. Дои:10,3390 / с91210447. ЧВК  3267232. PMID  22303184.

внешняя ссылка