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)
af disse første nøjagtige Udmaalinger af
Stoffernes Spektre skyldes Kayser og hans Elever.
Et nyt Grundlag for nøjagtige
Bølgebreddemaalinger blev skabt ved Michelson’s
Udmaaling af Bølgebredden for den røde
Cadmiumlinie ved Interferometret (1894).
Et nyt Afsnit af S. begyndte 1913 ved N.
Bohr’s Arbejder. De andre Forskere, der har
haft Bet. for Udvikling af Teorien i de senere
Aar, er omtalt i Kvanteteori. For den
eksperimentelle Undersøgelse af Spektrene og for
Udredningen af dem har især Paschen og
Fowler haft Bet. Paschen, der allerede
havde udført en lang Rk. vigtige Arbejder før
1913, skylder vi mere end nogen anden ogsaa
Kendskabet til Stoffernes ultrarøde Spektre. For
det meget langbølgede ultrarøde Omraade har
Rubens været Fører. For Udviklingen af
Kendskabet til det yderste ultraviolette var
Schumann Pioneren. Hans Arbejder er
fortsat af Lyman og Millikan. (Litt.:
Kayser, »Handbuch der Spectroscopie«, Bd I
[Leipzig 1900—12], nu delvis forældet, men
stadig meget vigtig som Kilde for Talmateriale og
ældre Litt. Den suppleres nu med ny Bd [Bd 7,
1. Del 1925], hvori det ny Talmateriale bringes.
Nyere, men ogsaa delvis forældet er Konen,
»Das Leuchten der Gase und Dämpfe«
[Braunschweig 1913]. For Seriefremstilling: Paschen
& Götze, »Seriengesetze der Linienspektren«
[Berlin 1922]; Fowler, Report on Series in
Line Spectra [Lond. 1922]. For Teorien:
Sommerfeld, »Atombau und Spektrallinien«, 4.
Udg. [Braunschweig 1924]; Foote and
Mohler, The Origin of Spectra [New York 1922].
For Bølgebreddemaaling: Eversheim,
»Wellenlängenmessungen des Lichtes im sichtbaren
und unsichtbaren Spektralbereich«
[Braunschweig 1926]. Nyere Spektralatlas:
Hagenbach & Konen, »Atlas der Emissionsspektren
der meisten Elemente« [Jena 1905]; Eder &
Valenta, »Atlas typischer Spektren« [Wien
1911]. Resultater af omfattende ensartede
Udmaalinger af Spektre i: Exner & Haschek,
»Die Spektren der Elemente« [Leipzig og Wien
1911]. Ældre Maalingsresultater i Watt’s
Index of Spectra [Lond. 1911]. Absorptionsspektre i:
Uhler & Wood, Atlas of Absorption Spectra
[Washington 1907]).
H. M. H.
(astron.) Solen. Spektret af Sollyset enten
direkte ell. reflekteret, f. Eks. fra Maanen og
Planeterne, er karakteristisk ved de mange
mørke Linier i alle Dele af det regnbuefarvede
kontinuerte Spektrum. Disse mørke Linier
benævnes alm. »Fraunhofer’s Linier«, fordi de
blev først studerede og deres Beliggenhed
bestemt af Fraunhofer 1814, om end fl. af disse
allerede var bemærkede af Wollaston 1802. Han
benævnte de mest fremtrædende med
Bogstayerne A—H, de mindre fremtrædende med
smaa Bogstayer. Beliggenheden af
Hovedlinierne er flg,: Lidt til venstre for A (7594) begynder
Spektret at blive synligt med dyb mørkerød
Farve, som efterhaanden bliver mere levende
omkr. B (6868); C ell. Ha (6563) ligger i det
røde, men nu begynder Farven at blive mere
gulrød (orange) og er ved D (5893, D1 5896,
D2 5890) gaaet over til fuldstændig gul; dette
Parti er tillige det; mest lysende af Spektret.
Mellem D og E viser der sig et grønligt Skær,
E (5270) ligger ganske i det grønne, og
allerede mellem E og F ell. Hβ (4861) begynder
den blaa Farve at gøre sig gældende; her har
vi Linierne b1 (5184), b2 (5173), b3 (5169), b4
(5168). Farverne bliver stedse renere et langt
Stykke over f = Hγ (4341) hen imod G (4308),
hvorfra den gennemi indigo gaar over i det dybt
violette med Linierne g (4227) og h = Hδ (4102),
som til sidst hinsides Dobbeltlinien H1 og H2
(H og K, 3969 og 3934) taber sig i Mørket.
Beliggenheden af sine Linier refererede
Fraunhofer og de flg. Forskere til en vilkaarlig
Skala; det var først Ångström, som i sit Spectre
normal du soleil (1868) indførte Bølgelængden
som Maal for Udstrækningerne i Spektret og
angav for 1000 Linier Bølgelængderne i
Enheder af 10 Milliontedels Millimeter. Hans
System har været benyttet, til Rowland 1893
udgav: A new table of standard wavelengths og
1895—97: Preliminarg tyable of solar spectrum
wavelengths med 20000 Linier fra λ = 7331 til
λ = 2976. Disse Bestemmelser er dog, som
Undersøgelser af Perot og Fabry, H. Kayser og
især Hartmann har vist, behæftede med
systematiske Fejl, saa at en Revision af det nu
alm. benyttede Rowland’s System staar paa
Dagsordenen. International Union for
Cooperation in Solar Research og International
Astronomical Union har overtaget Arbejdet med en
ny Bestemmelse af jævnt over Solspektret
fordelte Fundamentallinier, baseret paa den røde
Kadmiumlinie, hvis Bølgelængde efter
Bestemmelse af bl. a. Fabry og Perot er sat til λ =
6438,4696 (ved 15° C, 760 mm og g = 980,665).
Enheden i dette ny System skal betegnes ved
I. A. (International Ångström) ell. A. U.
(Ångström Unit). Enkelte mindre Dele af Arbejdet
er hidtil publicerede, saaledes Bølgelængden for
50 Linier tilhørende Jern i Strøget λ 4282—6494,
baseret paa Bestemmelser af Fabry og Buisson,
Eversheim, Pfeund. Man har opnaaet en
Nøjagtighed, svarende til en sandsynlig Fejl af
en Tusindedel af en Ångström-Enhed. Og denne
Nøjagtighed maa der til for at kunne prøve
Rigtigheden af den alm. Forskydning mod det
røde af Spektrallinierne, som fordres af den
alm. Relativitetsteori. De Maalinger, som
hidtil er udført af forsk. Forskere, ser ud til at
føre til Einsteins Værdi.
Den synlige Del af Solspektret strækker sig
altsaa fra omkr. λ = 7594 til λ = 3934, men
paa begge Sider kan Spektret forfølges
betydelig længere. I det ultraviolette, hvor
Grænsen afhænger af det glødende Legemes Temp.,
vil den mod det violette voksende Absorption
saavel i Solens som Jordens Atmosfære
bevirke, at Spektret ikke kan følges ud over en
bestemt Grænse. Cornu har fundet denne
Grænse ved λ = 2950, hvilket stemmer vel
med, at Huggins fandt, at Spektret af Vega
standsede ved 2970. Baandspektret af Ozon (s. d.)
i Jordatmosfæren afskærer Solspektret ved c. λ
2900. I det infrarøde har Abney fotografisk
kunnet følge Spektret til λ = 10750 = 1,075
Mikron og har i Strøget herfra og til λ = 7600
fundet 590 Absorptionslinier. Langley er med
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
