Серия Лаймана

---

Се́рия Ла́ймана — серия спектральных линий в спектре атома водорода. Эта серия образуется при переходах электронов с возбуждённых энергетических уровней на первый невозбуждённый уровень основного состояния атома водорода в спектре излучения (эмисиионном спектре) и с первого уровня на все остальные в спектре поглощении.

Переход с ближайшего верхнего уровня на некоторый уровень во всех спектральных сериях водорода обозначается греческой буквой ${\displaystyle \alpha ,}$ со следующего — буквой ${\displaystyle \beta }$ и т. д. Для обозначения самой серии Лаймана используется либо латинская буква ${\displaystyle L}$, либо сокращение ${\displaystyle Ly}$. Таким образом, полное обозначение спектральной линии, возникающей при переходе электрона со второго уровня на первый — ${\displaystyle L_{\alpha }}$ или ${\displaystyle Ly}$_α (произносится: Лайман альфа), с третьего ${\displaystyle L_{\beta }}$ или ${\displaystyle Ly}$_β и т. д.

Самая коротковолновая граница серии Лаймана 91,175 нм, что соответствует энергии 13,6 эВ — минимальной энергии ионизации невозбуждённого атома водорода. С этой стороны в наблюдаемом спектре водорода к серии Лаймана примыкает сплошной спектр, соответствующей энергиям превышающим энергию связи электрона и протона в атоме водорода.

Длина волны 91,15 нм называется пределом серии Лаймана. Самые древние звёзды состоят преимущественно из водорода, поэтому в их спектре нет спектральных линий короче этого предела. Вследствие этого резкое падение интенсивности их спектра в коротковолновой части может быть однозначно интерпретировано как наблюдение предела Лаймана. При этом из-за расширения Вселенной предел Лаймана испытывает красное смещение, которое может быть вычислено по наблюдаемой длине волны предела и известному значению для покоящегося относительно наблюдателя газа. Кроме того, существует связь между красным смещением и расстоянием до звезды. Таким образом, наблюдение предела Лаймана позволяет определять расстояние до далёких и древних звёзд.

---