Utente:Peltrettir/Sandbox

Dispersione di un fascio luminoso causata da un prisma. L'indice di rifrazione del prisma varia in funzione della lunghezza d'onda, di conseguenza le componenti del fascio luminoso che colpisce il prisma vengono rifratte ad angoli diversi, disperdendosi.

La spettroscopia è una branca dell'ottica che misura la composizione degli spettri elettromagnetici. Si tratta di uno strumento esplorativo fondamentale nei campi dell'astronomia, della chimica, della scienza dei materiali e della fisica, in quanto consente di studiare la composizione, la struttura fisica e la struttura elettronica della materia su scala atomica, molecolare e macroscopica, e a distanze astronomiche.

Le prime applicazioni della spettroscopia sono consistite nello studio delle bande di colore emesse da un campione incandescente (spettro di emissione) e quelle assorbite da un campione gassoso attraversato da un fascio luminoso (spettro di assorbimento). Questi studi hanno dimostrato che lo spettro elettromagnetico permette di riconoscere le componenti chimiche del campione.

Lo studio degli spettri luminosi della luce proveniente dall stelle, in particolare dal Sole, ha permesso di identificare gli elementi che le compongono. Questa tecnica trova ancora ampio utilizzo nell'astronomia moderna.

Storia

La spettroscopia moderna è iniziata sul finire del XVII secolo. I progressi tecnici nel campo dell'ottica consentirono la realizzazione di nuove lenti e prismi, che permisero osservazioni sistematiche dello spettro solare. Isaac Newton utilizzò per primo il termine spettro per descrivere l'arcobaleno di colori di cui è formata la luce bianca. All'inizio del XIX secolo, Joseph von Fraunhofer condusse esperimenti con spettrometri dispersivi che permisero alla spettroscopia di diventare una tecnica scientifica più precisa e quantitativa. Da allora, la spettroscopia ha svolto e continua a svolgere un ruolo importante in chimica, fisica e astronomia. Fraunhofer ha osservato e misurato le righe scure nello spettro del Sole , che oggi portano il suo nome, anche se queste furono osservate in precedenza da Wollaston.

Origini

Diffrazione causata da una fenditura singola. Nell'animazione un fascio luminoso monocromatico (verde) colpisce dall'alto uno schermo opaco su cui è praticata una singola fenditura. Al variare dell'apertura della fenditura si osservano le diverse figure di interferenza provocate dalla diffrazione del fascio

Le prime osservazioni della capacità di alcuni cristalli di proiettare i colori dell’arcobaleno quando colpiti dai raggi del Sole si trovano nella Historia Naturalis di Plinio il vecchio, I secolo. Il meccanismo di formazione dell'arcobaleno è descritto da Abu Ali al Hasan ibn al-Haytham, scienziato arabo del X-XI secolo, nel suo trattato sulla luce "Risala fi l-Daw", dove si spiega il processo di rifrazione nelle gocce d'acqua che compongono le nuvole.

Esempio di birifrangenza nella calcite. La doppia rifrazione del testo è causata dalla struttura cristallina della calcite, il cui reticolo presenta indici di rifrazione differenti per diverse polarizzazioni della luce.

Fino al XVII secolo erano state osservate solo tre modalità di propagazione della luce, ovvero la diffusione diretta dalla sorgente, la riflessione e la rifrazione. Fu Francesco Maria Grimaldi, fisico e astronomo bolognese, ad osservane una quarta, la diffrazione, e a darvi il nome. Pochi anni dopo, nel 1666, Newton iniziò gli esperimenti che lo portarono nel 1704 alla pubblicazione di Opticks, trattato cardinanle per lo sviluppo dell'ottica moderna e della spettroscopia. I suoi esperimenti dimostrarono che la luce bianca poteva essere suddivisa nelle sue componenti colorate per mezzo di un prisma e che queste componenti potevano essere ricombinate per ottenere la luce bianca. Come per molti esperimenti di spettroscopia successivi, le sorgenti luminose utilizzate da Newton erano principalmente la luce solare e le fiamme di cadele e lampade ad olio.

Christiaan Huygens pubblica nel 1690 un trattato sulla luce nel quale formula l'ipotesi che la luce sia fatta di onde che si propagano in un mezzo, l'Etere luminifero, ed enuncia il Principio di Huygens, attraverso il quale riesce a spiegare il fenomeno della Birifrangenza.

Nella prima metà del XVIII secolo Thomas Melvill(e) utilizza una fiamma alcolica per riscaldare cristalli diversi tipi di sale ed osservarne lo spettro attraverso un prisma. Nota la riga gialla di emissione caratteristca del sodio, tuttavia non la associa definitivamente alla presenza di sodio nei suoi campioni.

XIX secolo

Thomas Young agli inizi del XIX secolo effettuò un famoso esperimento, l'esperimento di Young, che gli permisero di dimostrare la natura ondulatoria della luce . Young propose anche che il fenomeno del colore fosse ascrivibile alle diverse lunghezze d'onda della luce.

Nel 1802, William Wollaston costruì il prisma di Wollatson, migliorando il modello realizzato da Newton. Utilizzandolo si rese conto che i colori dello spettro solare non erano distribuiti uniformemente, ma presentavano piuttosto alcune lacune, che apparivano come bande scure. Wollaston notò anche che la luce di candela e la luce elettrica producevano uno spettro differente da quello della luce solare non si spinse a ritenne che queste linee fossero confini naturali tra i colori, ma questa ipotesi fu esclusa successivamente dai lavori di Fraunhofer.

Linee di Fraunhofer nello spettro solare.

Joseph von Fraunhofer compì un significativo salto sperimentale sostituendo un prisma con un reticolo di diffrazione come fonte di dispersione per separare le diverse lunghezze d'onda, realizzando così il primo spettroscopio. Fraunhofer si basò sulle teorie sviluppate da Thomas Young, François Arago e Augustin-Jean Fresnel nel campo dell'ottica. L'interferenza ottenuta per mezzo di un reticolo di diffrazione, migliora sia la risoluzione spettrale rispetto a un prisma, sia consente di misurare le lunghezze d'onda dello spettro. L'istituzione da parte di Fraunhofer di unfa scala di lunghezze d'onda quantificate aprì la strada per confrontare gli spettri osservati in più laboratori, da fonti luminose diverse e con diversi strumenti. Fraunhofer realizzò e pubblicò osservazioni sistematiche dello spettro solare, e le bande scure che osservò e di cui misurò le lunghezze d'onda sono conosciute come linee di Fraunhofer.

Negli anni '20 del 1800, sia John Herschel che William H. F. Talbot effettuarono osservazioni sistematiche dello spettro dei sali utilizzando il saggio alla fiamma, dando inizio alla spettroscopia di assorbimento atomico.

Nel 1835, Charles Wheatstone riferì che diversi metalli potevano essere facilmente distinti dalle diverse linee luminose nei loro spettri di emissione prodotti dalle scintille, introducendo così un meccanismo alternativo alla saggio alla fiamma. Nel 1849, Léon Foucault dimostrò sperimentalmente che le linee di assorbimento e di emissione che appaiono alla stessa lunghezza d'onda sono entrambe dovute allo stesso materiale, con la differenza tra le due che origina dalla temperatura della fonte luminosa. Nel 1853, il fisico svedese Anders Jonas Ångström presentò osservazioni e teorie sui spettri dei gas nel suo lavoro "Optiska Undersökningar" (Indagini Ottiche) all'Accademia Reale Svedese delle Scienze. Ångström, all'oscuro dei risultati ottenuti da Foucault, postulò che un gas incandescente emette raggi luminosi della stessa lunghezza d'onda di quelli che può assorbire. Allo stesso tempo, George Stokes e William Thomson discutevano teorie simili. Ångström misurò anche lo spettro di emissione dell'idrogeno, identificando le linee visibili della serie di Balmer. Nel 1854 e 1855, David Alter pubblicò osservazioni sugli spettri di metalli e gas, inclusa un'osservazione indipendente delle linee di Balmer dell'idrogeno.

Primo spettroscopio di Kirchhoff

La catalogazione sistematica degli spettri dei diversi elementi chimici iniziò con il lavoro dei fisici tedeschi Robert Bunsen e Gustav Kirchhoff, che scoprirono che le linee di Fraunhofer corrispondono alle linee spettrali di emissione di elementi osservati in laboratorio. Nel 1860, pubblicarono i loro risultati sugli spettri di otto elementi e identificarono la presenza di questi elementi in diversi composti naturali. Dimostrarono che la spettroscopia potrebbe essere utilizzata per l'analisi chimica, e diversi elementi chimici che scoprirono erano precedentemente sconosciuti. Kirchhoff e Bunsen stabilirono definitivamente il collegamento tra le linee di assorbimento e di emissione, Kirchhoff continuò a contribuire con ricerche fondamentali sulla natura dell'assorbimento e dell'emissione spettrale, formulando la legge di Kirchhoff.

Negli anni 1860 William Huggins e Margaret Lindsday, marito e moglie, utilizzarono la spettroscopia per determinare che le stelle erano composte dagli stessi elementi trovati sulla terra. Nel 1868 utilizzarono anche l'equazione dell'effetto doppler sullo spettro della stella Sirio per determinare la sua velocità assiale. Utilizzando l'analisi spettrale furono i primi a distinguere le nebulose dalle stelle, identificando la Nebulosa Occhio di Gatto.

Successivamente nuovi sviluppi come il miglioramento delle tecniche fotografiche, l'invenzione della griglia di diffrazione concava da parte di Rowland, e la scoperta da parte di Victor Schumann, fisico tedesco, sulla della radiazione ultravioletta nel vuoto, spinsero la spettroscopia verso lo studio lunghezze d'onda più corte. Allo stesso tempo, Dewar osservò le linee dello spettro degli alcali, Walter Noel Hartley, chimico inglese, stabilì una correlazione tra le lunghezze d'onda delle linee spettrali degli elementi e la posizione degli stessi nella tavola periodica. Balmer realizza una formula empirica che esprime con precisione la luhgezza d'onda delle bande visibili dello spettro dell'idrogeno, successivamente estesa da Rydberg, il quale derivò una formula per che esprime le lughezze d'onda dello spettro visibile e non di tutti gli atomi idrogenoidi.

Nel 1895, il fisico tedesco Wilhelm Conrad Röntgen scoprì e studiò approfonditamente i raggi X, che in seguito furono utilizzati nella spettroscopia a raggi X. Un anno dopo, nel 1896, Becquerel scoprì la radioattività, e Zeeman osservò le linee spettrali dividersi in un campo magnetico (Effetto Zeeman).

XX secolo

Modello atomico di Bohr. Il nucleo, formato da protoni e neutroni, è carico posittivamente, e circondato da orbitali sferici nei quali orbitano gli elettroni. Per cambiare orbitale gli elettroni devono ricevere o rilasciare un quantitativo di energia pari alla differenza energetica degli orbitali. Lo fanno assorbendo o emettendo fotoni della giusta lunghezza d'onda

Nel primo decennio del XX secolo sono state gettate le basi della meccanica quantistica (Planck, Einstein) e l'interpretazione delle linee spettrali ultraviolette dell'idrogeno da parte di Lyman e quelle infrarosse da parte di Paschen. Ritz ha formulato empiricamente il principio di combinazione, second cui il numero d'onda di qualsiasi riga spettrale è dato dalla differenza tra due numeri interi.

John William Nicholson, fisico ingelse, aveva creato un modello atomico nel 1912 nel quale le oscillazioni degli elettroni corrispondevano alle linee spettrali provenienti dal Sole e dalle nebulose. Nel 1913, Bohr formulò il suo modello quantomeccanico dell'atomo, ispirandosi anche a quello di Nicholson. La teoria di Bohr fu in grado di spiegare la regolarità delle linee spettrali osservate negli atomi idrogenoidi, in quanto dovute alla transizione degli elettroni tra i diversi stati energetici.

Tra il 1920 ed il 1930 i concetti fondamentali della meccanica quantistica furono sviluppati da Pauli, Heisenberg, Schrödinger e Dirac, portarono ad una comprensione maggiore della struttura dell'atomo ed alla proliferazione delle tecnice spettroscopiche moderne.

Spettroscopia Raman e Infrarossa

Molti dei primi scienziati che studiarono gli spettri Infrarssi dei composti hanno dovettero sviluppare e costruire i propri strumenti, rendendo molto difficile ottenere misurazioni accurate. Durante la seconda guerra mondiale, il governo degli Stati Uniti contrattò diverse aziende per sviluppare un metodo per la polimerizzazione del butadiene per creare gomma, ma questo poteva essere fatto solo attraverso l'analisi degli isomeri idrocarburici del C4. Queste aziende contrattate iniziarono a sviluppare strumenti ottici e alla fine crearono i primi spettrometri infrarossi. Con lo sviluppo di questi spettrometri commerciali, la spettroscopia infrarossa divenne un metodo più popolare per determinare "l'impronta digitale" di qualsiasi molecola. La spettroscopia Raman fu osservata per la prima volta nel 1928 da Chandrasekhara Venkata Raman in sostanze liquide e anche da"Grigory Landsberg e Leonid Mandelstam nei cristalli. La spettroscopia Raman si basa sull'osservazione dell'effetto Raman, definito come "L'intensità della luce dispersa dipende dalla quantità di variazione del potenziale di polarizzazione". Lo spettro Raman registra l'intensità luminosa rispetto alla frequenza della luce (numero d'onda) e la variazione del numero d'onda è caratteristico per ogni singolo composto.

Spettroscopia laser

La spettroscopia laser è una tecnica spettroscopica che utilizza i laser per determinare la composizione dalla materia. Il laser nasce come evoluzione del maser, inventato da Charles Townes e altri spettroscopisti, per stimolare la materia e determinare le frequenze radiative che specifici atomi e molecole emettono. Mentre lavorava al maser, Townes si rese conto che era possibile ottenere rilevazioni più accurate man mano che la frequenza del microonde emessa aumentava. Ciò portò all'idea di utilizzare la luce visibile e successivamente i range infrarossi per la spettroscopia; idea che divenne realtà con l'aiuto di Arthur Schawlow. Da allora, i laser hanno notevolmente avanzato la spettroscopia sperimentale. La luce laser ha permesso esperimenti molto più precisi, in particolare nello studio degli effetti collisionali della luce e nella capacità di rilevare con precisione lunghezze d'onda e frequenze specifiche della luce, consentendo l'invenzione di dispositivi come gli orologi atomici laser. I laser hanno anche reso più accurata la spettroscopia che utilizza metodi temporali, utilizzando velocità o tempi di decadimento dei fotoni a lunghezze d'onda e frequenze specifiche per mantenere il tempo.