光谱的发展简史 光谱学的简史

人们对光谱的研究已有一百多年的历史了。1666年，牛顿把通过玻璃棱镜的太阳光分解成了从红光到紫光的各种颜色的光谱，他发现白光是由各种颜色的光组成的。这可算是最早对光谱的研究。
其后一直到1802年，渥拉斯顿观察到了光谱线，其后在1814年夫琅和费也独立地发现它。牛顿之所以没有能观察到光谱线，是因为他使太阳光通过了圆孔而不是通过狭缝。在1814～1815年之间，夫琅和费公布了太阳光谱中的许多条暗线，并以字母来命名，其中有些命名沿用至今。此后便把这些线称为夫琅和费暗线。
实用光谱学是由基尔霍夫与本生在19世纪60年代发展起来的；他们证明光谱学可以用作定性化学分析的新方法，并利用这种方法发现了几种当时还未知的元素，并且证明了太阳里也存在着多种已知的元素。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。
氢原子光谱中最强的一条谱线是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。继巴耳末的成就之后，1889年，瑞典光谱学家里德伯发现了许多元素的线状光谱系，其中最为明显的为碱金属原子的光谱系，它们也都能满足一个简单的公式。
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。电子不仅具有轨道角动量，而且还具有自旋角动量。这两种角动量的结合便成功地解释了光谱线的分裂现象。
电子自旋的概念首先是在1925年由乌伦贝克和古兹密特作为假设而引入的，以便解释碱金属原子光谱的测量结果。在狄拉克的相对论性量子力学中，电子自旋(包括质子自旋与中子自旋)的概念有了牢固的理论基础，它成了基本方程的自然结果而不是作为一种特别的假设了。
1896年，塞曼把光源放在磁场中来观察磁场对光三重线，发现这些谱线都是偏振的。这种现象称为塞曼效应。次年，洛伦兹对于这个效应作了满意的解释。
塞曼效应不仅在理论上具有重要意义，而且在应用中也是重要的。在复杂光谱的分类中，塞曼效应是一种很有用的方法，它有效地帮助了人们对于复杂光谱的理解。

光谱学的研究已有三百多年的历史了。1666年，I.牛顿把通过玻璃棱镜的太阳光展成从红光到紫光的各种颜色的光谱，他发现白光是由各种颜色的光组成的。这是最早对光谱的研究。其后一直到1802年，W.H.渥拉斯顿与1814年 J.von夫琅和费彼此独立地观察到了光谱线。每条谱线只代表一种“颜色”的光。这里颜色一词是广义的。牛顿之所以没有能观察到光谱线，是因为他使太阳光通过了圆孔而不是通过狭缝。在1814～1815年之间，夫琅和费公布了太阳光谱中的许多条暗线，并以字母来命名，其中有些命名沿用至今。此后便把这些线称为夫琅和费暗线。实用光谱学是由G.R.基尔霍夫与R.W.E.本生在19世纪60年代发展起来的；他们证明光谱学可以用作定性化学分析的新方法，还利用这种方法发现了几种当时还为人所不知的元素，并且证明了在太阳里存在着多种已知的元素。从19世纪中叶起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。事实上，它们终于成为近代化学、固体物理乃至应用学科诸如电子学的基础。氢原子光谱中最强的一条谱线是1853年由瑞典物理学家A.J.埃斯特朗探测出来的（光波波长的单位即以他的姓氏命名，1埃等于10-8厘米）。此后的20年中，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J.J.巴耳末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。继巴耳末的成就之后，1889年，瑞典光谱学家J.R.里德伯发现了许多元素的线状光谱系，其中最为明显的为碱金属原子的光谱系，它们都能满足一个简单的公式。这个公式后来写成(1)其中λ为波长，以埃为单位。m和n取正整数1，2，3,…。b和с为常数，其数值依赖于不同元素不同线系。R的值对于所有元素的线系都几乎相同，称为里德伯常数。当式(1)中的b，с都等于零时，则式(1)简化为巴耳末公式。(2)以适当的m和n的值代入式(2)中，就得到了氢原子光谱中所有谱线的波长。尽管氢原子光谱线的波长的表示式(2)十分简单，但对其起因当时却茫然不知。一直到1913年，N.玻尔才对它作出了明确的解释。玻尔不仅导出式(2),而且也计算出里德伯常数的数值。虽然玻尔理论在概念上比以前有了很大进展，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进一步的解释也遇到了困难。例如，早在1892年A.A.迈克耳孙就发现了巴耳末系中的最强线实际上是由紧靠近的两条线组成的，它们之间的间隔约为0.14埃。能够满意地解释这种光谱线的分裂以及其他复杂原子光谱的是20世纪发展起来的量子力学。电子不仅具有轨道角动量，而且还具有自旋角动量。这两种角动量的结合便成功地解释了光谱线的分裂现象。电子自旋的概念首先是在1925年由G.E.乌伦贝克和S.A.古兹密特作为假设而引入的，以便解释碱金属原子光谱的测量结果。在P.A.M.狄喇克的相对论性量子力学中，电子自旋（包括质子自旋与中子自旋）的概念有了牢固的理论基础，这乃是基本方程的自然结果而不是作为一种特别的假设了。1896年，P.塞曼把光源放在磁场中来观察磁场对光谱线的影响。结果发现所研究的光谱线分裂成为密集的三重线，而且这些谱线都是偏振的。现代把这种现象称为塞曼效应。1897年，H.A.洛伦兹对于这个效应作了满意的解释，其基本概念是光由各向同性的谐振子发射出来的，这些谐振子的运动在磁场中受到了磁力线的作用，产生了塞曼分裂。但是，1898年，T.普雷斯顿观察到锌线（4722埃）与镉线（4800埃）在磁场中分裂为四重线而非三重线。类似的现象别人也观察到了。后来人们便把谱线的三重线分裂称为正常塞曼效应，而把所有例外情况称为反常塞曼效应。塞曼效应不仅在理论上具有重要意义，而且在实用上也是重要的，在复杂光谱的分类中，塞曼效应是一种很有用的方法，有效地帮助了人们对于复杂光谱的理解。另一方面，被称为斯塔克效应的光谱线在电场中的分裂（1913）则仅具有理论意义，而对于光谱线的分析却无实际用途。

1802年，有一位英国物理学家沃拉斯顿为了验证光的色散理论重做了牛顿的实验。这一次，他在三棱镜前加上了狭缝，使阳光先通过狭缝再经棱镜分解，他发现太阳光不仅被分解为牛顿所观测到的那种连续光谱，而且其中还有一些暗线。可惜的是他的报告没引起人们注意，知道的人很少。1814年，德国光学家夫琅和费制成了第一台分光镜，它不仅有一个狭缝，一块棱镜，而且在棱镜前装上了准直透镜，使来自狭缝的光变成平行光，在棱镜后则装上了一架小望远镜以及精确测量光线偏折角度的装置。夫琅和费点燃了一盏油灯，让灯光通过狭缝，进入分光镜。他发现在暗黑的背景上，有着一条条象狭缝形状的明亮的谱线，这种光谱就是现在所称的明线光谱。在油灯的光谱中，其中有一对靠得很近的黄色谱线相当明显。夫琅和费拿掉油灯，换上酒精灯，同样出现了这对黄线，他又把酒精灯拿掉，换上蜡烛，这对黄线依然存在；而且还在老位置上。夫琅和费想，灯光和烛光太暗了，太阳光很强，如果把太阳光引进来观测，那是很有意思的。于是他用了一面镜子，把太阳光反射进狭缝。他发现太阳的光谱和灯光的光谱截然不同，那里不是一条条的明线光谱，而是在红、橙、黄、绿、青、蓝、紫的连续彩带上有无数条喑线，在1814到1817这几年中，夫琅和费共在太阳光谱中数出了五百多条暗线；其中有的较浓、较黑，有的则较为暗淡。夫琅和费一一记录了这些谱线的位置。并从红到紫，依次用A、B、C、D……等字母来命名那些最醒目的暗线。夫琅和费还发现，在灯光和烛光中出现一对黄色明线的位置上，在太阳光谱中则恰恰出现了一对醒目的暗线，夫琅和费把这对黄线称为D线。为什么油灯、油精灯和腊烛的光是明线光谱，而太阳光谱却是在连续光谱的背景上有无数条暗线?为什么前者的光谱中有一对黄色明线而后者正巧在同一位置有一对暗线？这些问题，夫琅和费无法作出解答。直到四十多年后，才由基尔霍夫解开了这个谜。1858年秋到1859年夏，德国化学家本生埋头在他的实验室里进行着一项有趣的实验，他发明了一种煤气灯(称本生灯)，这种煤气灯的火焰几乎没有颜色，而且其温度可高达二千多度，他把含有钠、钾、锂、锶，钡等不同元素的物质放在火焰上燃烧，火焰立即产生了各种不同的颜色。本生心里真高兴，他想，也许从此以后他可以根据火焰的颜色来判别不同的元素了。可是，当他把几种元素按不同比例混合再放在火焰上烧时，含量较多元素的颜色十分醒目，含量较少元素的颜色却不见了。看来光凭颜色还无法作为判别的依据。本生有一位好朋友是物理学家，叫基尔霍夫。他们俩经常在一起散步，讨论科学问题。有一天，本生把他在火焰实验中所遇到的困难讲给基尔霍夫听。这位物理学家对夫琅和费关于太阳光谱的实验了解得很清楚，甚至在他的实验室里还保存有夫琅和费亲手磨制的石英三棱镜。基尔霍夫听了本生的问题，想起了夫琅和费的实验，于是他向本生提出了一个很好的建议，不要观察燃烧物的火焰颜色，而应该观察它的光谱。他们俩越谈越兴奋，最后决定合作来进行一项实验。基尔霍夫在他的实验室中用狭缝、小望远镜和那个由夫琅和费磨成的石英三棱镜装配成一台分光镜，并把它带到了本生的实验室。本生把含有钠、钾、锂、锶，钡等不同元素的物质放在本生灯上燃烧，基尔霍夫则用分光镜对准火焰观测其光谱。他们发现，不同物质燃烧时，产生各不相同的明线光谱，接着，他们又把几种物质的混合物放在火焰上燃烧，他们发现，这些不同物质的光谱线依然在光谱中同时呈现，彼此并不互相影响。于是，根据不同元素的光谱特征，仍能判别出混合物中有那些物质，这种情况就象许多人合影在同一张照片上，每个人是谁依然可以分得一清二楚一样。就这样，基尔霍夫和本生找到了一种根据光谱来判别化学元素的方法——光谱分析术。

19625959333：钨丝灯原理及发展史介绍
况尚答：其标志就是电力的广泛使用，而电灯就是第二次工业革命的产物，电灯的发明彻底改变了人们的生活，大大推动了人类的发展。钨丝灯是早期使用的电灯的一种，小编今天就为大家简单介绍钨丝灯的工作原理和其发展史。钨丝灯，是以钨丝作为灯丝制成的白炽灯。钨丝灯能产生连续光谱，用于400～780nm可见光谱区。在...

19625959333：光速的研究历史
况尚答：真空中的光速是一个物理常量，国际公认值为c=299792458m/s。17世纪前人们以为光速为无限大，意大利物理学家G.伽利略曾对此提出怀疑，并试图通过实验来检验他设想，在距离很远的两个地方，两人互相用灯光传递信号，最终没能成功。艾萨克·牛顿也接受光速是有限的观念，在他1704年出版的书《光学》中，他提出...

19625959333：17至20世纪物理学主要发展简史
况尚答：物理学发展史(从1638年至1962年)公元1638年，意大利科学家伽利略的《两种新科学》一书出版，书内载有斜面实验的详细描述。伽利略的动力学研究与1609～1618年间德国科学家开普勒根据天文观测总结所得开普勒三定律，同为牛顿力学的基础。公元1643年，意大利科学家托利拆利作大气压实验，发明水银气压计。公元1646...

19625959333：灯的发展史?发光原理及作用?
况尚答：的新技术,发现充填硫元素和低压氩气于石英泡壳内,在频率为2 450MHz微波能量的驱动下,通过硫分子的振动能和转动能的跃迁,可使灯辐射出连续的可见光光谱。...可以说,稀土元素三基色荧光粉的开发与应用是荧光灯发展史上的一个重要里程碑。没有三基色荧光粉,就不可能有新一代细管径紧凑型高效节能荧光灯的今天。但...

19625959333：红外技术发展史是什么?
况尚答：研究红外辐射的产生、传播、转化、测量及其应用的技术科学。通常人们将其划分为近、中、远红外三部分。近红外指波长为0.75～3.0微米；中红外指波长为3.0～20微米；远红外则指波长为20～1000微米。在光谱学中，波段的划分方法尚不统一，也有人将0.75～3.0微米、3.0～40微米和40～1000微米作为近...

19625959333：光纤的发展史?
况尚答：1880-AlexandraGrahamBell发明光束通话传输光纤。1960-电射及光纤之发明。1960-玻璃纤维的传输损耗大于1000dB/km，其他材料包括光圈波导、气体透镜波导、空心金属波导管等。1966-七月，英籍、华裔学者高锟博士（K.C.Kao）在PIEE 杂志上发表论文《光频率的介质纤维表面波导》，从理论上分析证明了用光纤作为...

19625959333：热辐射的发展历史
况尚答：发展历史1889年O.lummer等测定了黑体辐射光谱能量分布的实验数据。1879年J.Stefan根据实验数据确立了黑体辐射力正比绝对温度的四次方规律。1884年L.Boltzmann从理论上证实了上述定律。1896年Wien位移定律。19世纪末L.Rayleigh-J.H.Jeans公式。1900年M.Planck定律。

19625959333：物理学史
况尚答：他于1900年10月下旬在《德国物理学会通报》上发表一篇只有三页纸的论文，题目是《论维恩光谱方程的完善》，第一次提出了黑体辐射公式。12月14日，在德国物理学会的例会上，普朗克作了《论正常光谱中的能量分布》的报告。在这个报告中，他激动地阐述了自己最惊人的发现。他说，为了从理论上得出正确的辐射...

19625959333：红外探测器的发展历史
况尚答：1800年，F.W.赫歇耳在太阳光谱中发现了红外辐射的存在。当时，他使用的是水银温度计，即最原始的热敏型红外探测器。1830年，L.诺比利利用当时新发现的温差电效应（也称塞贝克效应），制成了一种以半金属铋和锑为温差电偶的热敏型探测器。称作温差电型红外探测器（也称真空温差电偶）。其后，又从单个...