Razvoj spektralne analize
Tamne linije sunčevog spektra
Joseph von Fraunhofer 1814. modificira Newtonov pokus iz 1666.,
zamjenom okrugle rupice uskom pukotinom, te zastora teleskopom.
Ovako modificiran pokus otkrio je nepravilnu isprekidanost sunčevog
spektra s više stotina crnih linija. Dobra definiranost valne duljine
"Fraunhoferovih linija" odmah je iskorištena kao standard za usporedbu
disperzijskih svojstava različitih optičkih stakala. Fraunhoferov
doprinos razvoju spektrometrije time nije završio. Namotavanjem
tanke srebrne žice oko dva fina paralelna navoja, konstruirao je
prvu optičku rešetku. Optička rešetka, dobivena urezivanjem paralelnih
pukotina na staklenoj poloči dijamantnom ošticom, znatno je popravila
razlučivanje sunčevog spektara i omogućila preciznije određivanje
valnih duljina Fraunhoferovih linija.
Apsorpcijski i emisijski spektri
Još 1762. godine A. S. Marggraf je uočio da natrijeve soli boje
plamen žuto, a kalijeve soli crveno. 1825. W. S. Talbot povezuje
pojavu linija u spektrima plamena s prisutnošću određenog elementa.
Proučavajući spektar kućne lampe J. Fraunhofer je uočio da se vrlo
intenzivna žuta linija javlja pri istoj valna duljini (589 nm) kao
i crna linija u sunčevom spektru. Uskoro je nađeno više svjetlih
linija, dobivenih iz različitih plamenova, s valnim duljinama koja
su se podudarale s valnim duljinama tamnih linija u sunčevom spektru.
Ovu pojavu objasnit će 1859. godine Gustav Robert Kirchoff. Kirchoff
zaključuje da tamne linije u sunčevom spektru nastaju uslijed apsorpcije
pojedinih valnih duljina svjetlosti tijekom prolaza svjetlosnih
zraka kroz vanjske hladnije djelove sunčeve atmosfere. Kemijski
elementi, sadržani u tim djelovima sunčeve atmosfere, apsorbiraju
svjetlosne zrake onih valnih duljina koje u pobuđenom stanju emitiraju.
Valne duljine apsorpcije odnosno emisije svjetlosti karakteristika
su svakog pojedinog kemijskog elementa. Time je dan opći zakon koji
povezuje apsorpciju i emisiju svjetlosti, što će omogoćiti upotrebu
spektrometrije u kemijskoj elementarnoj analizi.
Spektralna analiza sunčeve atmosfere
Godine 1859. G. R. Kirchoff i R. Bunsen započinju rad na određivanju
kemijskog sastava sunčeve atmosfere, koristeći se spektroskopom.
Sistematskom usporedbom spektara pojedinih, što je moguće čišćih,
elemenata sa sunčevim spektrom uspjeli su 1861. odrediti kemijski
sastav sunčeve atmosfere. Dobiveni rezultati su pokazali da Sunce
sadrži iste elemente kakvi se javljaju i na Zemlji: vodik, natrij,
željezo, magnezij, bakar, cink, itd. Tijekom tog istraživanja otkrvena
su i 2 nova elementa: 1860. cezij, nazvan po latinskoj riječi za
plavu boju njegovih linija, te 1861. rubidij, nazvan po latinskoj
riječi za crveno prema boji njegovih linja. Ova otkrića snažno su
potakla daljnji razvoj spektrometrije. 1868. godine, za vrijeme
promatranja pomrčine sunca u Indiji, francuski astronom P. Janssen
otkriva nove linije u sunčevom spektru, položaj kojih nije odgovarao
niti jednom poznatom elementu. N. Lockyer, osnivač časopisa Nature,
pripisao je pojavu tih linija novom elementu nazvanom helij prema
grčkoj riječi za sunce. Helij je 1895. otkriven i na zemlji u uranovoj
rudači (klevit).
Kvantitativna spektralna analiza
Kvantitativna analiza na osnovi spektrometrije apsorpcije započela
je razvojem bezdisperzijske tehnike kolorimetrije. Još 1838. W.
A. Lampadius objavljuje metodu određivanja željeza i nikla u kobaltnoj
rudi, zasnovanu na usporedbi boje uzorka i standarda. 1852. godine
A. Beer formulira zakon koji predstavlja temelj spektrometrije apsorpcije,
a 1866. godine J. F. Bahr i R. Bunsen po prvi put primjenjuju spektrometriju
apsorpcije za kvantitativnu analizu. Kvantitativna analiza na osnovi
emisijske spektrometrije razvila se nešto kasnije. Temelje razvoja
te analize uspostavio je 1874. godine N. Lockyer, no prva primjena
će započeti tek početkom 20. stoljeća.
Bohrov model atoma vodika
Rutherfordov model atoma iz 1911. godine predstavlja temelj našeg
modernog shvaćanja atomske strukture. Iz tog modela proizlazi da
se atom sastoji od male pozitivno nabijene jezgre koja nosi gotovo
cijelu masu, te negativno nabijenih elektrona koji kruže oko nje.
Prihvaćanje ovakvog modela, nužno dovodi do pitanja - zašto negativno
nabijeni elektroni ne padnu k pozitvno nabijenoj jezgri? U potrazi
za odgovorom na ovo pitanje odlučujuću ulogu je odigrala spektrometrija.
Razvoj spektrometrije u 19. stoljeću pružio je moćnu analitičku
tehniku koja je dovela do otkrića novih elemenata, no priroda spektralnih
linija je i dalje ostala nepoznata. Zašto se spektralne linije javljaju
samo na određenim valnim duljinama, karakterističnim za pojedini
element? 1885. godine Jakob Balmer je, proučavajući vodikov spektar,
uočio da se odnos valnih duljina linija u spektru može izraziti
jednostavnom matematičkom relacijom. Bilo je očito da ova pravilnost
nešto govori o strukturi atoma vodika. 1913. godine Niels Bohr objavljuje
svoj model atoma vodika, temeljen na proučavanju Balmerove serije
spektralnih linija. U svoj model Bohr unosi Planckovu ideju iz 1900.
o diskontinuiranosti energetskih stanja, čime je riješio problem
kruženja elektrona oko jezgre. Elektron ne može pasti u jezgru,
jer taj proces uzrokuje kontinuiranu promjenu njegovog energetskog
stanja, a to nije moguće. Bohrov model predviđa gibanje elektrona
oko jezgre po strogo definiranim kružnim putanjam, radijus kojih
proizlazi iz mase i naboja elektrona, te Planckove konstante. Radijusi
tih kružnih putanja određuju energetsko stanje elektrona. Prijelaz
iz jednog energetskog stanja u drugo odvija se skokovito (diskontinuirano),
a povezan je s primanjem ili otpuštanjem paketiča energije koju
nose čestice EMZ, fotoni. Dakle, kemijski element može apsorbirati
ili emitirati EMZ samo one vale duljine čija energija odgovara razlici
u energijama dozvoljenih energetskih stanja atoma. Uspjeh Bohrovog
modela dao je znanstvenu pozadinu spektrometrijskim opažanjima i
omogućio njen razvoj u najvažnije oruđe analize strukture atoma
i molekula.
|
