绕射光栅的分光术发明以后.ppt

1、第四組,組員:杜佳霖 許銘亨 吳俊穎 杜文皓 黃煥純 鄭詠達,化學報告,Discovery of Helium and the Rise and Fall of Coronium,Scientists know that our sun and other stars contain certain elements. 科學家們知道，我們的太陽和其他恆星含有某些元素。 How was this information obtained? 這些信息是如何獲得？ In the early nineteenth century, the German physicist Josef Fraunhof

2、er studied the emission spectrum of the sun and noticed certain dark lines at specific wavelengths. 在19世紀初 德國物理學家約瑟夫弗勞恩霍夫研究太陽的發射光譜，在特定波長發現了一些暗線。 We interpret the appearance of these lines by supposing that originally a continuous band of color was radiated and that, as the emitted light moves outwar

3、d from the sun, some of the radiation is reabsorbed at those wavelengths by the atoms in space.,We interpret the appearance of these lines by supposing that originally a continuous band of color was radiated and that, as the emitted light moves outward from the sun, some of the radiation is reabsorb

4、ed at those wavelengths by the atoms in space. 我們認為，發射的輻射光從太陽向外移動，這些最初照射的線通過一個有顏色的連續帶，而輻射被在太空中的這些波長的原子 重新吸收。,These dark lines are therefore absorption lines. 因此，這些暗線是吸收譜線。 For atoms, the emission and absorption of light occur at the same wavelengths. 對於原子，光的發射和吸收在同一波長發生。 By matching the absorption l

5、ines in the emission spectra of a star with the emission spectra of known elements in the laboratory, scientists have been able to deduce the types of elements present in the star. 藉由匹配的一顆發射光譜中一吸收線的新星，在實驗室中，科學家已經能夠推斷出存在於恆星的元素的類型。,Another way to study the sun spectroscopically is during its eclipse.

6、太陽光譜研究的另一種方法是在日食。 In 1868 the French physicist Pierre Janssen observed a bright yellow line (see Figure 7.8) in the emission spectrum of the suns corona during the totality of the eclipse. 1868年法國物理學家皮埃爾揚森的太陽日冕發射光譜，觀察月食的全部過程發現到一個明亮的黃線（見圖7.8)。 (The corona is the pearly white crown of light visible ar

7、ound the sun during a total eclipse.) （日冕是日全食時太陽周圍可見的光珍珠白冠）。 This line did not match the emission lines of known elements, but did match one of the dark lines in the spectrum sketched by Fraunhofer. 這條線不符合已知元素的發射線，但藉由Fraunhofer勾勒，卻符合在光譜中的暗線。,The name helium (form Helios, the sun god in Greek mytholo

8、gy) was given to the element responsible for the emission line. 名稱氦（表格，希臘神話中的太陽神赫利俄斯）負責發射線元素。 Twenty-seven years later, helium was discovered on Earth by the British chemist William Ramsay in a mineral of uranium. 二十七年後，氦，由英國化學家威廉拉姆齊在鈾礦物上發現。 On Earth , the only source of helium is through radioactiv

9、e decay processes particles emitted during nuclear decay are eventually converted to helium atoms. 在地球上，氦的唯一來源是通過放射性粒子的核衰變過程中排放最終轉化為氦原子。,The search for new elements from the sun did not end with helium. 太陽並沒有結束生產氦氣來尋找新的元素。 Around the time of Janssens work, scientists also detected a bright green lin

10、e in the spectrum from the corona. 在揚森的工作時間，科學家們在光譜中的電暈也發現了一個明亮的綠色線。 They did not know the identity of the element giving rise to the line, so they called it coronium because it was only found in the corona. 他們不知道他們只發現在日冕的元素，所以他們把它稱為冠狀。 Over the following years, additional mystery coronal emission l

11、ines were found. 在接下來的幾年中，發現了額外的神秘日冕發射線。,The coronium problem proved much harder to solve than the helium case because no matchings were found with the emission lines of known elements. 事實證明氪問題比氦情況更難解決，因為沒有找到符合已知元素的發射線。 It was not until the late 1930s that the Swedish physicist Bengt Edlen identifie

12、d these lines as coming from partially ionized atoms of iron, calcium, and nickel. 但直到20世紀30年代末，瑞典物理學家埃德倫確定這些線來自部分鐵，鈣，鎳原子。,At very high temperatures (over a million degrees Celsius), many atoms become ionized by losing one or more electrons. 在極高的溫度（超過一百萬攝氏度）下，使許多原子失去一個或多個電子。 Therefore, the mystery e

13、mission lines come from the resulting ions of the metals and not from a new element. 因此，神秘發射線來自所得的離子金屬，而不是從一個新的元素。 So, after some 80 years the coronium problem was finally solved. 終於，大約80年後，氪的問題終於解決了。 There is no such element as coronium after all! 畢竟，在也沒有這樣的元素氪了！,目前我們已經確定並命名的元素有一百零九種，其中有二十來個是1937 年

14、以後科學家在實驗室中以人工方法製造出來的， 真正在地球上天然存在的只有八十八種。而這些天然元素的發現過程真是多彩多姿，五花八門，有的是在遠古時代就被 人類熟知並利用的，像金銀銅鐵錫鉛汞等金屬及碳硫等非金屬。有些是中世紀的鍊金術士在經年累月的 摸索中所獲得的，像砷磷銻鉍等。十八世紀初葉化學開始萌芽，以真正的實驗技術發現了鋅鉑鈷鎳等。十 八世紀中葉以後，由於經驗的累積以及有系統的分析與整理，化學得以迅速發展，發現了許多重要元素，如氫氮,補充教材,氧氯等氣體以及包括錳鎢鈾鈦鈹鉻鋨銥等的約十八種金屬。進入十九世紀以後，由於1800 年伏打電池的 發明，開啟了電化學時代，科學家以電解法製得了鉀鈉鎂鈣鍶鋇

15、以及鋁等活性金屬，這期間另有像鋰硼 溴碘矽鎘氟等十三種元素在歐洲各地陸續出爐。總計到1850 年止，人類已知的元素一共有 59 種。 1860 年代，光譜學興起，靠著分光器的發明，科學家又發現了銫銣鉈銦鎵等五個元素，並預言了氦的存在。這 些地殼中含量甚少的元素，如用平常化學上的礦物分析法，恐怕永遠不會被發現。本文擬從學的發展談起，再談談光譜 學在化學上的應用以及利用它來發現新元素的有趣過程。,光譜研究的鼻祖是鼎鼎大名的科學家牛頓，1663 年，當他還是一個劍橋大學 21 歲的大學生時就開始研究色與光的問題。三年後，他做了有名的三稜鏡光散射實驗，將一束太陽光經一塊三角形玻璃稜鏡折射後，在牆上分布

16、成紅橙黃綠藍靛紫等七色的彩色光帶。當再倒放一個三稜鏡於第一個三稜鏡後面時 ，各顏色又重新組合成為一束白光。 1672 年，在倫敦皇家學會上發表的第一篇論文光和色的新理論中，牛頓將這種彩虹色帶命名為光譜(Spectrum)，並正確的解釋了它的成因：日光原是各種色光混合而成的，由於各色光的折射率不同，所以通過三稜鏡時被色散開來。他的說法澄清了亞理斯多德以來對於色與光的種種臆測與妄斷。其實牛頓並不是第一位觀察到這種色散現象的人，早在西元一世紀時，羅馬最偉大的政治家兼哲學家西尼卡(L.A.Senica 4 BC-65 AD)，就曾在他歸類整理的七卷自然界問題中提到，當陽光照過一塊角形的玻璃時，會呈現彩

17、虹 的全部顏色，只是西尼卡認為那是玻璃將白光著色的結果。,光譜的發現,今日我們已知所有紅橙黃綠藍靛紫等七色光都是本質相同的電磁波，其唯一的差異只是波長不同，紅光波長最長，約7500 埃 (1 埃= 一億分之一公分)，紫光波長最短，約4000 埃左右。這是我們人類視覺感官所能看見的範圍，稱為可見光 (Visible Light，簡寫為 VIS)。至於在這可見光譜的兩端還有什麼，既是人類眼睛所不可見，也就沒有人想到要去探究它了！ 事隔一個多世紀，到 1800 年，德裔英國天文學家威廉赫瑟爾爵士 (Sir WilliamHerschel 1738-1822) 做了一個有趣的實驗，他將一個非常靈敏的溫

18、度計放在經稜鏡色散開來的光譜中，測量各色光的溫度。結果發現愈向紅光方向溫度愈高，而且超出紅光後，在沒有色光的地方，溫度還繼續升高，他推斷在紅光之外一定還有一種我們人類肉眼所看不見的輻射光，就這樣發現了波長比紅光更長的紅外線(Infrared，簡寫為 IR)。 紅外線具有較強的熱效應，因此也叫熱線。,說起赫瑟爾這個人可真不簡單，他原是一名風琴師，中年後熱中於天文研究，以自製的高倍率望遠鏡觀測星空，在1781 年發現了天王星而名噪一時。在四十多年孜孜不倦的日有所思，夜有所見的鑽研中，發展出宇宙群島論與天體演化論，並發現了天王星的兩個衛星土星的兩個衛星2500 個以上的星雲星團，以及近 850 顆雙

19、星。其妹卡洛琳(Caroline.L.Herschel 1750-1848) 以及他也受封爵的獨子約翰赫瑟爾 (Sir John Herschel 1792-1871)，都是獨當一面的大天文學家，對天文學的發展各有許多重大的貢獻，倍受尊敬與推崇。大英與大美百科全書皆各有列傳。,現在我們有依波長大小或頻率高低排列的全電磁輻射光譜。若由波長大的開始，則第一個是無線電的長波，以下依次是中波短波微波IRVISUV射線伽馬射線，最後是宇宙射線。但要注意，其實在各種輻射之間並沒有真正的分界線，其間的變化乃是重疊與漸轉的。 1864 年，蘇格蘭物理學大師馬克士威 (J.C.Maxwell 1831-1879

20、) 綜合庫侖安培及法拉第的電磁場概念，以一套完整的合於邏輯的數學方程式，發展出重要的電磁學理論，預言了電磁輻射的存在，指出電磁輻射是藉波動型式以光速傳播，並將光視為一種電磁波。1888 年，德國物理學家赫茲 (H.R.Hertz 1857-1894) 在實驗室中產生了無線電波，測其波長和速度，發現其振動性以及反射折射等特性皆與光波熱波等毫無二致，而證明了馬克士威的理論光和熱都是電磁輻射的一種型式。即光熱以及其他各種電磁輻射，包括後來發現的波長比紫外線更短的光伽馬射線以及宇宙射線等，本質上都是相同的，都是電磁波，只是波長不同而已。,馬克士威在物理學史上的地位相當崇高，他是承先啟後的關鍵人物，上承

21、牛頓下啟愛因斯坦，他所發展的電磁場理論成為以後所有場論的模式。他還導出氣體分子速度與能量的分布律，對氣體動力論與統計物理學有重大貢獻。赫茲是第一位播出並接收無線電波的科學家，他的發明與發現應用在今日的廣播電視與無線電通訊各方面，對人類的現代化生活有無比重大的貢獻，我們將他的大名用做波動頻率的單位，每秒一次稱為一赫茲，簡稱一赫，寫成Hz，如收聽電台廣播，就常聽到報台時說：這裏是某某電台，中波週率幾 千赫，或調頻週率幾兆赫等等。,話說回頭，當紅外線與紫外線相繼被發現以後，光譜的分析又熱門了起來，科學家製作更精良的分光稜鏡來對光譜線做更精密的檢視。1802 年，英國的化學家伍拉斯頓 (W.H.Wol

22、laston 1766-1828) 仔細的觀察太陽光譜時，注意到表面看來是連續的彩色光帶中，夾雜著不少的垂直暗線，他最初認為那或許是顏色間的界線 ，後來想想，又覺得不可能，因為如前所述，各色間的變化乃是連續而逐漸過渡的，各色間不應該有條紋來區隔或劃分，何況有些暗線是出現在同一色區的中間。在不得要領之下，他只好把這些暗線的出現歸咎於稜鏡的缺陷。,光譜的研究,1814 年，德國的物理學家弗朗和斐 (J.von Fraunhofer 1787-1826) 發明了另一種色散的儀器繞射光柵 ，它不但色散作用比稜鏡大得多，而且對各色光分散得極為均勻，還可以直接測得各色光真正的波長。他用他的繞射光柵來製做各

23、種光源的光譜，當他試驗太陽光譜時，也發現了伍拉斯頓所看見的暗線，他知道這些暗線不會是儀器因素造成的，因為他由繞射光柵所得的譜線與由稜鏡所得的相比較時，除更細緻更清晰外，主要暗線的位置與波長居然是一樣的。他仔細的數一數他所能辨識的暗線，竟有576 條，他把它們 一一標記下來，其中最主要的幾條，更依其明顯程度，依次標以英文字母ABC.G的代號，當做描述用的固定點或參考點。後世即把這些暗線稱為弗朗和斐線。,有一天，弗朗和斐忽然心血來潮，把他的分光儀一器二用，將光線入口處分成兩半，上半以陽光入射，下半以燃燒的鈉焰入射，於是得到了上下兩幅平行的光譜。他發現發出強烈黃光的鈉焰在光譜中有兩條很接近的明亮黃線

24、，恰巧與太陽光譜中他標示為D 的兩條暗線在同一位置上，（此即今日我們所稱的著名的鈉-D 雙線），這意味著什麼？他知道其中一定蘊藏有重大的玄機，只是不曉得答案在那裏！ 伍拉斯頓是個富家子弟，因研究出白金的純化方法使能在工業上大量使用而致富，而在對白金的研究中，又因意外的在1803 年發現鈀在 1804 年發現銠而成名。他制定出精確的當量表證明了倍比定律預見三度空間的分子概念，又發明了可以測量晶體角度的反射測角器，在礦物學上貢獻很大，有一種矽灰石礦就是為了紀念他而命名為伍拉斯頓石(Wollastonite)。弗朗和斐的出身卻大不相同，十一歲就成了孤兒，在一製鏡商家中當學徒，又遇住屋倒塌，差點被壓死

25、，獲救後得貴人相助才開始研究光學。31 歲成為慕尼黑附近一家光學研究所所長，以研究各種光譜終其一生。,有一個名叫馬格拉夫 (A.S.Marggraf 1709-1782) 的德國化學家，在1762 年發現，從植物鹼(碳酸鉀) 轉化出來的各種鹽類(鉀鹽) 都會把火焰染成紫色，而從天然的蘇打鹼(碳酸鈉) 轉化出來的各種鹽類(鈉鹽) 則都會把火焰染成黃色，從此以後，人們就用這種方法來鑒別鈉鹽和鉀鹽。接著科學家很快就發現，不只鈉鹽和鉀鹽有特殊的焰色，許多金屬鹽類在燃燒時也都會產生特殊的焰色，如銅鹽的焰色是翠綠色的，鋇鹽的焰色是草綠色的，鈣鹽的焰色是橘紅色的，而鍶鹽和鋰鹽一樣都是鮮紅色的。於是發展出一種

26、叫做焰色試驗的定性分析法，可以很方便的檢驗出某些鹽類中所含的金屬成分。以一根白金棒沾少許金屬鹽類溶液或粉末，置無色燈焰上加熱燃燒，則由燃燒產生的火焰顏色就可以判斷所含金屬之種類。,光譜檢驗法,繞射光柵的分光術發明以後，英國的物理學家泰爾包特 (W.H.F.Talbot 1800-1877)於1825 年製造了一種可以研究焰色光譜的儀器，然後將燈蕊浸在各種不同鹽類的溶液中，曬乾後點燃，觀察其光譜，發現各種金屬鹽類的火焰分光後所得的光譜，都是不連續的幾條亮線，各出現在其對應的顏色光區內，其中他注意到，鍶鹽和鋰鹽儘管焰色幾乎完全相同，但呈現的光譜卻迥然不同。他是意識到每種元素都有自己的一組特徵光譜的

27、第一位科學家。 1852 年，瑞典的物理學家埃格斯壯 (A.J.Angstrom 1814-1874)發表了一篇論文，列出一系列物質的光譜 ，並正式指出每一種特徵光譜乃是某一種元素的特定標誌，光譜正像人類的指紋一樣，各種金屬元素所發射的光譜線的數目強度和位置都不一樣，因此可以由光譜的分析來檢驗金屬元素的種類，更可由各元素譜線的相對強度來判斷混合物中各種元素的相對含量。至此，光譜學的應用進入了一個嶄新的時代，成為化學元素分析的一項利器。,繞射光柵的分光術發明以後，英國的物理學家泰爾包特 (W.H.F.Talbot 1800-1877)於1825 年製造了一種可以研究焰色光譜的儀器，然後將燈蕊浸在

28、各種不同鹽類的溶液中，曬乾後點燃，觀察其光譜，發現各種金屬鹽類的火焰分光後所得的光譜，都是不連續的幾條亮線，各出現在其對應的顏色光區內，其中他注意到，鍶鹽和鋰鹽儘管焰色幾乎完全相同，但呈現的光譜卻迥然不同。他是意識到每種元素都有自己的一組特徵光譜的第一位科學家。 1852 年，瑞典的物理學家埃格斯壯 (A.J.Angstrom 1814-1874)發表了一篇論文，列出一系列物質的光譜 ，並正式指出每一種特徵光譜乃是某一種元素的特定標誌，光譜正像人類的指紋一樣，各種金屬元素所發射的光譜線的數目強度和位置都不一樣，因此可以由光譜的分析來檢驗金屬元素的種類，更可由各元素譜線的相對強度來判斷混合物中各

29、種元素的相對含量。至此，光譜學的應用進入了一個嶄新的時代，成為化學元素分析的一項利器。,馬格拉夫是十八世紀最傑出的定性分析化學家，不但創始了許多今日在實驗室中仍常用的分析技巧，像兩性金屬與可和氨錯合的金屬的沉澱與溶解礦石與溶液中鐵質的檢測矽酸鹽礦物的有效分解，以及普魯士藍氟化氫氣的製造等等，他還是甜菜糖的發現者呢！泰爾包特是照相術的先驅，首創了今日正負片系統的卡羅式照像法，出版了世界上第一套用照片做插圖的書籍，也成功的攝製快速照片，開發出照相製版法。有趣的是他也是位傑出的語言學家，會翻譯亞述帝國的楔形文字。埃格斯壯來頭也很不小，物理學方面，他證明熱導率與電導率成正比，光譜學方面，他是最主要的奠

30、基者之一，是太陽光譜最權威的研究者，今日我們的長度單位埃（十億分之一公分），就是以他的姓氏命名的。,光譜分析儀(Optical Emission Spectrometer, OES),光譜分析儀(Optical Emission Spectrometer，OES）即是以火花放電(spark)將原子之電子激發到能量較高的軌域，當電子再返回到原軌域時，以轉換為相對射線釋放出其能量差，射線可以使用波長來區分，因每一元素原子序及結構不同，所獲得射線種類及其光譜亦不同。光譜分析儀中所使用射線之波長介於170 nm到800 nm，約有五萬多條光譜供選擇。將試樣激發收集到特定原子發射光譜線，利用電荷耦合元件

31、感應此光譜線，並將影像轉變成數字信號，再以電腦系統計算出待測物元素濃度百分比，即可用以對照並判斷金屬編碼。,發射光譜的基本原理，由量子化學理論可知，每一元素均具有特定的電子能階，各元素的電子能階高低因其原子量不同而異，在常溫時，各元素的原子均位於最低能階狀態，稱為基態。但溫度升高或受到外部能量刺激時，原子可由基態被提昇至激發態，由於激發態的原子不穩定，且停留時間甚短，而很快回到基態，並放出相當於此能階差的光譜線。 因此，將原子由基態激發到激發態是發射光譜的基本條件，而量測這發射光譜及其強度的技術是光譜分析儀的基本原理。OES即是以火花放電將元素的原子激發到激發態，對其特定原子發射光譜線解析，再

32、以電荷耦合元件(Charge-Coupled Device， CCD)感應此光譜，並將影像轉變成數字信號，電腦系統計算出待測物之濃度百分比。實驗使用的Foundry-Master XPert 的光譜分光儀具有激發光源、光學系統與數據處理系統等三部分，如圖一所示。,激發光源,在分析樣品時，將樣品放置在激發檯的激發槽口，本機器之槽口為直徑10mm圓形開口，所以試片大小必須大於此直徑， 以完全遮住後再充入超高氬氣體至3.5bar。首先Ar原子先在此電擊鎢棒激發下游離成Ar離子，接著又受電場環境作用下 獲得動能，加速撞擊樣品，將樣品表面原子態的元素打出表面，而此被打出的原子又受其他運動的Ar離子撞擊，

33、獲得其 一部分的動能，使原子產生能階耀遷，由基態被激發到激發源，因激發態原子很不穩定，在很短的時間內又從激發態回 到基態，在此同時放出該原子能階差的特性光譜。而此放電過程是自動、隨機的，發生在樣品上一限定區域內，且是很 穩定、可重複的放電條件。,光學系統,光學系統是OES非常重要的組件之一，它直接影響光譜的解析度，及分析結果的準確性與精密度。構成的主要特性有入出 口狹縫、光柵（Grating）、材質、焦距長度（Focus Length）及電荷耦合元件(Charge-coupled Device，CCD)： (1)入口狹縫：狹縫寬度直接影響光譜的解析度及強度，當寬度增加時，解析度會降低，訊號強度

34、增加；寬度減少時，解 析度增加，訊號強度減少，所以兩者間必須取折衷條件。 (2)光柵：發射出來的光譜線，完全由光柵以光的繞射原理將欲分析的光譜分離出來。 (3)材質：使用在光學系統的材料一般均選用膨脹係數較低的金屬，表面並塗上抗反光材料，以降低因環境溫度變化及金 屬反光所產生的干擾。 (4)聚焦長度：當聚焦長度越長時，光譜的解析度越好。但受環境溫度的影響也越敏感。 (5)電荷耦合元件：是一種集成電路，上有許多排列整齊的電容能感應光線，並將影像轉變成數字信號。經由外部電路的 控制，每個小電容能將其所帶的電荷轉給它相鄰的電容。,數據處理系統,應用電腦科技快速精確分析的特點，透過視窗圖形式操作軟體之

35、設計，將電的信號累積經電子電路系統轉換為一數值，此數值稱為強度，亦即樣品激發之光譜有多少光，即產生多少強度，再將強度數值傳輸至電腦，計算出待測物之濃度百分比資料。但分析樣品必須為機器內已建立檢量線，所能分析之金屬及其合金。本系OES共建有20條檢量線，求檢測數據之精確，需先瞭解試片大略的成分，以選擇適當的檢量線。(如下表所示)。,圖表,表一、本系OES已建立檢量線一覽表,將光譜分析術集大成的，是一對在海德堡大學共同研究的德國科學家本生 (R.W.Bunsen 1811-1899) 與基爾霍夫 (G.R.Kirchhoff 1824-1887)。他們首先設計了一台精密準確又操作簡便的看譜鏡，簡化

36、了光譜化學分析技術。接著他倆重新再做四十年前弗朗和斐所做的鈉焰實驗，弗朗和斐不是發現鈉光譜的兩條黃線恰在太陽光譜中他標示為D 的兩條暗線位置而不知其所以然嗎？這次他倆讓連續光譜透過鈉焰的上方，那裏有未燃燒的鈉蒸氣，結果在一片連續的彩色光帶中竟然就出現了兩條明顯的D 暗線。顯然，是鈉蒸氣將連續光譜中屬於D 線波長的輻射給吸收掉了！於是他們在 1859 年發表了兩條有名的基爾霍夫輻射定律。其一謂每種化學元素都各有其特殊的光譜，其二謂每種元素所吸收的電磁輻射波長與所發出的波長相等，詳言之，當某元素在高熱燃燒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。這第二條輻射定律就解釋了四十多

37、年來一直不知其所以然的弗朗和斐暗線問題。,光譜學的天文應用,本生與基爾霍夫認為高溫的太陽表面原會發出含有各種頻率的連續光譜，然而緊貼著太陽表面的大氣層，因為溫度比太陽光球的溫度低，其中所含的蒸氣成分，會依其化學元素特性而選擇吸收其特徵波長的輻射，所以太陽光譜中的各條弗朗和斐暗線都是其大氣成分元素吸收部分陽光波長所造成的。像暗線中的D 線為什麼恰與鈉焰的雙黃線位置波長一樣，就是因為太陽大氣中含有鈉成分，吸收了陽光中的這種波長之故，也就是說D 暗線的存在正是太陽大氣中含有鈉成分的明證！ 他們就用這種方法比較太陽光譜中的弗朗和斐暗線與各元素的特性光譜，而在 1859年宣布，太陽大氣層中含有鈉鐵鈣和鎳

38、而沒有鋰，但其中含量最豐的則是氫。他們的發現立刻轟動整個科學界，光憑一台簡單的看譜鏡居然能在地球上檢定出一億五千萬公里外的太陽的化學元素組成，真是太神奇了！今日以這種技術已確定太陽中有63 種元素和11 種分子。將此法應用於其它星球上，已成為現代天文物理學家觀星的依據，為天文學提供了為數相當可觀的太空資料，包括銀河塵的存在星球的速度組成磁性溫度和辨別單子星與雙子星等等。,本生的名氣很大，他正是大家熟知的實驗用的本生燈的發明人。他終生未婚，在教室與實驗室中度過一生。早年在化學研究時，因一次爆炸而失去一隻眼睛，還曾因砷中毒而幾乎喪生，是典型的科學工作狂。發明了被稱為本生電池的碳鋅電池，以及過濾邦浦

39、冰量熱計蒸汽量熱器和油斑光度計等儀器，以及碘滴定法等。但他最感興趣的乃是氣體分析，所著的氣體定量法一書是這方面的經典之作。基爾霍夫從前翻譯做克希荷夫，早年研究電學，以提出計算電網絡的電流電壓和電阻的克希荷夫定律聞名。,光譜學由祖師爺牛頓啟蒙，歷經伍拉斯頓弗朗和斐泰爾包特埃格斯壯等歷代宗師的發展經營，到本生與基爾霍夫手上，終於大放異彩，成為一支獨秀的新興科學，不但是天文研究與化學分析不可或缺的利器，更由它發現了五六個新元素。但是否它的歷史任務到此算完成了呢？答案是NO！ 更精彩的還在後面哪！ 如前所述，科學家發現每種元素都有其各自的特徵明線光譜，因此光譜就等於元素的指紋，在鑑別分析上大有用途。但

40、是為什麼會如此？這些光譜是怎麼產生的？到十九世紀末葉為止，科學家雖然對光譜的運用已相當得心應手，但是對其由來還是僅止於知其然而不知其所以然的地步。他們雖極力想解開這個謎，但是都不得要領。直到人類的眼光不再局限於光譜中各譜線的頻率或波長關係，而改弦更張，從譜線間的距離關係去找線索，才逐漸揭開了其中的重大秘密，從而認識了原子中的電子結構與電子組態，終於在本世紀發 展出波瀾壯闊的量子力學。今日我們對原子結構的了解，可以說是由那些譜線所透露的蛛絲馬跡中逐步參研出來的，當然這又是另外的故事了！,結語,皮埃爾朱爾塞薩爾讓森（Pierre Jules Csar Janssen，1824年2月22日1907年12月23日），法國天文學家，氦元素的發現者。 1868年，讓森發明在沒有日食的情況下觀測日珥的方法。當年8月18日，他在印度觀測日食時，在色球層的光譜中測量到波長為587.49奈米的一條亮黃線，後來被證明是氦元素的發射線。 法國天文