[拼音]：sai n xiaoying

[外文]：Zee n effect

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，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: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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