eo eo eo pt eo eo eo eo pt eo id eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo fr es eo eo eo eo eo eo id eo eo lt eo eo eo eo de es eo eo eo eo eo sv ur eo eo eo eo es eo eo eo eo eo eo eo eo tr fi eo eo it eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo nl ar ru bg bn hbs_lat ca hbs_lat da de el en es et eu fa fi fr de lt he hi hbs_lat hu id es it ja kk ko nl lt lv en ml ms nl nb nb fr pl pt ro ru en hbs_lat en sk sl hbs_lat la sv ta th tr fy ur uz vi da zh zh eo eo eo eo eo eo eo eo eo
El Vikipedio, la libera enciklopedio
La Spektroskopio estas la studo de la spektro de fenomeno, tio estas ties malkomponigo en eroj ordigitaj laŭ energio, maso aŭ alia dimensio.
Historie, tiu termino aplikiĝis al la malkomponigo de la lumo en videbla spektro, ekzemple, per prismo. Oni tiel analizis lumon, por observi kiaj ondolongoj ĉeestas, aŭ malĉeestas en ĝi, ĉar ili estas elsendataj de la lumfonto aŭ sorbataj far la trairata medio.
Oni hodiaŭ aplikas tiun principon al ĉiuj fakoj de la fiziko[1]: Astronomio, biologio, kemio, atoma fiziko, nuklea fiziko, partikla fiziko, meĥaniko, akustiko, sismologio, solid-stata fiziko, kristalografio, ktp.
Optika spektroskopio[redakti | redakti fonton]
Triangula prismo malkomponas blankan lumon
La unua observata spektro estis tio de lumo. Tio estas observebla en la ĉielarko aŭ per iuj travideblaj objektoj (kristaloj, vitraj bidoj, akvogutoj)
Unua eldono (1704) de verko Opticks pri la refrakto, reflekto kaj varianco de la lumo
Isaac Newton, la unua, malvolvis teorion pri koloroj sur bazo de la malkompono de lumo per prismo. En 1666 li studis la malkomponon de la suna lumo per vitra prismo. Tiel oni vidigas spektrajn kolorojn, sed ĝis tiam oni kredis, ke la koloroj estus "kaŝitaj" en la vitro (aŭ la travidebla medio). Isaac Newton trapasigis la disigitan lumon tra dua prismo kaj rekonstituigis blankan lumon. Jen estis la pruvo, ke la koloroj estas entenataj en la blanka lumo. Isaac Newton unuafoje uzis la terminon "spektro" por nomi la fenomenon de luma disigo.
En 1802, la brita sciencisto William Hyde Wollaston ekvidis en la spektro de la Suna lumo malhelajn liniojn, sed li ne faris hipotezojn pri ili. En 1813, la germana optikisto Joseph von Fraunhofer, eltrovanto de la difrakta krado, re-malkovris la malhelajn liniojn, kiujn vidis William Hyde Wollaston. Li zorge notis la pozicion de ĉiu el ili. Tiuj linioj nun estas nomataj Linioj de Fraunhofer.
Gustav Kirchhoff (elpensinto de la prisma spektroskopo) demonstris, ke la spektraj linioj en la lumo elsenditaj de inkandeska korpo estas "sigelo" de la kemiaj elementoj entenataj en tiu korpo, en 1858 Gustav Kirchhoff kaj Robert Wilhelm Bunsen estas rigarditaj kiel la iniciatintoj de la spektroskopio.
Astronomia spektroskopio[redakti | redakti fonton]
La spektroskopio estas la ĉefa rimedo por esplori la universon.
En 1835, Auguste Comte asertis, ke, inter la aferoj, kiuj ĉiame restos neatingeblaj de la homa kono, estas la ĥemia kompono de Suno. Li ne sufiĉe vivis por vidi ke, en 1865, du germanaj sciencistoj, Robert Bunsen kaj Gustav Kirchhoff, analizis unuafoje la lumon de Suno, por determini ĉi-ties kemian komponadon. De tiam, la astronomia spektroskopio antaŭeniris kaj alportas informojn pri la kompono de la kosmaj lumfontoj, kaj tiu de la materio, kiu estas inter tiaj lumfonto kaj ni.
Steloj[redakti | redakti fonton]
La suna spektro, kiel tiu de ĉiuj steloj, karakteriziĝas per kontinua fono, sur kiu vidiĝas malhelaj linioj: la Linioj de Fraunhofer, kiuj estas la sorbaj spektraj linioj de Suno.
Fraunhofer kaj Angelo Secchi estis pioniroj pri spektroskopia studio pri Suno kaj steloj. Secchi estas fama pro sia klasigo de steloj laŭ iliaj spektraj tipoj.
La brita kemiisto Sir Edward Frankland elmontris ke, sub forta premo, inkandeska gaso (kiel inkandeska metalo) elsendas kontinuan spektron. La sorbaj linioj de la suna spektro esta ŝuldataj al la eksteraj malaltpremaj gastavoloj, kiuj ĉirkaŭiras Sunon (tiel nomata suna atmosfero). La sorbaj linioj permesas determini la kemian konsiston de Suno (aŭ de ajna stelo). Ĉiu elemento estigas aron da linioj, kies ondlongojn oni povas tre precize mezuri per laboratoria eksperimento.
La ĉefaj linioj estas la sorbaj linioj de hidrogeno, kiu troviĝas en la atmosfero de ĉiuj steloj. La serio de linioj de la hidrogena sorba spektro estas nomata Serio de Balmer.
En 1868, la franca astronomo Jules Janssen malkovris novan linion. La anglaj kemiistoj Sir Edward Frankland kaj Joseph Norman Lockyer montris, ke estas tiu ne nekonata elemento, kiun ili nomas Heliumo. Oni malkovris Heliumon sur Tero nur 25 jarojn pli malfrue.
Nune, helpe de novaj scioj pri stela evoluo, partikla fiziko, fizika relativeco, kaj novaj nocioj, kiaj la efikoj de Doppler kaj de Zeeman, la stelaj spektroj alportas al ni amason da informoj pri la aĝo, la movo, la magneta kampo, la rotacio kaj oscilado de steloj aŭ la ĉeesto de planedoj ĉirkaŭ ili; aŭ ĝis nun nekonataj objektoj, kiel la nigraj truoj, la neŭtronaj steloj, la pulsaroj aŭ la gamo-radiaj ekbriloj.
Nebulozoj[redakti | redakti fonton]
En la komenca tempo de astronomio, oni nomis "Nebulozo" ĉiujn svagajn objektojn, kiu pli similas luman nubon ol punktan stelon.
Iuj el ili, kia la Andromeda Nebulozo, montriĝis esti amasegoj da steloj, ĉar ilia spektro iamaniere similas tiujn de steloj. Oni nomas ilin galaksioj (ekzemplo estas la Andromeda galaksio).
Aliaj kia la "Kata Okulo" (ĉi-apude) havas spektron tute malsaman. William Huggins trovis en ĝi nenian kontinuan fonon, kiel en Suno, sed malmultenombrajn fortajn elsendajn liniojn. Tiuj linioj estis de nenia konata elemento sur Tero. Memorante heliumon, Margaret Huggins, edzino de la astronomo William Huggins sugestis, ke tiuj linioj estus ŝuldataj al nova elemento, kiun ŝi nomis nebuliumo[2].
Ira Sprague Bowen poste malkovris, ke tiu elemento ne ekzistas, la spektraj linioj estas ŝuldataj al "malpermesitaj transiroj", tio estas: elektronaj transiroj neeblaj en normalaj kondiĉoj, sed povantaj okazi en la tre malaltpremaj gasoj de la nebulozoj.
Notoj kaj referencoj[redakti | redakti fonton]
↑ kaj eĉ al homaj sciencoj, oni ekzemple parolas pri politika spektro.
Ĉi tiu artikolo ankoraŭ estas ĝermo pri fiziko.
Helpu al Vikipedio plilongigi ĝin. Se jam ekzistas alilingva samtema artikolo pli disvolvita, traduku kaj aldonu el ĝi (menciante la fonton).
Informoj pri la paĝo
Citi ĉi tiun artikolon
Ĉi tiu paĝo estis lastafoje redaktita je 19:00, 23 apr. 2016.
La teksto disponeblas laŭ la permesilo Krea Komunaĵo Atribuite-Samkondiĉe 3.0 Neadaptita; eble aldonaj kondiĉoj aplikeblas. Vidu la uzkondiĉojn por detaloj.
Regularo pri respekto de la privateco
Vidigo por porteblaj aparatoj