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  1896年荷兰物理学家塞曼发现,若把光源放在强磁场中,则光源发出的谱线会分裂成几条,这种现象叫作塞曼效应。产生塞曼效应的原因是,原子的磁矩和外磁场相互作用,使原子能级发生分裂。裂距Smxy20071107001.gif,式中e为电子电荷,h为普朗克常数,H为外磁场强度,me为电子质量,c为光速,△m为磁量子数的差。根据选择定则,只有△m=0或±1为容许跃迁。一条频率为v0的谱线在外磁场的作用下将分裂为三条谱线:Smxy20071107002.gif和v=v0,中间一条频率不变,称为π 子线,旁边两条称为σ 子线。在垂直于外磁场的方向观测时,谱线分裂为三条(横效应),分成的谱线都是线偏振:中间的一条,振动平行于磁场;旁边的两条,振动垂直于磁场。当平行于外磁场的方向观测时,谱线分裂为两条(纵效应),中间一条观测不到;旁边的两条是圆偏振,转动方向相反。利用分光仪器测量出天体谱线的塞曼分裂宽度,便可以求出天体的磁场强度。这是测定天体磁场强度的基本方法,也是塞曼效应在天体物理学中的重要应用。若用波长单位表示谱线的分裂宽度,则△λ=4.67×10—5λ2H,波长λ以厘米为单位,H以高斯为单位。谱线的塞曼分裂宽度是很小的。例如,对于λ=5000埃的一条谱线,当磁场强度为一万高斯时,△λ也只有0.1埃左右。但是,由塞曼效应分裂成的两根子线的偏振性质是不一样的,正是利用这种偏振性质的不同,可以测量出微小的△λ值来。美国天文学家海耳首先利用塞曼效应测量天体磁场,他于1908年测出了太阳黑子的磁场。1946年,H.W.巴布科克测量出恒星的磁场。1968年,弗斯库尔测量出星际磁场的强度。上述塞曼效应也叫作正常塞曼效应。当考虑电子的自旋效应时,谱线会分裂成更多的子线,这叫作反常塞曼效应。在电子轨道(L)和自旋(S)耦合情况下,只要S厵0,外磁场不强,均可表现出反常塞曼效应来。

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