光譜的發(fā)展歷程
人類觀察到的光譜現象，一是彩虹，另一個是極光。對可見光譜所作的科學研究是1666年牛頓的色散實驗，這是人類早對光譜的研究。牛頓的色散實驗看到的是一條彩色光帶，并未觀察到光譜譜線。直到136年之后(1802年)，英國科學家沃拉斯頓(1766～1828)才采用了窄的狹縫發(fā)現太陽光譜中的7條暗線，但并未深入研究，錯誤認為是顏色的分界線。
1、夫瑯和費譜線的發(fā)現
德國物理學家夫瑯和費(1787～1826)，也采用了狹縫，在研究玻璃對各種顏色光發(fā)折射率時偶然發(fā)現了燈光光譜中的橙色雙線；1814年，發(fā)現太陽光譜中的許多暗線；1822年，夫瑯和費用鉆石刻刀在玻璃上刻劃細線的方法制成了衍射光柵。
夫瑯和費是位用衍射光柵測量波長的科學家，被譽為光譜學的創(chuàng)始人。夫瑯和費利用自己的狹縫和光柵得以編排太陽光譜里576條狹窄的、暗的“夫瑯和費線”。
夫瑯和費線是光譜中早的基準標識，對這些暗線的解釋一直是其后45年中的一個重要問題。后，海德堡大學的物理學教授基爾霍夫(1824～1887)給出了答案。他斷言：“夫瑯和費線”與各種元素的原子發(fā)射譜線處于相同波長的位置。這些黑線的產生是由于在太陽外層的原子溫度較低，因而吸收了由較高溫度的太陽核心發(fā)射的連續(xù)輻射中某些特定波長造成的。這種吸收與發(fā)射之間的關系導致他創(chuàng)建了現在*的基爾霍夫定律。其間：赫歇爾發(fā)現了不連續(xù)的吸收光譜；布儒斯特觀察過氣體的吸收光譜，并與太陽光譜作比較，證明太陽大氣中含有亞硝酸氣，這是用光譜分析方法確定星體中的組成成分。
傅科在1849年對吸收光譜和發(fā)射光譜的關系研究，發(fā)現碳極間的電弧光光譜中橙黃色部分的明亮雙線與夫瑯和費譜線中D1、D2位置恰好一致。
2、光譜分析方法的確定
實用光譜學是由基爾霍夫與本生(1811～1899)在19世紀60年代發(fā)展起來的，他們系統地研究了多種火焰光譜和火花光譜，并指出，每一種元素的光譜都是*的，并且只需極少里的樣品便可得到。這樣，他們就牢固地建立起光譜化學分析技術，并利用這種方法發(fā)現了兩種新元素：銣和銫。這兩種元素的發(fā)現是的，因為他比門捷列夫提出的能預言未知元素的周期律還早10年。這是通過光譜分析方法發(fā)現的一些元素中的批元素。同時人類應用光譜技術共發(fā)現了18種元素。
他們研究了太陽光，并且對環(huán)繞太陽的大氣層作了化學分析，指出環(huán)繞太陽的大氣也是由地球上已知的那些元素組成的。
1859年，本生和基爾霍夫還研制出了臺實用的光譜儀。
1868年，瑞典物理學家埃格斯特朗(1814～1874)發(fā)表了“標準太陽光譜”圖表，記載了上千條夫瑯和費譜線的波長，為光譜學研究提供了有價值的標準。為紀念埃格斯特朗將波長的單位定為埃。1882年，美國物理學家羅蘭(1848～1901)研制出平面光柵和凹面光柵，獲得了極其精密的太陽光譜，譜線多達20000多條，新編制的“太陽光譜波長表”被作為標準，使用長達30年之久。
3、光譜規(guī)律的探索
從19世紀中葉起，氫原子光譜一直是光譜學研究的重要課題之一。在試圖說明氫原子光譜的過程中，所得到的各項成就對量子力學法則的建立起了很大促進作用。這些法則不僅能夠應用于氫原子，也能應用于其他原子、分子和凝聚態(tài)物質。氫原子光譜中強的一條譜線是1853年由瑞典物理學家埃斯特朗探測出來的。此后的20年，在星體的光譜中觀測到了更多的氫原子譜線。
1885年，從事天文測量的瑞士科學家巴耳末(1825～1898)找到一個經驗公式來說明已知的氫原子譜線的位置，此后便把這一組線稱為巴耳末系。n=3，4，5，……B=364.57nm
繼巴耳末的成就之后，1889年，瑞典光譜學家里德伯(1854～1919)發(fā)現了許多元素的線狀光譜系。
盡管氫原子光譜線的波長的表示式十分簡單，不過當時對其起因卻茫然不知。一直到1913年，玻爾才對它作出了明確的解釋。但玻爾理論并不能解釋所觀測到的原子光譜的各種特征，即使對于氫原子光譜的(強度、寬度、偏振等)進一步的解釋也遇到了困難。能夠滿意地解釋光譜線的成因的是20世紀發(fā)展起來的量子力學。現在，光譜學的應用極為廣泛而多樣化。他提供了長度與時間的基本單位。同時廣泛應用于分析工作、天文學以及衛(wèi)星等各個領域。
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