組員:杜佳霖 許銘亨 吳俊穎 杜文皓 黃煥純 鄭詠達 化學報告 第四組 組員:杜佳霖 許銘亨 吳俊穎 杜文皓 黃煥純 鄭詠達

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 Fraunhofer 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 outward 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 reabsorbed 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 lines 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。

during the totality of the eclipse. Another way to study the sun spectroscopically is during its eclipse. 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 sun’s 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 around 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 mythology) 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 radioactive decay processes─α 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─α粒子的核衰變過程中排放最終轉化為氦原子。

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。 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 Janssen’s work, scientists also detected a bright green line 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 lines 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 identified 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 emission 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！

補充教材 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 年以後科學家在實驗室中以人工方法製造出來的， 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﹑

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。

光譜的發現           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。

        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﹑IR﹑VIS﹑UV﹑Ｘ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) 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 Ｘ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。

〔光譜的研究〕   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.Wollaston 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。           

    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 A﹑B﹑C﹑...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，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，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。

〔光譜檢驗法〕  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。               

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 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  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。

 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 X’Pert 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，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 合金種類 檢量線 適用合金種類細項 備 註 鐵基合金 FE_000 Orientation 備 註   鐵基合金 FE_000 Orientation FE_100 Low alloy steel FE_150 Free cutting steel FE_200 Cast FE_250 High Cast alloy FE_300 Cr-/Ni-Steel FE_400 Tool Steel FE_500 Mn-steel 鋁基 Al _000 Al-Global Al _100 Low alloy aluminum Al _200 Al-Cu alloys Al _300 Al-Mg alloys Al _400 Al-Si alloys Al _450 Al-Si-Cu alloys Al _500 Al-Zn alloys 銅基 Cu _000 Cu-Global Cu _200 Cu-Zn alloys Cu _300 Cu-Sn-Pb alloys 鎂基 Mg _000 Mg-Global 鈦基 Ti _000 Ti -Global 圖表 表一、本系OES已建立檢量線一覽表

〔光譜學的天文應用〕  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年來一直不知其所以然 的「弗朗和斐暗線」問題。                

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﹑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。

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〕 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！

參考文獻 皮埃爾•朱爾•塞薩爾•讓森（Pierre Jules César 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。 法國天文學會所授予最高獎項以他的名字命名。

參考文獻 約瑟夫•馮•夫朗和斐（Joseph von Fraunhofer，1787年3月6日－1826年6月7 日）德國物理學家，主要貢獻集中在光學方面。 夫朗和斐11歲成為孤兒，在慕尼黑的一家玻璃作坊當學徒。1801年，這家作坊的 房子崩塌了，巴伐利亞選帝侯馬克西米利安一世親自帶人將其從廢墟中救起。馬 克西米利安一世十分愛護夫朗和斐，為其提供了書籍和學習的機會。8個月後， 夫朗和斐被送往著名的本訥迪克特伯伊昂修道院的光學學院接受訓練，這所本篤 會修道院十分重視玻璃製作工藝。到1818年，夫朗和斐已經成為光學學院的主要 領導。由於夫朗和斐的努力，巴伐利亞取代英國成為當時光學儀器的製作中心， 連麥可•法拉第也只能甘拜下風。 1824年，夫朗和斐被授予藍馬克斯勳章，成為貴族和慕尼黑榮譽市民。 由於長期從事玻璃製作而導致的重金屬中毒，夫朗和斐年僅39歲便與世長辭。 夫朗和斐的科學研究成果主要集中在光譜方面。1814年， 他發明了分光儀，在太陽光的光譜中，他發現了574條黑線，這些線被稱作夫朗 和斐線。

參考文獻 威廉•拉姆齊爵士，KCB（英語：Sir William Ramsay，1852年10月2日 －1916年7月23日），英國化學家，1904年諾貝爾化學獎獲得者。 早期經歷 威廉•拉姆齊1852年出生於格拉斯哥。其舅父安德魯•拉姆齊是一位地 質學家。 威廉•拉姆齊從格拉斯哥學院畢業後，進入格拉斯哥大學，期間師從化 學家托馬斯•安德森。後來又到德國圖賓根大學，在另一位化學家威廉 •魯道夫•菲蒂希的指導下完成博士論文（Investigations in the Toluic and Nitrotoluic Acids）。博士畢業後，他回到格拉斯哥，在 安德森學院擔當托馬斯•安德森的助手。1879年，拉姆齊被布里斯托大 學任命為化學教授。1881年，他與瑪格麗特•布坎南（Margaret Buchanan）結婚。 學術研究 1887年起，威廉•拉姆齊到倫敦大學學院擔任化學系主任。他一生最著名 的研究成果正是出自這一時期。1885年至1890年間，他發表了幾篇關於 氮氧化物的重要論文。這些研究為他後來更傑出的成果奠定了基礎。

1894年4月19日傍晚，拉姆齊參加了瑞利舉辦的一個講座。瑞利此前發現用亞硝酸銨分解法得到的氮氣與從空氣中提取到的「氮氣」具有不同的密度。瑞利與拉姆齊討論後決定共同探索這一現象的原因。他們立即在各自的實驗室里對此展開研究，並幾乎每天保持聯絡，互相通報工作的進展情況。同年8月，拉姆齊和瑞利宣布發現氬元素。1895年，他從釔鈾礦中分離出氦，證明了這種之前僅被法國天文學家皮埃爾•讓森在太陽光譜中觀測到的元素在地球上也存在。隨後的幾年，拉姆齊又相繼發現了氖、氪和氙。1903年，他與弗雷德里克•索迪合作在鐳放射中探測到氦。1910年，他與羅伯特•懷特洛-格雷一起分離出氡，並測定其密度為已知氣體中最高。 1904年，因為「發現空氣中的惰性氣體元素，並確定它們在元素周期表中的位置」，威廉•拉姆齊被授予諾貝爾化學獎。 生活 威廉•拉姆齊居住在白金漢郡的海威科姆，直至1916年7月23日因鼻癌去世。海威科姆有一所建於1976年的中學為紀念威廉•拉姆齊而被命名為「威廉•拉姆齊爵士中學」。