发射光谱分析法的发明，本文主要内容关键词为：发射光谱论文,分析法论文，此文献不代表本站观点，内容供学术参考，文章仅供参考阅读下载。
光谱分为发射光谱和吸收光谱。由发光物体直接产生的光谱叫发射光谱。发连续光谱的是炽热的固体或液体，光谱由连续分布的一切波长的光组成。发明线光谱的是稀薄气体或加有挥发性盐的火焰，光谱由不同颜色的，不连续的亮线组成。由于各元素都有各自不同的明线光谱“指纹”，所以明线光谱又叫原子光谱，而每种元素发出的具有特定“指纹”的光谱线就称为该元素的特征谱线。
连续光谱中某些波长的光被物质吸收后产生的光谱叫吸收光谱。
显然，根据光谱可鉴别物质和确定它的化学组成，这就是光谱分析。
光谱分析法的优点是灵敏（能识别出10[－10]克的物质），迅速、准确，还可以分析不能“接触”的天体的化学成分。
早在13世纪， 德国传教士西奥多里克就用实验模仿天上的彩虹。 1637年，法国家笛卡儿在他的《方法论》附录中介绍过他分解太阳光的实验，但因他的棱镜仅约几厘米，没能看到七色光谱，仅看到两侧的蓝色和红色。1648年，布拉格的马尔西用三棱镜演示色散成功，但解释错误。17世纪望远镜、显微镜问世后，人们对放大倍数增大时不免发生像差和色差迷惑不解。1666年，牛顿把太阳“白”光分解为七色而且给出了正确的解释，但这位曾于1672年在《关于光和色的新理论》一文中首先给出“光谱”一词的大师也难免失误：他没能看出光谱中的七条主要暗线。100多年过去，1802年前后， 英国化学家武拉斯顿等终于看到这七条黑线，但误把黑线的产生归于棱镜的缺陷或光谱上各色域间的自然分线而未继续研究，也错过了重大发现的良机。这一机会终于来临。1814年，德国物理学家夫琅和费终于发现了太阳光谱中的600 多条暗线（至今已发现3万多条）。他判断这是太阳光谱固有的，而不是仪器的缺陷。他还把这些线绘成图，对其中显著的8条注上A……H这8个字母（这沿用至今，其中黄线两条分别注D1、D2），并用衍射光栅测定了这些线的位置并算出其波长。他还发现其他星球也有这类暗线。但他对这一重大发现也没有作进一步研究，更没有领悟到这一发现在技术上将有重大意义：例如分析天体的化学成分。因而他也失去了作出重大发明的机会。1823年，英国天文学家赫谢尔指出，每种元素只会产生自己特有的线状光谱。他还建议通过这些光谱来检验某种元素是否存在，这便是光谱分析。1825年，英国的塔尔把灯芯浸在被研究的物质中，经干燥后将它点燃，以显示其光谱。他由此观察到钾盐发特征红线，而钠盐则为黄线。因此赫谢尔从理论上和塔尔波从实践中首先把特征谱线和某种物质联系起来。1849年，法国物理学家傅科在研究碳极电弧光时终于发现黄橙两色光间的明线不是一条而是两条；电弧光发出但也从外光源吸收这两条光线。1852年，瑞典物理学家埃斯特朗的论文介绍了一系列固体和气体的光谱。在这篇论文中最值得注意的是他曾指出：无论是单质状态还是化合物状态，某一种金属都发出相同的光谱。到了1854年，美国的阿尔特正式提出光谱分析的建议：一个元素的发射光谱与其他元素的发射光谱比较，无论是谱带的数目、强度及位置，都互不相同；因此，从对发射光谱的观测，便可简便地检测出某种元素。……利用一块棱镜就可能将星球和地球上的元素检验出来。 这就更明确地指出了光谱分析法的基本原理和方法。
但就在这个时候，法国实证论哲学创始人孔德在他死前一年断言：天体的化学成分是人类永远不能认识的。
1859年是光谱分析史上光辉的一年。这年物理学家普吕克的气体研究报告表明，密封管内气体放电时产生的光谱是具有特征的，他指出气体能产生线状和带状两种形状的光谱，并发现了氢的最重要的3 条谱线。同年，范德维立根研究了不同电极、电极上挥发性的金属盐类以及电极的间隔对气体光谱的影响。这一年最重要的是，德国物理学、化学家本生和他的同胞、物理学家基尔霍夫设计制造了第一台以光谱分析为目的的分光镜。他们从实用的观点把光谱学的研究转变为光谱分析法的实践，使它成为分析化学的一个重要分支。他们也成为光谱分析的主要创立者，这一年也可以为是光谱分析法正式诞生之年。
光谱分析法很快就产生了令人惊异的效果：找到了新元素，比当时所有的分析法都更加灵敏。因而在许多领域逐步取代了湿法分析，现在人们往往第一步就用光谱分析进行侦查。事实上，本生和基尔霍夫在1860年和1861年就分别在一种矿泉水和鳞状云母中发现了两种新元素：铯（两条蓝谱线，故名“cesium”，意为“天空的蓝色”），铷（其中有两条深红谱线，故名“rubidium”。意为“最深的红色”）。英国物理学家克鲁克斯、德国的赖希、法国化学家布瓦博德朗也用同样的方法分别于1861、1865和1875年发现了铊、铟、镓。
这一时期，红外光谱的研究也开始了。例如朗格莱在1881年就用辐射热测量器测量了这一部分太阳光谱的辐射。
这一时期，照相底片已开始用于记录光谱。
这一时期，对太阳和其他星体的研究也在进行。例如，埃斯特朗在1868年发表了“标准太阳图谱”图表，记有一千条谱线的波长。了为纪念他的功绩，后来就把他的名字作为10[－10]米，这一他采用的波长单
°位“埃”（A）。这一年，英国天文学家洛克耶和富兰克一起在研究日珥的光谱时又重新发现了不属于任何已知元素的黄色谱线，于是他们发现了新元素氦（希文原意为“太阳”）。比他们早约两个月，法国天文学家严森在印度观测日食时拍下的照片中作出了类似的发现。有趣的是，以上两个类似发现的报告于9月23日同一天到达巴黎科学院。又如，意大利天文学家塞奇和英国天文学家哈金斯于1863年开始对恒星光谱的研究也各自得到成果。前者开始将恒星按光谱分类而导致1890年美国哈佛大学天文台把恒星按温度递降次序分为O、B、A、F……等10个光谱型，每个光谱型又分为10个小型；后者于1865年辨认出一些亮星光谱里有钠、铁、钙、镁、铋等元素的谱线，还于1868年借助于奥地利物理、数学家多普勒于1842年发现的多普勒效应，从恒星光谱线位移的测定，来推算恒星的视向速度。
氦的发现，继万有引力定律之后再次证明了天、地间的统一性。是对亚里斯多德关于“天地间物质迥然有别”论点的进一步否定，也是对孔德“天体成分不可知”论的有力打击，这也是唯物论的伟大胜利。
但是，旧理论的卫道士们仍然不肯放弃错误的见解，以至1881年意大利帕尔米里报道他自维苏威火山岩放出的气体中发现了氦时仍无任何一人相信！直至1895年英国化学家拉姆塞和英国物理学家瑞利在矿物和大气中作出相同的发现，这才彻底给前述缪论以致命的一击。“天上”的氦，原来“地上”也有！
1874年，洛克耶在大量的实验之后得出结论：定性光谱分析可基于谱线的位置，定量光谱分析则只能基于某些谱线的出现和谱线的强度。这种观点后来证明基本上是正确的。虽然洛克已经指出了定性、定量光谱分析的正确道路，但在19世纪后半叶，光谱分析仍发展缓慢。其原因是一些人对它的价值仍然怀疑，也与当时并不急需有关物质中痕量、迹量成分的资料有关。即使如此，光谱定量分析还是有一些重要成果。例如，1890年胡特和德利菲尔德发现底片的黑度与产生该映像所对应的曝光量的对数在相当范围内成直线关系，这就是现在所谓的乳剂特性曲线。它为摄谱法光谱定量分析准备了条件。
20世纪初，定量光谱分析终于开始逐步实现。1902年，沃德森进一步研究了钠D2 线的共振辐射现象， 后来还利用从汞电弧发出的波长为
°2537A的谱线被汞蒸气吸收的现象，对空气中的汞进行定量测量。 1911年，出现了硒光电池的比色计。1924年德国格拉赫在定量光谱分析法上迈出了重要的一步，发明了半定量的“匀称线对法”，此法在1927年又被施伐第尔改进。1925年，又出现了普弗里希式光度计。1930年，苏联光谱学家罗马金提出了当前光谱定量分析中普遍应用的“分析线对法”；同年，沙伯也独立提出这种利用黑度差的分析线法。1929年，龙德伽尔改用光电法测量谱线强度。而最新的“光量法”是用光电倍增管量度光谱线强度，是第克和克劳斯怀特在1945年首先将光电倍增管用于这一目的。
1953年，澳大利亚物理学家沃尔什正式提出利用原子吸收光谱的分光光度分析，并于1954年在墨尔本物理研究所的一个展览会上展出了第一台简单的原子吸收分光光度计样机。直至1958年，这种方法开始有了实际应用。例如当年戴维德就用此法测定了植物中的镁、铜、锌、铁等元素。
其后，光谱分析法逐渐广泛用于各领域。