Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Spektralanalyse
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
Below is the raw OCR text
from the above scanned image.
Do you see an error? Proofread the page now!
Här nedan syns maskintolkade texten från faksimilbilden ovan.
Ser du något fel? Korrekturläs sidan nu!
This page has been proofread at least once.
(diff)
(history)
Denna sida har korrekturlästs minst en gång.
(skillnad)
(historik)
Timilliontedel af en mm. Men det viste sig
snart, at der ogsaa ved Koincidensmetoden
opstod større Fejl end antaget, op til 0,03 Å.
Grundlaget for Bølgebreddemaaling er derfor
nu helt ændret efter Beslutning af International
Solar Union, der efter Krigen er erstattet af
International Astronomical Union. Som
Grundlag benyttes Maalingen af den røde
Cadmiumlinies Bølgebredde ved Michelson’s
Interferometer (se Interferens); denne Linie er
den skarpeste Linie, man kender. En meget
nøjagtig Gentagelse 1907 (Benoit, Fabry og
Perot) af Michelson’s opr. Maaling fra 1894 gav
λ = 6438,4696 Å, der kun afviger nogle
Titusendedele Å fra Michelson’s opr. Resultat, og
hvis absolutte Fejl næppe heller er større end
nogle faa Titusendedele Å. Ved Hjælp af Fabry
& Perot’s Etalon (se Interferens) er paa
Grundlag heraf udmaalt Bølgebredden for et
Antal Jernlinier og enkelte andre Linier med c.
50 Å Afstand gennem det synlige og indre
ultraviolette Spektrum. Disse sekundære
Normallinier kendes med en Nøjagtighed af
0,002—0,003 Å. Paa Tavlen Fig. 1 er vist (lidt
formindsket) en Del af det Atlas over
Jernspektret, som Fabry & Perot udgav i
Tilslutning til disse ældre Maalinger. Bølgebredden
er angivet foroven; 37 betyder 3700 Å. Hele
den Del af Jernspektret, som Atlasset
indeholder, har en Længde af 260 cm. Rowland’s
Solatlas havde et Solspektrum af c. 20 m Længde.
I de kommende Aar skal disse Maalinger
suppleres dels med fl. Jernlinier, dels bl. a. med
Neonlinier. Endelig bestemmes ved
Interpolation paa Gitteroptagelser tættere
sammenliggende tertiære Normaler i Jernspektret med
omtr. samme Nøjagtighed. Sollinierne er
opgivne som Normallinier, da deres Bølgebredde
afviger lidt fra de samme Stoffers Linier her
paa Jorden, bl. a. p. Gr. a. Trykkets
Indflydelse; da vi ikke behersker og ikke engang
kender de Betingelser, hvorunder Linierne
fremkommer paa Solen, vilde Brugen af Sollinierne
indføre en uberegnelig Usikkerhed i
Normalerne. Ogsaa paa Jernliniernes Bølgebredde, som
paa næsten alle andre Liniers, har
Frembringelsesbetingelserne en vis ringe Indflydelse;
derfor er alle Omstændigheder, der kan tænkes
at have Indflydelse paa Bølgebredden, nøje
foreskrevet for Normaljernbuen, og der er
udvalgt saadanne Linier, som synes at paavirkes
mindst af vekslende Betingelser. Naar det
foreløbige Program for Normalernes
Tilvejebringelse er helt gennemført, vil man raade over
et særdeles fuldkomment Normalsystem.
Bølgebredder maalt paa Grundlag deraf siges at
være maalt i internationale Ångstrøm-Enheder,
men desværre er det endnu relativt faa Stoffer,
hvis Spektre direkte er udmaalt i denne
Enhed og med den Nøjagtighed, der nu kan
opnaas. De fleste Angivelser af Bølgebredder er
endnu i den ældre saakaldte Rowland-Skala,
og Omregningen fra den ene Skala til den
anden medfører en vis Usikkerhed, saa at meget
af det uhyre Talmateriale, der i Tidens Løb er
samlet, ikke har fuld Værdi. For det ultrarøde
og yderste ultraviolette Spektrum er
Maalenøjagtigheden væsentlig ringere, og der
eksisterer ikke Normallinier, der er kendt med
tilfredsstillende Nøjagtighed, saa at der her
endnu er meget Arbejde at udføre.
b). Typiske Spektre. Det simpleste af
alle Spektre, Brintspektret, er vist skematisk i
Fig. 10 og som Fotografi paa Tavlen Fig. 2.
Fotografiet er et Stjernespektrum (Vega), da
det ikke er let at faa saa mange Brintlinier
med ved Laboratorieforsøg. Hα er rød, Hβ
blaagrøn, Hγ og Hδ violette. Resten ultraviolette.
(Den første Linie paa Fotografiet er Hγ).
Bogstaverne C og F henviser til Betegnelserne paa
de tilsvarende Fraunhofer’ske Linier i
Solspektret. Det viste Spektrum er imidlertid kun en
Del af det fuldstændige Brintspektrum, en
ganske lgn. Gruppe af Linier ligger i det yderste
ultraviolette fra 1216 Å til henimod en Grænse
ved 912 Å, o. a. lgn. Grupper ligger i det
ultrarøde, den første fra 18756 Å, den næste fra
40500 Å o. s. v. Den ejendommelige lovmæssige
Ordning af Linierne i hver Gruppe ell. Serie
med tættere og tættere Ophobning af Linierne
henimod en bestemt Grænse, hvor de pludselig
hører op, har tidlig tiltrukket sig
Opmærksomhed, og Balmer fandt 1885, at Bølgebredden
for Linierne i den da alene kendte synlige
Serie kunde beregnes af Formlen 3647,0 m2/m2—4,
hvoraf man ved for m at sætte henh. 3, 4, 5 ...
faar Bølgebredden for henh. Hα, Hβ, Hγ.
Denne Formel og alle andre Spektralformler bliver
simplere, naar man i St f. Bølgebredden λ
regner med Svingningstallet v’ — c/λ, hvor c er
Lysets Hastighed, ell. hvad der giver
bekvemmere simplere Tal og mest bruges, med det
saakaldte Bølgetal v, Antallet af Bølgebredder
paa en cm; v = 1/λ, hvor λ er maalt i cm.
Balmers Formel bliver da v = 109677,7
(1/22—1/m2). Den teoretiske Betydning heraf
omtales nedenfor.
Andre ret simple Spektre har
Alkalimetallerne, Lithium Li, Natrium Na, Kalium K
o. s. v. I en Sprit- ell. Gasflamme bestaar
Li-spektret væsentlig af en rød Linie, 6708 Å,
Na-spektret af en gul Dobbeltlinie, 5896 og 5890 Å
o. s. v. Ved højere Temp. som i Buelampen
faas linierigere Spektre, hvoraf Tavlen Fig. 3
viser den ultraviolette Del af Li-spektret og
Fig. 4 og 5 hele Na-spektret; den synlige Del
er fotograferet sammen med Jernspektret
(foroven) som et Eksempel paa, hvorledes dette
bruges til Bølgebreddemaaling. Fig. 11 er en
skematisk Tegning af Li-spektret, hvor
Liniernes Tykkelse skal angive deres relative Styrke.
Den meget fede Linie ved v = 15000 er den
røde Hovedlinie λ = 6708 Å. Den skematiske
Tegning og Fotografiet har de korte Bølger til
 |
| Fig. 10. Brintspektret. |
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
