2015年7月1日

恆星演化之太陽光譜

作者/楊國珠(北一女中化學科老師)、李美英(北一女中物理科教師)

光譜的發展與探測
1814年,弗朗和斐(J. von Fraunhofer)仔細檢視太陽光的光譜,發現在某些位置會出現暗線,他把這些暗線依照順序以A、B、C⋯⋯命名,其中最引人注目的莫過於在黃光部分的兩條暗線── D線(D line)。有次弗朗和斐比對太陽光光譜與金屬鈉鹽燃燒產生的光譜,發現鈉鹽燃燒的光譜在同樣D線處出現兩條明亮的黃線,但當時弗朗和斐無法解釋這個奇妙的「巧合」。

在此實驗後四十幾年,1859年,德國人克希何夫(Gustav Kirchhoff)和本生(Robert Bunsen)研究各種火焰的光譜,發現每個化學元素在氣體狀態時,都有其特定的明線光譜結構,這些亮線構成一定的組合。克希何夫歸納出某元素在高熱時若能發射某種波長的光,則在較低溫時其蒸氣就會吸收相同波長的光,並推論太陽的表面必定存在鈉蒸氣,才會有這樣的巧合(D 暗線),他們兩人確認了每一條暗線所對應的化學元素,並找出在太陽光譜中的暗線分別是由哪些元素吸收所造成的。後來他們實驗的結果被歸納為三大光譜定律。

但是,為什麼氣體原子會放出或吸收特定波長的光而造成光譜為不連續的亮線或暗線?其原理一直到1913年,波耳(Niels Bohr)提出氫原子模型才能圓滿解釋。......【更多內容請閱讀科學月刊第547期】

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