7.2: Una historia muy breve de la espectroscopia

Quizás la primera investigación cuantitativa que se pueda decir que tiene un impacto directo en la ciencia de la espectroscopia sería el descubrimiento de la ley de refracción de Snel alrededor de 1621. No estoy seguro, pero creo que la ortografía original del matemático holandés que descubrió la ley fue Willebrod Snel o Willebrord Snel, cuyo nombre fue latinizado de acuerdo con la costumbre de eruditos eruditos de la época a Snellius, y posteriormente anglicizado a la ortografía más familiar Snell.

Los experimentos de Sir Isaac Newton fueron descritos en sus Opticks de 1704. Una ilustración muy atractiva del experimento, descrita en una obra de Voltaire, se reproduce en Condon y la famosa Teoría de los Espectros Atómicos (1935). Newton demostró que la luz solar es dispersada por un prisma en una banda de colores, y los colores se recombinan en luz blanca cuando se pasa a través de un segundo prisma orientado opuestamente. El espectro infrarrojo fue descubierto por Sir William Herschel en 1800 colocando termómetros más allá del extremo rojo del espectro visible. Johann Ritter al año siguiente (e independientemente Wollaston) descubrió el espectro ultravioleta. En el periodo 1800-1803 Thomas Young demostró la naturaleza ondulatoria de la luz con su famoso experimento de doble rendija, y explicó correctamente los colores de las películas delgadas utilizando la teoría ondulatoria. Usando las mediciones de Newton de este fenómeno, Young computó las longitudes de onda de los siete colores de Newton y obtuvo el rango\(424\) a\(675 \ \text{nm}\). En 1802 William Wollaston descubrió líneas oscuras en el espectro solar, pero les dio poca importancia.

En 1814 Joseph Fraunhofer, un soberbio fabricante de instrumentos, realizó un examen detallado del espectro solar; hizo un mapa de 700 de las líneas a las que ahora nos referimos como “líneas de Fraunhofer”. (Las líneas del espectro en general a veces se describen como “líneas de Fraunhofer”, pero el término debe restringirse correctamente a las líneas oscuras en el espectro solar). En 1817 observó los primeros espectros estelares con un prisma objetivo. Señaló que los espectros planetarios se parecían al espectro solar, mientras que muchos espectros estelares diferían. Aunque el fenómeno de la difracción había sido descrito ya en 1665 por Grimaldi, y Young había explicado la difracción de doble rendija, Fraunhofer construyó la primera rejilla de difracción enrollando alambres en dos tornillos paralelos finamente cortados. Con estas rejillas midió las primeras longitudes de onda de líneas espectrales, obteniendo 588.7 para la línea que había etiquetado D. Ahora sabemos que esta línea es un par cercano de líneas de Na I, cuyas longitudes de onda modernas son 589.0 y 589.6 nm. Que diferentes elementos químicos producen sus propios espectros característicos fue señalado por varios investigadores, entre ellos Sir John Herschel, (hijo de Sir William), Fox Talbot (pionero en la fotografía), Sir Charles Wheatstone (de la fama del puente de Wheatstone), Anders Āngström (tras quien la ahora obsoleta unidad la angstrom , A, fue nombrado), y Jean Bernard Foucault (famoso por su péndulo pero también por muchos estudios importantes en óptica física, incluida la velocidad de la luz) y especialmente por Kirchhoff y Bunsen. La ley cuantitativa fundamental conocida como Ley de Kirchhoff (ver capítulo 2, sección 2.4) fue anunciada en 1859, y Kirchhoff y Bunsen realizaron su extenso examen de los espectros de varios elementos. Ellos explicaron correctamente el origen de las líneas solares Fraunhofer, investigaron la composición química de la atmósfera solar y sentaron las bases básicas del análisis espectroquímico. En 1868 A$ngström publicó longitudes de onda de alrededor de 1000 líneas solares de Fraunhofer. En la década de 1870, Rowland comenzó a producir rejillas de difracción de calidad incomparable y publicó extensas listas de longitudes de onda solares. Se estaban descubriendo nuevos elementos espectroscópicamente:

Cs, Rb, Tl (1860-61); In (1863); He (1868 - en la cromosfera del espectro solar en los instantes del segundo y tercer contacto de un eclipse solar, por Lockyer); Ga (1875); Tm (1870); Nd, Pr (1885); Sm, Ho (1886); Lu, Yb (1907).

Michelson midió la longitud de onda de tres líneas Cd I con gran precisión en 1893, y Fabry y Pérot midieron las longitudes de onda de otras líneas en términos de los estándares Cd I. Durante muchos años se utilizó la longitud de onda de una línea de cadmio como base para la definición del metro.

Si bien Richter había detectado la existencia de radiación ultravioleta, la primera persona en ver realmente un espectro ultravioleta (UV) fue Sir George Stokes (de viscosidad y fama de fluorescencia), utilizando un prisma de cuarzo (el vidrio ordinario absorbe UV) y una pantalla fluorescente de fosfato de uranio. En 1906 Lyman realizó extensas investigaciones sobre los espectros ultravioleta, incluyendo la serie de hidrógeno ahora conocida como la serie Lyman. Langley inventó el bolómetro en 1881, allanando el camino a la investigación de espectros infrarrojos por Paschen. Balmer publicó su conocida fórmula para las longitudes de onda de la serie Balmer de hidrógeno en 1885. Zeeman descubrió la división magnética en 1896. La teoría de Bohr sobre el átomo de hidrógeno apareció en 1913, y la mecánica de las olas de Schrödinger se desarrolló a mediados de la década de 1920.