طیف نمایی میتواند به عنوان وسیلهای برای تعیین هویت ساختار و محیط اطراف اتمها و مولکولها از طریق تحلیل تابش گسیل شده یا جذب شده توسط آنها بکار رود. هنگامی که نور حاصل از یک تخلیه گازی ، برای تشکیل طیف ، مورد تجزیه طول موج قرار میگیرد، مشاهده میشود که شامل خطوط و نوارهای گسستهای است.
هر خط یا نوار مشخص کننده اتم یا مولکول خاصی است و وقتی برای یک بار طرح خط مشخصه یک اتم شناخته شود. طیف اتمهای ساده ، که تصور میشد کاملا فهمیده شدهاند، مورد تحقیقات بیشتری ، شامل ویژگیهای جالب توجه مربوط به اثرهای خود یونیزاسیون واقع شدهاند که مطالعه آن به فهم فرآیندهای ترکیب مجدد و پراکندگی کمک کرده است.
توسعه طیف نمایی که موج و فرکانس رادیویی ، اندازه گیری اختلافهای انرژی بسیار کوچک ، نظیر آنچه را که در ساختار فوق ریز و جابجایی لمپ وجود دارد. به مراتب دقیقتر از اندازه گیری ممکنه توسط طیف نمایی نوری امکان پذیر ساخته است. فیزیک اتمی نظری از زمان استفاده از رایانه به پیشرفتهای بزرگی نائل شده است. برای تبیین ساختارهای پیچیدهتر ، همکاری در سطح بالا بین کارهای تجربی و نظری حائز اهمیت حیاتی است.
طیف نما این طیف نمای قرن نوزدهم بعد از اتصال به تلسکوپ میتواند اجزای نور خورشید را تجزیه کند.
تحولات طیف نمایی
یکی دو قرن پس از طرح اولیه طیف نمایی توسط اسحاق نیوتن مدتی این مسأله مورد استفاده قرار نگرفت. با وجود اینکه در طول نیمه اول قرن نوزدهم تعداد زیادی از خطوط طیفی مشاهده و اندازه گیری شدند از جمله خطوط جذب در طیف خورشید ، که بوسیله فرانهوفر کشف شد و خطوط گسیلی در طیفهای شعلهها ، بنای رسمی شیمی طیفی تا حدود سال 1239 شمسی (1860) که کیرشهف و بونس ، رابطه بین طول موجهای خاصی و اتمهای خاص را تثبیت کردند، به درازا کشید.
در چند سال بعد چندین عنصر (ازجمله روبیدیوم ، تالیوم و ایندییوم) برای اولین بار از راه طیف نمایی کشف شدند. سوای کاربردهای آزمایشگاهی ، تجزیه شیمیایی طیفی مستقیما برای مشخص کردن خطوط فرانهوفر در طیف خورشید بکار رفت. وجود هلیوم در خورشید در سال 1247 شمسی (1868م) چندین سال قبل از آنکه این عنصر در آزمایشگاه بطور خالص بدست آید، توسط لویکر کشف شد.
مبنای طیف نمایی ساختار اتمی از سال 1264 شمسی (1885) به بعد در اثر کوششهای بالمر و ریدبرگ و دیگران در راه گروه بندی خطوط طیفی مشاهده شده اتم معینی ، به ترتیب معنی دار پی ریزی شد.
شکافتگی خطوط طیفی در یک میدان مغناطیسی که در سال 1275 شمسی (1896) بوسیله زیمن کشف شده بود، توسط لورنتس بر اساس نوسان ذرات بارداری تعبیر گردید. که نسبت بار بر جرم آنها با الکترون کشف شده در همان زمان توسط تامسون ، یکی بود. با این همه تنها در سال 1292 شمسی (1913) بود که بوهر با استفاده از مدل اتمی رادرفورد ، نظریه اتم هیدروژن را که معرف رابطه واقعی بین طیف و ساختار اتمی بود بوجود آورد.
طیف نمایی در فیزیک اتمی در سالهای 1292 تا 1309 شمسی با ورود مکانیک کوانتومی و کشف اسپین الکترون و هسته به سرعت گسترش یافت و هم اکنون نیز این پیشرفت ادامه دارد. روشن شدن طیف عناصر واسطه (مانند اتمهای خاکهای نادر) و گونههای با درجه یونش بالا و مطالعه ساختار فوق زیر و جابجایی ایزوتوپی نشانههایی از نقش مستمر طیف نمایی سنتی است.
گستره طیف نمایی
ظهور هر طیف نشانگر وجود اتم مزبور در منبع خواهد بود. این نوع طیف نمایی ، به همراه تجزیه شیمیایی ، شیمی طیفی نامیده میشود. این تجزیه را میتوان با اندازه گیری شدتهای نسبی و طول موجها به تجزیه کمی تبدیل کرد.
از روی نقش خط یا نوار میتوان ترازهای انرژی سرشتی ، با حالتهای ساکن ، اتم یا مولکول را نتیجه گرفت. این کار اساس تجربهای را فراهم میسازد که به کمک آن ساختار اتمی و مولکولی تکوین یافته و هنوز هم در حال توسعه است.
خواص فیزیکی (دما ، فشار و غیره) گاز یا پلاسمای حاوی ذرات گسیلنده یا جذب کننده ، به طرق مختلف بر روی توزیع شدت و طول موج تابش اثر میگذارند. مطالعه این تأثیرات به منظور پارامترهای فیزیکی منبع ، همراه با شیمی طیفی ، فیزیک طیفی نامیده میشود.
گروه تحقیق گروه رصدخانه هاروارد سالهای بسیاری را صرف تجزیه خطوط طیفهای ستارگان نمودند.
کاربرد اختر فیزیکی طیف نمایی
عمدهترین کاربرد طیف نمایی که آن را برای راحتی فیزیک بینایی مینامیم، شامل استفاده از جابجاییها ، عرضها و شدتهای خطوط طیفی (و گاهی شدت و توزیع طیفی تابش پیوسته) برای تعیین فراوانیها ، دماها ، فشارها، سرعتها ، چگالیهای الکترونی و فرآیندهای انتقال تابشی در گاز جاذب یا گسیلنده است.
این کاربرد ، از زمان شناخت خطوط فرانهوفر ، شاخه مهمی از اختر فیزیک بوده است. کاربردهای طیف نمایی را در اختر فیزیک واقعی و در آنچه گاهی اختر فیزیک آزمایشگاهی نام میگیرد، مطالعه میکنند. اهمیت طیف نمایی کمی در هر دوی این زمینهها به دو دلیل عمده در سالهای اخیر به سرعت افزایش یافته است.
سال 1930 اختر فیزیکدانان محدود به گستره طول موجهایی بودند که بررسی آنها از طریق پنجره نوری در جو زمین بطور گرد از 3000 تا 1000 آنگستروم امکان پذیر بود. در واقع بین نوارهای مولکولی از 10000 تا 25000 آنگستروم انتقال جزئی وجود دارد. گشایش پنجره رادیویی (گستره طول موجی بین cm 1 تا (10m باعث پیشرفت سریع و فوق العاده مهمی در علم نجوم رادیویی شد.
توسعه طیف نمایی با استفاده از راکت و ماهواره از سال 1324 (1945) به بعد طیف شناسان نوری را قادر ساخت که از پنجره خود خارج شوند و برای اولین بار ناحیه فروسرخ و ناحیه بسیار مهم زیر 3000 آنگستروم را مشاهده کنند.
طیف نمایی و فیزیک پلاسما
فیزیک طیفی نقش عمده در توسعه پلاسماهایی با دمای بالا که اول بار برای مطالعات همجوشی هستهای دارد. بررسیهای این پلاسماها از طریق طیف نمایی ، مسیر پژوهشهایی را روشن ساخت که بلافاصله تحولات عمیقی در فیزیک بوجود آورد.
هر چند در مورد پلاسماهای آزمایشگاهی روشهای تشخیص از طریق لیزر بر روشهای طیف نمایی پیشی گرفته است، با این حال وجود این منابع در توسعه نظریههای فرآیندهای اختر فیزیکی و آزمون آنها تحت شرایط کنترل شده آزمایشگاهی ، از ارزش زیادی برخوردار بودهاند.
از پیوند [http://www.foo.com] یا [http://www.foo.com|شرح] برای پیوندها.
برچسب های HTML در داخل توضیحات مجاز نیستند و تمام نوشته ها ی بین علامت های > و < حذف خواهند شد..
وزارت آموزش و پرورش > سازمان پژوهش و برنامهريزی آموزشی
شبکه ملی مدارس ایران رشد
