分析结果

塞曼效应的历史

定义

正常塞曼效应的理论解释:

不加外磁场时，原子在两个能级E1和E2（E12）之间跃迁的能量差为:\\Delta E = h\u = E_ - E_

原子核的磁矩比电子磁矩小大约三个数量级。如果只考虑电子的磁矩对原子总磁矩的贡献，那么磁场引起的附加能量为

:\\Delta U = -\\mathbf{\\mu}\\cdot\\mathbf = -\\mu_B = m_g_\\mu_B

这里将磁感应强度B的方向取为z轴方向，μZ是磁矩在z方向上的投影。mJ是电子总角动量J在z方向投影的量子数，可以取-J,-J+1,…J-1,J共2J+1个值，gJ是电子总角动量的朗德因子，μB是玻尔磁子。

这样，原子的每一个能级分裂成若干分立的能级，两个能级之间跃迁的能量差为：

:\\Delta E' = h\u ' = E'_ - E'_ = E_ - E_ + (m_g_ - m_g_)\\mu_B

对于自旋为零的体系有g_=g_=1。由于跃迁的选择定则\\Delta m_ = m_ - m_ = 0,\\pm 1，频率ν只有三个数值：

:h\u ' =h\u + \\left\\{\\begin \\mu_B\\\\0\\\\-\\mu_B\\end\\right\\}

分析结果

因此一条频率为ν的谱线在外磁场中分裂成三条谱线，相互之间频率间隔相等，为\\frac{\\mu_B}。洛仑兹应用经典电磁理论解释了正常塞曼效应，计算出了这个频率间隔。通常把这个能量差的波数间隔\\Delta(\\frac{\\lambda})=\\frac{\\mu_B}=\\frac{e\\hbar B}=\\frac{4\\pi m_c}\\approx 46.7B m^T^称为洛仑兹单位，符号\\hat。

镉的643.847nm（1D2态向1P1态的跃迁）谱线在磁场不太强时就是表现出正常塞曼效应。这两个态的g都等于1，在外磁场中，1D2分裂成5个子能级，1P1分裂成3个子能级，由于选择定则，这些子能级之间有9种可能的跃迁，有3种可能的能量差值，所以谱线分裂成3条。

塞曼效应的历史

1896年，荷兰物理学家塞曼使用半径10英尺的凹形罗兰光栅观察磁场中的纳火焰的光谱，他发现钠的D谱线似乎出现了加宽的现象。这种加宽现象实际是谱线发生了分裂。随后不久，塞曼的老师、荷兰物理学家洛化兹应用经典电磁理论对这种现象进行了解释。他认为，由于电子存在轨道磁矩，并且磁矩方向在空间的取向是量子化的，因此在磁场作用下能级发生分裂，谱线分裂成间隔相等的3条谱线。塞曼和洛伦兹因为这一发现共同获得了1902年的诺贝尔物理学奖。

1897年12月，普雷斯顿（T.Preston）报告称，在很多实验中观察到光谱线有时并非分裂成3条，间隔也不尽相同，人们把这种现象叫做为反常塞曼效应，将塞曼原来发现的现象叫做正常塞曼效应。反常塞曼效应的机制在其后二十余年时间里一直没能得到很好的解释，困扰了一大批物理学家。1925年，两名荷兰学生乌仑贝克(G.E.Uhlenbeck,1900--1974)和古兹米特(S.A.Goudsmit,1902--1978)提出了电子自旋假设，很好地解释了反常塞曼效应。

应用正常塞曼效应测量谱线分裂的频率间隔可以测出电子的荷质比。由此计算得到的荷质比数值与约瑟夫汤姆逊在阴极射线偏转实验中测得的电子荷质比数量级是相同的，二者互相印证，进一步证实了电子的存在。

塞曼效应也可以用来测量天体的磁场。1908年美国天文学家海尔等人在威尔逊山天文台利用塞曼效应，首次测量到了太阳黑子的磁场。