B Серия almer

редактировать

Спектральная серия водорода «Видимые» линии спектра излучения водорода в серии Balmer. H-alpha - красная линия справа. Четыре строки (считая справа) формально находятся в видимом диапазоне . Пятая и шестая линии видны невооруженным глазом, но считаются ультрафиолетовыми, так как имеют длину волны менее 400 нм.

Серия Бальмера, или линии Бальмера в атомной физике, является одним из набора шести именованных серий, описывающих спектральную линию излучения атом водорода. Ряд Бальмера рассчитывается с использованием формулы Бальмера, эмпирического уравнения, открытого Иоганном Бальмером в 1885 году.

Видимый спектр из свет от водорода отображает четыре длины волны, 410 нм, 434 нм, 486 нм и 656 нм, которые соответствуют излучению фотоны на электроны в возбужденных состояниях, переходящие на квантовый уровень, описываемый главным квантовым числом n, равным 2. Есть несколько заметных ультрафиолетовых линий Бальмера с длины 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 водородных спектральных серий, соответствующих переходу электронов к значениям n, отличным от двух.

Содержание

  • 1 Обзор
  • 2 Формула Бальмера
  • 3 Роль в астрономии
  • 4 См. Также
  • 5 Примечания

Обзор

В упрощенной модели Резерфорда Бора атома водорода, линии Бальмера возникают в результате скачка электрона между вторым энергетическим уровнем, ближайшим к ядру, и этими уровнями, более удаленными. Здесь показано излучение фотона. Изображенный здесь переход 3 → 2 дает H-alpha, первую строку серии Бальмера. Для водорода (Z = 1) этот переход приводит к фотону с длиной волны 656 нм (красный).

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 т. д., где H - элемент водород.

Переход n3 → 24 → 25 → 26 → 27 → 28 → 29 → 2∞ → 2
ИмяH-α / Ba-αH-β / Ba-βH-γ / Ba-γH-δ / Ba-δH-ε / Ba-εH-ζ / Ba-ζH-η / Ba-ηБальмеровский разрыв
Длина волны (нм, воздух)656,279486.135434.0472410.1734397.0075388.9064383.5397364.6
Энергия разность (эВ)1,892,552,863,033,133,193,233,40
ЦветКрасный 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 поиску рядов Лаймана, Пашена и Брэкетта, который предсказал другие спектральные линии водорода, обнаруженные за пределами видимого спектра.

Красная спектральная линия H-alpha бальмеровской серии атомарного водорода, которая является переходом из оболочки n = 3 к оболочке n = 2, это один 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 спектра водорода с очень высоким разрешением они представляли собой близкорасположенные дублеты. Это расщепление называется тонкой структурой. Было также обнаружено, что возбужденные электроны из оболочек с n больше 6 могут прыгать на оболочку с n = 2, при этом испуская оттенки ультрафиолета.

Две линии Бальмера (α и β) отчетливо видны в этом спектре излучения дейтериевой лампы

Формула Бальмера

Бальмер заметил, что одна длина волны имеет отношение к каждой линии в спектре водорода, который находился в области видимого света. Эта длина волны составляла 364,50682 нм. Когда любое целое число больше 2 возводилось в квадрат, а затем делилось на квадрат минус 4, тогда это число, умноженное на 364,50682 нм (см. Уравнение ниже), давало 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, и его формула предсказывала линии, которые были позже обнаружены, хотя еще не наблюдались. Его количество также оказалось пределом серии. Уравнение Бальмера можно было использовать для нахождения длины волны линий поглощения / излучения и первоначально было представлено следующим образом (за исключением изменения обозначений, чтобы дать константу Бальмера как B):

λ = B (n 2 n 2 - м 2) знак равно В (N 2 n 2 - 2 2) {\ Displaystyle \ лямбда \ = В \ влево ({\ гидроразрыва {n ^ {2}} {n ^ {2} -m ^ {2 }}} \ right) = B \ left ({\ frac {n ^ {2}} {n ^ {2} -2 ^ {2}}} \ right)}\ lambda \ = B \ left ({\ frac {n ^ {2}} {n ^ {2} -m ^ {2}}} \ right) = B \ left ({\ frac {n ^ {2}} {n ^ {2} -2 ^ {2}}} \ right)

Где

λ - длина волны.
B - константа со значением 3,6450682 × 10 м или 364,50682 нм.
m равно 2
n - целое число такое, 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 интегральной постоянной):

1 λ = 4 B (1 2 2 - 1 n 2) = RH (1 2 2 - 1 n 2) для n = 3, 4, 5,... {\ displaystyle {\ frac {1} {\ lambda}} = {\ frac {4} {B}} \ left ({\ frac {1} {2 ^ {2}}} - {\ frac {1} { n ^ {2}}} \ right) = R _ {\ mathrm {H}} \ left ({\ frac {1} {2 ^ {2}}} - {\ frac {1} {n ^ {2}} } \ right) \ quad \ mathrm {for ~} n = 3,4,5,...}{\ frac {1} {\ lambda}} = {\ frac { 4} {B}} \ left ({\ frac {1} {2 ^ {2}}} - {\ frac {1} {n ^ {2}}} \ right) = R _ {{\ mathrm {H} }} \ left ({\ frac {1} {2 ^ {2}}} - {\ frac {1} {n ^ {2}}} \ right) \ quad {\ mathrm {для ~}} n = 3, 4,5,...

где λ - длина волны поглощенного / излучаемого света, а R H - постоянная Ридберга для водорода. Постоянная Ридберга в формуле Бальмера равна 4 / B, а для бесконечно тяжелого ядра это значение составляет 4 / 3,6450682 × 10 м = 10973731,57 м.

Роль в астрономии

Серия Бальмера особенно полезна в астрономии, потому что линии Бальмера появляются во многих звездных объектах из-за обилия водорода во вселенной , и поэтому их часто можно увидеть и сравнить с ними. к линиям от других элементов.

Спектральная классификация звезд, которая в первую очередь определяет температуру поверхности, основана на относительной силе спектральных линий, и серия Бальмера, в частности, очень важна. Другие характеристики звезды, которые могут быть определены путем тщательного анализа ее спектра, включают поверхностную гравитацию (связанную с физическим размером) и состав.

Поскольку линии Бальмера обычно видны в спектрах различных объектов, они часто используются для определения лучевых скоростей из-за доплеровского смещения линий Бальмера. Это имеет важное применение во всей астрономии, начиная с обнаружения двойных звезд, экзопланет, компактных объектов, таких как нейтронные звезды и черные дыры (by движение водорода в аккреционных дисках вокруг них), идентифицируя группы объектов со схожими движениями и предположительно происхождения (движущиеся группы, звездные скопления, галактика скоплений и обломков от столкновений), определения расстояний (фактически красных смещений ) до галактик или квазаров, а также идентификации 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 линии Бальмера обычно видны в абсорбции, 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. линий.

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 Йозефом 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.

См. Также

Примечания

Последняя правка сделана 2021-05-11 08:37:13
Содержание доступно по лицензии CC BY-SA 3.0 (если не указано иное).
Обратная связь: support@alphapedia.ru
Соглашение
О проекте