Серия Бальмера или линии Бальмера в атомной физике - одна из шести названных серий, описывающих спектральные линии излучения атома водорода . Ряд Бальмера рассчитывается с использованием формулы Бальмера, эмпирического уравнения, открытого Иоганном Бальмером в 1885 году.
Видимый спектр от света из водорода дисплеев четырех длин волн , 410 нм , 434 нм, 486 нм и 656 нм, что соответствует выбросам фотонов с электронами в возбужденных состояниях , переходящих на квантовом уровне описывается главным квантовым числом п равно 2. [1] Есть несколько ярких ультрафиолетовых линий Бальмера с длинами волн короче 400 нм. Количество этих линий представляет собой бесконечный континуум, поскольку он приближается к пределу в 364,6 нм в ультрафиолете.
После открытия Бальмера были обнаружены пять других спектральных серий водорода , соответствующих переходу электронов к значениям n, отличным от двух.
Обзор
Серия Бальмера характеризуется переходом электрона от n ≥ 3 к n = 2, где n относится к радиальному квантовому числу или главному квантовому числу электрона. Переходы последовательно называются греческими буквами: от n = 3 до n = 2 называется H-α, от 4 до 2 - H-β, от 5 до 2 - H-γ, а от 6 до 2 - H-δ. Поскольку первые спектральные линии, связанные с этой серией, расположены в видимой части электромагнитного спектра , эти линии исторически называются «H-альфа», «H-бета», «H-гамма» и так далее, где H - элемент водород.
Переход n 3 → 2 4 → 2 5 → 2 6 → 2 7 → 2 8 → 2 9 → 2 ∞ → 2 Имя H-α / Ba-α H-β / Ba-β H-γ / Ba-γ H-δ / Ba-δ H-ε / Ba-ε H-ζ / Ba-ζ H-η / Ba-η Бальмер брейк Длина волны (нм, воздух) 656,279 [2] 486,135 [2] 434.0472 [2] 410.1734 [2] 397,0075 [2] 388,9064 [2] 383,5397 [2] 364,6 Разница в энергии (эВ) 1,89 2,55 2,86 3,03 3,13 3,19 3,23 3,40 Цвет красный Аква Синий фиолетовый ( Ультрафиолет ) (Ультрафиолет) (Ультрафиолет) (Ультрафиолет)
Хотя физики знали об атомной эмиссии до 1885 года, у них не было инструмента, чтобы точно предсказать, где должны появиться спектральные линии. Уравнение Бальмера предсказывает четыре видимые спектральные линии водорода с высокой точностью. Уравнение Бальмера вдохновило уравнение Ридберга как его обобщение, а это, в свою очередь, привело физиков к открытию рядов Лаймана , Пашена и Брэкетта , которые предсказали другие спектральные линии водорода, обнаруженные за пределами видимого спектра .
Красная спектральная линия H-альфа бальмеровской серии атомарного водорода, которая представляет собой переход от оболочки n = 3 к оболочке n = 2, является одним из ярких цветов Вселенной . Она вносит яркую красную линию в спектры эмиссионной или ионизационной туманности, такой как туманность Ориона , которые часто являются областями H II, обнаруженными в областях звездообразования. На полноцветных изображениях эти туманности имеют красновато-розовый цвет из-за комбинации видимых бальмеровских линий, которые излучает водород.
Позже было обнаружено, что при исследовании линий спектра Бальмера с очень высоким разрешением с очень высоким разрешением они представляли собой близкорасположенные дублеты. Это расщепление называется тонкой структурой . Также было обнаружено, что возбужденные электроны из оболочек с n больше 6 могут прыгать на оболочку с n = 2, при этом испуская оттенки ультрафиолета.
Формула Бальмера
Бальмер заметил, что одна длина волны соотносится с каждой линией в спектре водорода, который находится в области видимого света . Эта длина волны была364,506 82 нм . Когда любое целое число больше 2 возводилось в квадрат, а затем делилось само на себя в квадрате минус 4, тогда это число умножалось на364,506 82 нм (см. Уравнение ниже) дает длину волны другой линии в спектре водорода. С помощью этой формулы он смог показать, что некоторые измерения линий, сделанные в его время с помощью спектроскопии, были немного неточными, а его формула предсказывала линии, которые были позже обнаружены, хотя еще не наблюдались. Его количество также оказалось пределом серии. Уравнение Бальмера можно было использовать для определения длины волны линий поглощения / излучения и первоначально было представлено следующим образом (за исключением изменения обозначений, чтобы дать константу Бальмера как B ):
Где
- λ - длина волны.
- B - константа со значением 3,645 0682 × 10 -7 м или 364,506 82 нм .
- m равно 2
- n - такое целое число, что n > m .
В 1888 году физик Йоханнес Ридберг обобщил уравнение Бальмера для всех переходов водорода. Уравнение, обычно используемое для вычисления ряда Бальмера, является конкретным примером формулы Ридберга и следует как простая обратная математическая перестановка приведенной выше формулы (обычно используется обозначение m для n в качестве единственной необходимой интегральной константы):
где λ - длина волны поглощенного / испускаемого света, а R H - постоянная Ридберга для водорода. Видно, что постоянная Ридберга равна4/B в формуле Бальмера, и это значение для бесконечно тяжелого ядра равно 4/3,645 0682 × 10 -7 м знак равно 10 973 731 0,57 м -1 . [3]
Роль в астрономии
Серия Бальмера особенно полезна в астрономии, потому что линии Бальмера появляются в многочисленных звездных объектах из-за обилия водорода во Вселенной , и поэтому они обычно видны и относительно сильны по сравнению с линиями других элементов.
Спектральная классификация звезд, что в первую очередь определение температуры поверхности, основана на относительную силу спектральных линий, а ряд Бальмера , в частности , является очень важным. Другие характеристики звезды, которые можно определить путем тщательного анализа ее спектра, включают поверхностную гравитацию (связанную с физическим размером) и состав.
Поскольку бальмеровские линии обычно видны в спектрах различных объектов, они часто используются для определения лучевых скоростей из-за доплеровского смещения бальмеровских линий. Это имеет важное применение во всей астрономии, от обнаружения двойных звезд , экзопланет , компактных объектов, таких как нейтронные звезды и черные дыры (по движению водорода в аккреционных дисках вокруг них), до определения групп объектов со схожими движениями и предположительно происхождения ( движущиеся группы , звездные скопления , скопления галактик и обломки от столкновений), определение расстояний (фактически красных смещений ) галактик или квазаров и идентификация незнакомых объектов путем анализа их спектра.
Линии Бальмера могут проявляться в спектре как линии поглощения или излучения, в зависимости от природы наблюдаемого объекта. В звездах бальмеровские линии обычно видны в поглощении, и они «самые сильные» у звезд с температурой поверхности около 10 000 кельвинов ( спектральный класс A). В спектрах большинства спиральных и неправильных галактик, активных ядер галактик , областей H II и планетарных туманностей линии Бальмера являются эмиссионными.
В звездных спектрах линия H-эпсилон (переход 7 → 2, 397,007 нм) часто смешивается с другой линией поглощения, вызванной ионизированным кальцием, известной как «H» ( первоначальное обозначение, данное Джозефом фон Фраунгофер ). H-эпсилон отделен от Ca II H на 0,16 нм при 396,847 нм и не может быть разрешен в спектрах с низким разрешением. Линия H-дзета (переход 8 → 2) аналогичным образом смешана с линией нейтрального гелия, наблюдаемой у горячих звезд.
Смотрите также
- Астрономическая спектроскопия
- Модель Бора
- Спектральная серия водорода
- Серия Лайман
- Формула Ридберга
- Звездная классификация
- Теоретическое и экспериментальное обоснование уравнения Шредингера
Заметки
- Перейти ↑ Nave, CR (2006). «Водородный спектр» . Гиперфизика . Государственный университет Джорджии . Проверено 1 марта 2008 .
- ^ a b c d e f g Крамида, А., Ральченко, Ю., Ридер, Дж., и NIST ASD Team (2019). База данных атомных спектров NIST (версия 5.7.1), [онлайн]. Доступно: https://physics.nist.gov/asd [11 апреля 2020 г.]. Национальный институт стандартов и технологий, Гейтерсбург, доктор медицины. DOI: https://doi.org/10.18434/T4W30F
- ^ «Рекомендуемые значения фундаментальных физических констант CODATA: 2006» (PDF) . Комитет по данным для науки и технологий (CODATA) . NIST .