夫瑯和費譜線的發現
德國物理學家夫瑯和費（1787～1826），也獨立地采用了狹縫，在研究玻璃對各種顏色光發折射率時偶然發現了燈光光譜中的橙色雙線； 1814年，發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。夫瑯和費是第一位用衍射光柵測量波長的科學家，被譽為光譜學的創始人。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最早的基準標識，對這些暗線的解釋一直是其后45年中的一個重要問題。 最后，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射的連續輻射中某些特定波長造成的。這種吸收與發射之間的關系導致他創建了現在眾所周知的基爾霍夫定律。 其間： 赫歇爾發現了不連續的吸收光譜； ......閱讀全文
夫瑯和費譜線的發現
德國物理學家夫瑯和費（1787～1826），也獨立地采用了狹縫，在研究玻璃對各種顏色光發折射率時偶然發現了燈光光譜中的橙色雙線； 1814年，發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。夫瑯和費是第一位用衍射光柵測量波長的科學家，被譽為光譜
什么是譜線？
譜線是在均勻且連續的光譜上明亮或黑暗的線條,起因于光子在一個狹窄的頻率范圍內比附近的其他頻率超過或缺乏。
為什么同一物質的吸收光譜的譜線比線狀譜的譜線線少
物質能放出的光子的種類就較多由于吸收光譜往往是電子從單一的基態吸收能量躍遷到激發態形成，這樣能物質吸收的光子的種類較少。而發射光譜則是由每一個較高激發態向所有的較低能級(包括基態)躍遷時形成，所以吸收光譜的譜線少于線狀光譜的譜線
光柵光譜一級譜線和二級譜線關系
光柵光譜一級譜線和二級譜線關系是一級譜線靠近中央，二級譜線在外側。二級譜線的分辨率是一級光譜的兩倍。例如入射狹縫為25μm，出射狹縫寬度為88μm，其一級光譜的分辨率為0.0375nm，其二級光譜為0.0188nm。
氘燈的特征譜線
氘燈是最常用來檢測紫外可見分光光度計的波長準確度的標準燈。大多數進口紫外可見分光光度計, 都用儀器上的氘燈來檢測波長準確度。國產紫外可見分光光度計中, 中檔以上、帶有自動掃描的儀器, 也都采用儀器上的氘燈來檢測波長準確度(如TU-1900、T U-1901、UV-2100、TU-1810 等
譜線紅移說明什么
多普勒效應的一種形式。最早是在聲波中發現的多普勒效應，火車從遠處走來，聲波的頻率變高，火車遠離，聲波的頻率變低。光波也是一種波，類似于聲波，當發光的恒星遠離我們的時候，我們接受到的光線就會波長變長（頻率變低），也就是紅移。如果恒星接近我們，那么我們接收到的光波波長就會變短，暫且稱之為“紫移”。紅橙黃
譜線“紅移”是什么
1.由于多普勒效應，從離開我們而去的恒星發出的光線的光譜向紅光光譜方向移動。 2.一個天體的光譜向長波（紅）端的位移。天體的光或者其它電磁輻射可能由于運動、引力效應等被拉伸而使波長變長。因為紅光的波長比藍光的長，所以這種拉伸對光學波段光譜特征的影響是將它們移向光譜的紅端，于是這些過程被稱為紅移[1
譜線“紅移”是什么
可能存在三中形成宇宙譜線紅移的原因，即：宇宙學效應、多普勒效應、康普頓效應，本文從理論上提出鑒別那一種是形成主要原因的方法。并針對試驗的可能性的結果提出對宇宙觀念的可能性影響。一、引言 1、牛頓力學導致的宇宙觀念 在牛頓力學中,由于基礎性的定義來自于牛頓運動定律,因此對于宇宙的觀念存在著一定的局
譜線的基本概念
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)和單一光子交互作用產生的。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。然后,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
氘燈的特征譜線
氘燈是最常用來檢測紫外可見分光光度計的波長準確度的標準燈。大多數進口紫外可見分光光度計，都用儀器上的氘燈來檢測波長準確度。國產紫外可見分光光度計中，中檔以上、帶有自動掃描的儀器，也都采用儀器上的氘燈來檢測波長準確度（如TU-1900、TU-1901、UV-2100、TU-1810、SP-2500
氘燈的特征譜線
摘要：特別要注意兩點：第一，光譜帶寬大于2nm以上的儀器也不能用儀器上的氘燈檢測波長準確度，因為656．1nm這根特征譜線很尖銳，容易產生誤差；第二，儀器制造廠商，不能只用氘燈檢測波長準確度，因為可見區的波長準確度好，不能完全代替紫外區的波長準確度也好。 氘燈是最常用來檢測紫外可見分光光度計的波
光譜的發展歷程
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現太陽光譜中的7條暗線，但并未深
夫瑯和費衍射和菲涅爾衍射現象的區別
一個是遠場的一個是近距離的遠射。
原子吸收光譜譜線與原子發射光譜譜線有什么聯系
原子吸收光譜是原子發射光譜的逆過程。基態原子只能吸收頻率為ν＝（Eq-E0）/h的光，躍遷到高能態Eq。因此，原子吸收光譜的譜線也取決于元素的原子結構，每一種元素都有其特征的吸收光譜線。 原子的電子從基態激發到最接近于基態的激發態，稱為共振激發。當電子從共振激發態躍遷回基態時，稱為共振躍遷。這種躍
原子吸收光譜儀譜線的輪廓與譜線變寬原因分析
用共振線照射時,獲得一峰形吸收(具有一定寬度)。可以看成是由極為精細的許多頻率相差甚小的光波組成的,有譜線輪廓。原子吸收線的寬度通常用半寬度表示。最大吸收值的一半處的頻率寬度,用△ v表示,簡稱譜線寬度(Ⅰ0入射光強, Ⅰ 被吸收后的光強, v 0為吸收線的中心頻率)。?表征吸收線輪廓(峰)的參數由
科學家通過天文望遠鏡獲得最全太陽光譜
這是天文學家利用世界上最大的太陽望遠鏡獲得最全太陽光譜 據《新科學家》網站報道，天文學家利用位于亞利桑那州的世界上最大的太陽望遠鏡，成功獲得了目前分辨率最高、最全的太陽光譜。這將為天文學家分析太陽表面的元素構成提供巨大的幫助。 如果將太陽光進行精密的光譜分析，你想象下結果會是什么
XPS譜圖中有哪些重要的譜線結構？
XPS譜圖一般包括光電子譜線，衛星峰（伴峰），俄歇電子譜線，自旋-軌道分裂(SOS)等
譜線干擾的概念和定義
待測元素分析線上有其他元素譜線重疊或部分重疊,導致分析結果產生誤差,或該分析線無法用于光譜分析。有三種情況:分析線與干擾線波長基本相同,譜線完全重疊;分析線與干擾線波長相近,譜線部分重疊;分析線落在帶狀光譜上。采用色散率及分辨率高的攝譜儀,可減小或消除譜線干擾。
譜線的形成和致寬
在各種天體的輻射譜中,往往有許多譜線,有的是發射線,有的是吸收線。譜線是由某種體系的分立能級之間的躍遷形成的。如果E1和E2是某個體系的兩個分立能級,且E2>E1,則當體系從E2向E1躍遷時,發射頻率為V=(E2 –E1)/h的輻射;反之,當體系從E1向E2躍遷時,吸收頻率為v的輻射。如果發射過程比
高壓汞燈的特征譜線
高壓汞燈也是最常用來檢測紫外可見分光光度計的波長準確度的標準燈。其特征波長和特征波長能量見表10-9。??? 作者曾用上海燈泡廠生產的GGQ-80 儀用高壓汞燈, 稍加改造( 去掉玻璃外殼) , 來標定自制的超小型紫外可見分光光度計的波長準確度, 得到了非常滿意的結果。實測的253 . 7 nm
光譜分析的概念什么時候產生的
1802年，有一位英國物理學家沃拉斯頓為了驗證光的色散理論重做了牛頓的實驗。這一次，他在三棱鏡前加上了狹縫，使陽光先通過狹縫再經棱鏡分解，他發現太陽光不僅被分解為牛頓所觀測到的那種連續光譜，而且其中還有一些暗線。可惜的是他的報告沒引起人們注意，知道的人很少。1814年，德國光學家夫瑯和費制成了第一臺
光譜化學分析技術的發現歷史和發展方向
1802年，有一位英國物理學家沃拉斯頓為了驗證光的色散理論重做了牛頓的實驗。這一次，他在三棱鏡前加上了狹縫，使陽光先通過狹縫再經棱鏡分解，他發現太陽光不僅被分解為牛頓所觀測到的那種連續光譜，而且其中還有一些暗線。可惜的是他的報告沒引起人們注意，知道的人很少。1814年，德國光學家夫瑯和費制成了第一臺
光譜分析的歷史
1802年，有一位英國物理學家沃拉斯頓為了驗證光的色散理論重做了牛頓的實驗。這一次，他在三棱鏡前加上了狹縫，使陽光先通過狹縫再經棱鏡分解，他發現太陽光不僅被分解為牛頓所觀測到的那種連續光譜，而且其中還有一些暗線。可惜的是他的報告沒引起人們注意，知道的人很少。1814年，德國光學家夫瑯和費制成了第一臺
光譜的發現
1802年，有一位英國物理學家沃拉斯頓為了驗證光的色散理論重做了牛頓的實驗。這一次，他在三棱鏡前加上了狹縫，使陽光先通過狹縫再經棱鏡分解，他發現太陽光不僅被分解為牛頓所觀測到的那種連續光譜，而且其中還有一些暗線。可惜的是他的報告沒引起人們注意，知道的人很少。1814年，德國光學家夫瑯和費制成了第一臺
光譜分析法的研究歷史
1802年，有一位英國物理學家沃拉斯頓為了驗證光的色散理論重做了牛頓的實驗。這一次，他在三棱鏡前加上了狹縫，使陽光先通過狹縫再經棱鏡分解，他發現太陽光不僅被分解為牛頓所觀測到的那種連續光譜，而且其中還有一些暗線。可惜的是他的報告沒引起人們注意，知道的人很少。1814年，德國光學家夫瑯和費制成了第一臺
光譜分析的研究與發展
1802年，有一位英國物理學家沃拉斯頓為了驗證光的色散理論重做了牛頓的實驗。這一次，他在三棱鏡前加上了狹縫，使陽光先通過狹縫再經棱鏡分解，他發現太陽光不僅被分解為牛頓所觀測到的那種連續光譜，而且其中還有一些暗線。可惜的是他的報告沒引起人們注意，知道的人很少。1814年，德國光學家夫瑯和費制成了第一臺
關于吸收光譜的基本信息介紹
具有連續譜的光波通過物質樣品時，處于基態的樣品原子或分子將吸收特定波長的光而躍遷到激發態，于是在連續譜的背景上出現相應的暗線或暗帶，稱為吸收光譜。每種原子或分子都有反映其能級結構的標識吸收光譜。研究吸收光譜的特征和規律是了解原子和分子內部結構的重要手段。吸收光譜首先由J.V.夫瑯和費在太陽光譜中
XPS圖譜之俄歇電子譜線
電子電離后，芯能級出現空位，弛豫過程中若使另一電子激發成為自由電子，該電子即為俄歇電子。俄歇電子譜線總是伴隨著XPS，但具有比XPS更寬更復雜的結構，多以譜線群的方式出現。特征：其動能與入射光ｈν無關。
原子吸收譜線變寬怎么回事
譜線變寬有好多種的！主要有1.自然寬度，2.多普勒變寬又叫熱變寬，3.壓力變寬，壓力變寬又分為勞倫茲變寬和赫魯茲馬克變寬。還有場致變寬，自吸效應等等。通常情況下是多普勒變寬和勞倫茲變寬。
XPS圖譜之光電子譜線
每一種元素都有自己特征的光電子線，它是元素定性分析的主要依據。譜圖中強度最大、峰寬最小、對稱性最好的譜峰，稱為XPS的主譜線。