夫琅和费谱线的发现
德国物理学家夫琅和费（1787～1826），也独立地采用了狭缝，在研究玻璃对各种颜色光发折射率时偶然发现了灯光光谱中的橙色双线； 1814年，发现太阳光谱中的许多暗线； 1822年，夫琅和费用钻石刻刀在玻璃上刻划细线的方法制成了衍射光栅。夫琅和费是第一位用衍射光栅测量波长的科学家，被誉为光谱学的创始人。夫琅和费利用自己的狭缝和光栅得以编排太阳光谱里576条狭窄的、暗的“夫琅和费线”。夫琅和费线是光谱中最早的基准标识，对这些暗线的解释一直是其后45年中的一个重要问题。 最后，海德堡大学的物理学教授基尔霍夫（1824～1887）给出了答案。他断言：“夫琅和费线”与各种元素的原子发射谱线处于相同波长的位置。这些黑线的产生是由于在太阳外层的原子温度较低，因而吸收了由较高温度的太阳核心发射的连续辐射中某些特定波长造成的。这种吸收与发射之间的关系导致他创建了现在众所周知的基尔霍夫定律。 其间： 赫歇尔发现了不连续的吸收光谱； ......阅读全文
夫琅和费谱线的发现
德国物理学家夫琅和费（1787～1826），也独立地采用了狭缝，在研究玻璃对各种颜色光发折射率时偶然发现了灯光光谱中的橙色双线； 1814年，发现太阳光谱中的许多暗线； 1822年，夫琅和费用钻石刻刀在玻璃上刻划细线的方法制成了衍射光栅。夫琅和费是第一位用衍射光栅测量波长的科学家，被誉为光谱
什么是谱线？
谱线是在均匀且连续的光谱上明亮或黑暗的线条,起因于光子在一个狭窄的频率范围内比附近的其他频率超过或缺乏。
为什么同一物质的吸收光谱的谱线比线状谱的谱线线少
物质能放出的光子的种类就较多由于吸收光谱往往是电子从单一的基态吸收能量跃迁到激发态形成，这样能物质吸收的光子的种类较少。而发射光谱则是由每一个较高激发态向所有的较低能级(包括基态)跃迁时形成，所以吸收光谱的谱线少于线状光谱的谱线
光栅光谱一级谱线和二级谱线关系
光栅光谱一级谱线和二级谱线关系是一级谱线靠近中央，二级谱线在外侧。二级谱线的分辨率是一级光谱的两倍。例如入射狭缝为25μm，出射狭缝宽度为88μm，其一级光谱的分辨率为0.0375nm，其二级光谱为0.0188nm。
氘灯的特征谱线
氘灯是最常用来检测紫外可见分光光度计的波长准确度的标准灯。大多数进口紫外可见分光光度计, 都用仪器上的氘灯来检测波长准确度。国产紫外可见分光光度计中, 中档以上、带有自动扫描的仪器, 也都采用仪器上的氘灯来检测波长准确度(如TU-1900、T U-1901、UV-2100、TU-1810 等
谱线红移说明什么
多普勒效应的一种形式。最早是在声波中发现的多普勒效应，火车从远处走来，声波的频率变高，火车远离，声波的频率变低。光波也是一种波，类似于声波，当发光的恒星远离我们的时候，我们接受到的光线就会波长变长（频率变低），也就是红移。如果恒星接近我们，那么我们接收到的光波波长就会变短，暂且称之为“紫移”。红橙黄
谱线“红移”是什么
1.由于多普勒效应，从离开我们而去的恒星发出的光线的光谱向红光光谱方向移动。 2.一个天体的光谱向长波（红）端的位移。天体的光或者其它电磁辐射可能由于运动、引力效应等被拉伸而使波长变长。因为红光的波长比蓝光的长，所以这种拉伸对光学波段光谱特征的影响是将它们移向光谱的红端，于是这些过程被称为红移[1
谱线“红移”是什么
可能存在三中形成宇宙谱线红移的原因，即：宇宙学效应、多普勒效应、康普顿效应，本文从理论上提出鉴别那一种是形成主要原因的方法。并针对试验的可能性的结果提出对宇宙观念的可能性影响。一、引言 1、牛顿力学导致的宇宙观念 在牛顿力学中,由于基础性的定义来自于牛顿运动定律,因此对于宇宙的观念存在着一定的局
谱线的基本概念
谱线通常是量子系统(通常是原子,但有时会是分子或原子核)和单一光子交互作用产生的。当光子的能量确实与系统内能阶上的一个变化符合时(在原子的情况,通常是电子改变轨道),光子被吸收。然后,它将再自发地发射,可能是与原来相同的频率或是阶段式的,但光子发射的总能量将会与当初吸收的能量相同,而新光子的方向不会
氘灯的特征谱线
氘灯是最常用来检测紫外可见分光光度计的波长准确度的标准灯。大多数进口紫外可见分光光度计，都用仪器上的氘灯来检测波长准确度。国产紫外可见分光光度计中，中档以上、带有自动扫描的仪器，也都采用仪器上的氘灯来检测波长准确度（如TU-1900、TU-1901、UV-2100、TU-1810、SP-2500
氘灯的特征谱线
摘要：特别要注意两点：第一，光谱带宽大于2nm以上的仪器也不能用仪器上的氘灯检测波长准确度，因为656．1nm这根特征谱线很尖锐，容易产生误差；第二，仪器制造厂商，不能只用氘灯检测波长准确度，因为可见区的波长准确度好，不能完全代替紫外区的波长准确度也好。 氘灯是最常用来检测紫外可见分光光度计的波
光谱的发展历程
人类观察到的光谱现象，一是彩虹，另一个是极光。对可见光谱所作的科学研究是1666年牛顿的色散实验，这是人类早对光谱的研究。牛顿的色散实验看到的是一条彩色光带，并未观察到光谱谱线。直到136年之后(1802年)，英国科学家沃拉斯顿(1766～1828)才采用了窄的狭缝发现太阳光谱中的7条暗线，但并未深
夫琅和费衍射和菲涅尔衍射现象的区别
一个是远场的一个是近距离的远射。
原子吸收光谱谱线与原子发射光谱谱线有什么联系
原子吸收光谱是原子发射光谱的逆过程。基态原子只能吸收频率为ν＝（Eq-E0）/h的光，跃迁到高能态Eq。因此，原子吸收光谱的谱线也取决于元素的原子结构，每一种元素都有其特征的吸收光谱线。 原子的电子从基态激发到最接近于基态的激发态，称为共振激发。当电子从共振激发态跃迁回基态时，称为共振跃迁。这种跃
原子吸收光谱仪谱线的轮廓与谱线变宽原因分析
用共振线照射时,获得一峰形吸收(具有一定宽度)。可以看成是由极为精细的许多频率相差甚小的光波组成的,有谱线轮廓。原子吸收线的宽度通常用半宽度表示。最大吸收值的一半处的频率宽度,用△ v表示,简称谱线宽度(Ⅰ0入射光强, Ⅰ 被吸收后的光强, v 0为吸收线的中心频率)。 表征吸收线轮廓(峰)的参数由
科学家通过天文望远镜获得最全太阳光谱
这是天文学家利用世界上最大的太阳望远镜获得最全太阳光谱 据《新科学家》网站报道，天文学家利用位于亚利桑那州的世界上最大的太阳望远镜，成功获得了目前分辨率最高、最全的太阳光谱。这将为天文学家分析太阳表面的元素构成提供巨大的帮助。 如果将太阳光进行精密的光谱分析，你想象下结果会是什么
XPS谱图中有哪些重要的谱线结构？
XPS谱图一般包括光电子谱线，卫星峰（伴峰），俄歇电子谱线，自旋-轨道分裂(SOS)等
谱线干扰的概念和定义
待测元素分析线上有其他元素谱线重叠或部分重叠,导致分析结果产生误差,或该分析线无法用于光谱分析。有三种情况:分析线与干扰线波长基本相同,谱线完全重叠;分析线与干扰线波长相近,谱线部分重叠;分析线落在带状光谱上。采用色散率及分辨率高的摄谱仪,可减小或消除谱线干扰。
谱线的形成和致宽
在各种天体的辐射谱中,往往有许多谱线,有的是发射线,有的是吸收线。谱线是由某种体系的分立能级之间的跃迁形成的。如果E1和E2是某个体系的两个分立能级,且E2>E1,则当体系从E2向E1跃迁时,发射频率为V=(E2 –E1)/h的辐射;反之,当体系从E1向E2跃迁时,吸收频率为v的辐射。如果发射过程比
高压汞灯的特征谱线
高压汞灯也是最常用来检测紫外可见分光光度计的波长准确度的标准灯。其特征波长和特征波长能量见表10-9。 作者曾用上海灯泡厂生产的GGQ-80 仪用高压汞灯, 稍加改造( 去掉玻璃外壳) , 来标定自制的超小型紫外可见分光光度计的波长准确度, 得到了非常满意的结果。实测的253 . 7 nm
光谱分析的概念什么时候产生的
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
光谱化学分析技术的发现历史和发展方向
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
光谱分析的历史
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
光谱的发现
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
光谱分析法的研究历史
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
光谱分析的研究与发展
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
关于吸收光谱的基本信息介绍
具有连续谱的光波通过物质样品时，处于基态的样品原子或分子将吸收特定波长的光而跃迁到激发态，于是在连续谱的背景上出现相应的暗线或暗带，称为吸收光谱。每种原子或分子都有反映其能级结构的标识吸收光谱。研究吸收光谱的特征和规律是了解原子和分子内部结构的重要手段。吸收光谱首先由J.V.夫琅和费在太阳光谱中
XPS图谱之俄歇电子谱线
电子电离后，芯能级出现空位，弛豫过程中若使另一电子激发成为自由电子，该电子即为俄歇电子。俄歇电子谱线总是伴随着XPS，但具有比XPS更宽更复杂的结构，多以谱线群的方式出现。特征：其动能与入射光ｈν无关。
原子吸收谱线变宽怎么回事
谱线变宽有好多种的！主要有1.自然宽度，2.多普勒变宽又叫热变宽，3.压力变宽，压力变宽又分为劳伦兹变宽和赫鲁兹马克变宽。还有场致变宽，自吸效应等等。通常情况下是多普勒变宽和劳伦兹变宽。
XPS图谱之光电子谱线
每一种元素都有自己特征的光电子线，它是元素定性分析的主要依据。谱图中强度最大、峰宽最小、对称性最好的谱峰，称为XPS的主谱线。