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.

Spektrometrija
Uvod
Priroda
elektromagnetskog
zračenja

Interakcija EMZ i tvari
Literatura

Povijest spektrometrije
Spektar sunčevih zraka
Priroda svjetlosnih
zraka
Razvoj spektralne
analize
Literatura


copyright 1999-2000 e_škola_________kemija webmaster
geografija kemija biologija astronomija fizika back