Zeeman-effekten

I denne artikel skal vi dykke ned i den fascinerende verden af ​​Zeeman-effekten. Uanset om du er ekspert i emnet eller blot ønsker at lære mere om det, her vil du finde værdifuld information, som vil hjælpe dig med bedre at forstå dette emne. Fra dens oprindelse til dens udvikling i dag, inklusive dens vigtigste karakteristika og applikationer, vil vi tilbyde dig et komplet overblik over Zeeman-effekten. Gør dig klar til at begive dig ud på en opdagelses- og vidensrejse, der helt sikkert vil efterlade dig med et fornyet perspektiv på dette emne. Fortsæt med at læse og fordyb dig i det spændende univers af Zeeman-effekten!

Eksempel på Zeeman-effekt.

Normal Zeeman-effekt forårsager, at der i lys som udsendes fra en stjerne med selv et svagt magnetfelt, sker en opsplitning af velkendte spektrallinier i 3, hvoraf den ene har sin normale bølgelængde(λ), og de to andre spektrallinier er forskudt til positioner på hver sin side af, og med lige stor afstand fra, spektralliniens normale bølgelængde.

Der findes en anden form for Zeeman-effekt, den "unormale Zeeman-effekt", som forårsages af synkrotronstråling.

Beregning af Normal Zeeman-effekt

Linieforskydningen beregnes som: δλL = ± 7,9*(λ(Å) / 4101)² (B/1.000.000) Å

Eksempel: (B = 25.000 Gauss; λ = 4861 Å)
δλL = ± 7,9*(4861/4101)² (25.000/1.000.000) Å
δλL = ± 0,2775 Å, dvs. en indbyrdes afstand mellem de to Zeeman-forskudte spektrallinier på 0,555 Å

Følgelig kan man omvendt beregne den maximale (magnetfeltstyrke) for en stjerne.

Eksempel: (λ = 4861 Å og afstanden mellem de yderste linjer = 0,555 Å) – man bruger de yderste, forskudte linjer fordi det giver større præcision
B ≈ ((1.000.000 * δλL) / (2 * 7,9 * (λ / 4101)²) Gauss
B ≈ ((1.000.000 * 0,2775) / (15,8 * (4861 / 4101)²) Gauss
B ≈ 25.000 Gauss.
(Konstanten 7,9 i divisor i beregning af feltstyrken er ganget med 2 ( = 15,8), fordi Zeeman-effekten er ± (dvs. linjer er forskudt både + δλ og – δλ)).

Se også

Note