夫朗和斐譜線

譜線介紹

英國的化學家威廉·海德·沃拉斯頓是在1802年第一位注意到有一定數量的黑暗特徵譜線出現在太陽光譜中，夫朗和斐獨立的再度發現這些譜線，並且開始系統性的研究與測量這些譜線。最後，他繪出了570條的譜線，並且以字母A到K標示出主要的特徵譜線，較弱的則以其他的字母標示。
後來基爾霍夫（Gustav Kirchoff）和羅伯特·本生確認了每一條譜線所對應的化學元素，並推論在太陽光譜中的暗線是由在太陽上層的那些元素吸收造成的，有些被觀察到的特徵譜線則是地球大氣層中的氧分子造成的。

對應元素列

名稱元素波長 (nm) 名稱元素波長 (nm)
y 氧(O2) 898.765 c 鐵(Fe) 495.761
Z 氧(O2) 822.696 F H β 486.134
A 氧(O2) 759.370 d 鐵(Fe) 466.814
B 氧(O2) 686.719 e 鐵(Fe) 438.355
C H α 656.281 G' H γ 434.047
a 氧(O2) 627.661 G 鐵(Fe) 430.790
D1 鈉(Na) 589.592 G 鈣(Ca) 430.774
D2 鈉(Na) 588.995 h H δ 410.175
D3 (or d) 氦(He) 587.5618 H 鈣(Ca+) 396.847
e 汞(Hg) 546.073 K Ca+ 393.368
E2 鐵(Fe) 527.039 L 鐵(Fe) 382.044
b1 鎂(Mg) 518.362 N 鐵(Fe) 358.121
b2 鎂(Mg) 517.270 P 鈦(Ti)+ 336.112
b3 鐵(Fe) 516.891 T 鐵(Fe) 302.108
b4 鐵(Fe) 516.751 t 鎳(Ni) 299.444
b4 鎂(Mg) 516.733

夫朗和斐譜線中的C-、F-、G'-、和h- 線對應於氫原子巴耳末系的α、β、γ、和δ線，D1和D2線是著名的“鈉雙線”，中心波長是（589.29 nm）以字母"D"標示的589.29 nm。
注意在一些譜線的字母有分歧，這是夫朗和斐譜線中的d-線，可能對應於鐵的藍色譜線466.814 nm或是氦3(D3)的黃色譜線587.5618 nm；相似的還有e-線，暨對應於汞(水銀)，也對應於鐵。為了解決在使用上出現的二義性，對模擬兩可的夫朗和斐譜線會指明對應的元素（也就是汞e-線或鐵e-線）。
由於夫朗和斐譜線的波長都已經明確的被定義，所以常被用作說明光學材料的折射率和散射特性。
夫朗和斐譜線也是著名的吸收譜線，因而整個太陽吸收光譜常被稱為“夫朗和斐光譜”（夫琅禾費光譜）。

作用

譜線是在均勻且連續的光譜上明亮或黑暗的線條，起因於光子在一個狹窄的頻率範圍內比附近的其他頻率超過或缺乏。
譜線通常是量子系統（通常是原子，但有時會是分子或原子核）和單一光子相互作用產生的。當光子的能量確實與系統內能階上的一個變化符合時（在原子的情況，通常是電子改變軌道），光子被吸收。然後，它將再自發地發射，可能是與原來相同的頻率或是階段式的，但光子發射的總能量將會與當初吸收的能量相同，而新光子的方向不會與原來的光子方向有任何的關聯。
根據氣體、光源和觀測者三者的幾何關係，看見的光譜將會是吸收譜線或發射譜線。如果氣體位於光源和觀測者之間，在這個頻率上光的強度將會減弱，而再發射出來的光子絕大多數會與原來光子的方向不同，因此觀測者看見的將是吸收譜線。如果觀測者看著氣體，但是不在光源的方向上，這時觀測者將只會在狹窄的頻率上看見再發射出來的光子，因此看見的是發射譜線。
吸收譜線和發射譜線與原子有特定的關係，因此可以很容易的分辨出光線穿越過介質（通常都是氣體）的化學成分。有一些元素，像是氦、鉈、鈰等等，都是透過譜線發現的。光譜線也取決於氣體的物理狀態，因此它們被廣泛的用在恆星和其他天體的化學成分和物理狀態的辨識，而且不可能使用其他的方法完成這種工作。
同核異能位移是由於吸收光子的原子核與發射的原子核有不同的電子密度。
除了原子-光子的相互作用外，其他的機制也可以產生譜線。根據確實的物理相互作用（分子、單獨的粒子等等）所產生的光子在頻率上有廣泛的分布，並且可以跨越從無線電波到伽馬射線，所有能觀測的電磁波頻譜。

夫朗和斐譜線

基本介紹

譜線介紹

對應元素列

作用

自然致寬

其他致寬

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