光谱的发展历程

点击次数:704  更新时间2018-07-27  【关闭

      人类观察到的光谱现象,一是彩虹,另一个是极光。对可见光谱所作的科学研究是1666年牛顿的色散实验,这是人类早对光谱的研究。牛顿的色散实验看到的是一条彩色光带,并未观察到光谱谱线。直到136年之后(1802年),英国科学家沃拉斯顿(1766~1828)才采用了窄的狭缝发现太阳光谱中的7条暗线,但并未深入研究,错误认为是颜色的分界线。
     
      1、夫琅和费谱线的发现
     
      德国物理学家夫琅和费(1787~1826),也采用了狭缝,在研究玻璃对各种颜色光发折射率时偶然发现了灯光光谱中的橙色双线;1814年,发现太阳光谱中的许多暗线;1822年,夫琅和费用钻石刻刀在玻璃上刻划细线的方法制成了衍射光栅。
     
      夫琅和费是位用衍射光栅测量波长的科学家,被誉为光谱学的创始人。夫琅和费利用自己的狭缝和光栅得以编排太阳光谱里576条狭窄的、暗的“夫琅和费线”。
     
      夫琅和费线是光谱中早的基准标识,对这些暗线的解释一直是其后45年中的一个重要问题。后,海德堡大学的物理学教授基尔霍夫(1824~1887)给出了答案。他断言:“夫琅和费线”与各种元素的原子发射谱线处于相同波长的位置。这些黑线的产生是由于在太阳外层的原子温度较低,因而吸收了由较高温度的太阳核心发射的连续辐射中某些特定波长造成的。这种吸收与发射之间的关系导致他创建了现在众所周知的基尔霍夫定律。其间:赫歇尔发现了不连续的吸收光谱;布儒斯特观察过气体的吸收光谱,并与太阳光谱作比较,证明太阳大气中含有亚硝酸气,这是用光谱分析方法确定星体中的组成成分。
     
      傅科在1849年对吸收光谱和发射光谱的关系研究,发现碳极间的电弧光光谱中橙黄色部分的明亮双线与夫琅和费谱线中D1、D2位置恰好一致。
     
      2、光谱分析方法的确定
     
      实用光谱学是由基尔霍夫与本生(1811~1899)在19世纪60年代发展起来的,他们系统地研究了多种火焰光谱和火花光谱,并指出,每一种元素的光谱都是独特的,并且只需极少里的样品便可得到。这样,他们就牢固地建立起光谱化学分析技术,并利用这种方法发现了两种新元素:铷和铯。这两种元素的发现是的,因为他比门捷列夫提出的能预言未知元素的周期律还早10年。这是通过光谱分析方法发现的一些元素中的批元素。同时人类应用光谱技术共发现了18种元素。
     
      他们研究了太阳光,并且对环绕太阳的大气层作了化学分析,指出环绕太阳的大气也是由地球上已知的那些元素组成的。
     
      1859年,本生和基尔霍夫还研制出了台实用的光谱仪。
     
      1868年,瑞典物理学家埃格斯特朗(1814~1874)发表了“标准太阳光谱”图表,记载了上千条夫琅和费谱线的波长,为光谱学研究提供了有价值的标准。为纪念埃格斯特朗将波长的单位定为埃。1882年,美国物理学家罗兰(1848~1901)研制出平面光栅和凹面光栅,获得了极其精密的太阳光谱,谱线多达20000多条,新编制的“太阳光谱波长表”被作为国际标准,使用长达30年之久。
     
      3、光谱规律的探索
     
      从19世纪中叶起,氢原子光谱一直是光谱学研究的重要课题之一。在试图说明氢原子光谱的过程中,所得到的各项成就对量子力学法则的建立起了很大促进作用。这些法则不仅能够应用于氢原子,也能应用于其他原子、分子和凝聚态物质。氢原子光谱中强的一条谱线是1853年由瑞典物理学家埃斯特朗探测出来的。此后的20年,在星体的光谱中观测到了更多的氢原子谱线。
     
      1885年,从事天文测量的瑞士科学家巴耳末(1825~1898)找到一个经验公式来说明已知的氢原子谱线的位置,此后便把这一组线称为巴耳末系。n=3,4,5,……B=364.57nm
     
      继巴耳末的成就之后,1889年,瑞典光谱学家里德伯(1854~1919)发现了许多元素的线状光谱系。
     
      尽管氢原子光谱线的波长的表示式十分简单,不过当时对其起因却茫然不知。一直到1913年,玻尔才对它作出了明确的解释。但玻尔理论并不能解释所观测到的原子光谱的各种特征,即使对于氢原子光谱的(强度、宽度、偏振等)进一步的解释也遇到了困难。能够满意地解释光谱线的成因的是20世纪发展起来的量子力学。现在,光谱学的应用极为广泛而多样化。他提供了长度与时间的基本单位。同时广泛应用于分析工作、天文学以及卫星等各个领域。
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