Treść książki
Przejdź do opcji czytnikaPrzejdź do nawigacjiPrzejdź do informacjiPrzejdź do stopki
1.4.Początkispektroskopiiatomowej
ObecniewszystkielinienatleciągłegowidmasłonecznegosąnazywaneliniamiFraun-
hofera.Ponieważdługościfalitychliniisądobrzezdefiniowane,sąwięcużywaneprzy
określaniuwspółczynnikazałamaniaiwłasnościdyspersyjnychmateriałówoptycznych.
b.Dopierow1859r.GustavRobertKirchhoff,opierającsięnadoświadczeniachJeana
BernardaFoucaulta(iinnych),dotyczącychotrzymywaniawidmabsorpcyjnych(p.1.3.3)
wwarunkachlaboratoryjnych,wysunąłhipotezę,żegorąceSłońcejestotoczoneprzez
chłodniejszewarstwygazowedziałającenaemitowaneświatłoowidmieciągłymjak
warstwaabsorbująca,azatemlinieFraunhoferasąliniamiabsorpcyjnymii
Wedługobecnegostanuwiedzyzarównosłoneczneemisyjnewidmociągłe,jakilinie
absorpcyjnepowstajązasadniczowtejsamejwarstwieatmosferySłońcazwanejfotosferąi
–Widmociągłeemitowanejestprzezskondensowanygazpozostającywlokalnejrówno-
wadzetermodynamicznej(p.1.3.2.A.a)otemperaturzebliskiej6000K;jegoenergiazasi-
lanajestzwnętrzaSłońca(skutkiemreakcjitermojądrowychtemperaturacentralnawy-
nosiokoło13,8·10
6K),natomiastubytekenergiizachodziprzezpochłanianiefotonów
ispowodowanejestgłównieciągłąfotojonizacjąujemnychjonówwodorowychH-(jony
wodoruodwuelektronach),którepowstajądziękiwielkiejliczbieswobodnychelektro-
nówwatmosferzeSłońca.
–Linieabsorpcyjnepowstająwwynikuselektywnegopochłanianiapromieniowaniamono-
chromatycznegoprzezatomyznajdującychsiętampierwiastków.Wprawdzie-zgodniezpra-
wemKirchhoffa-atomytemogąnastępniereemitowaćfaleotejsamejdługości,którezaab-
sorbowały,alenaobserwowaneprzeznaswidmomawpływjedynietopromieniowanie,które
makierunekodSłońcakuZiemi,aponieważreemisjanastępujewpełnykątbryłowy,więc
stosunkowobardzomałowpływaonanatowidmo.Napodstawiespektralnejanalizylinii
FraunhoferawykrytonaSłońcuokoło70pierwiastkówchemicznych,przyczymokazujesię,
żenajwięcej,bookoło75%jestwodoru,około24%-helu,apozostałepierwiastkistanowią
1%,zktórychnajobfitszeto:O,C,N,Mg,SiiFe.
B.Rozwójtechnikipomiarowej
Dokładniejszepomiarydługościfalświetlnychstałysięmożliwedopierowówczas,
gdydobadańspektroskopowychzastosowanosiatkidyfrakcyjne(p.3.2.1.E),stanowią-
ceukładyrównoległychirównoodległych(oodległościachrzędudługościfali)ryswy-
żłobionychnaodpowiednichmateriałach.Pierwszątakąsiatkęskonstruowałw1821r.
Fraunhofer.Prawiepięćdziesiątlatpóźniej(1868)Ångström,opierającsięnawłasnych
pomiarachdługościfaliprzyużyciusiatkidyfrakcyjnej,opublikowałmapęwidmasło-
necznegoobejmującącałyobszarwidzialny.DaneÅngströmaprzezwielelatsłużyły
jakoźródłostandardowychdługościfali.Długościfalinatejmapiepodanebyływdzie-
sięciomilionowychczęściachmilimetra(10
-7mm=10-10m).Odtejporyjednostkitej,
nazwanejpóźniejangstremem(p.1.2.1.B.a),zaczętoużywaćwspektroskopiijakojed-
nostkidługościfalświetlnych.
Zdającsobiesprawę,żedokładnośćpomiarówspektroskopowychzależyodjakości
siatkidyfrakcyjnej,fizykamerykańskiHenryAugustusRowlandskonstruowałw1882r.
nadzwyczajdokładnąmaszynępodzielnicządorównomiernegonacinaniaryssiatki
iwciąguparuzaledwielatopublikowałnatlassłoneczny”obejmującydługościfali
25
