Серия Бальмера , или линии Бальмера в атомной физике , является одной 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 света водорода имеет четыре длины волны : 410 нм , 434 нм, 486 нм и 656 нм, которые соответствуют излучению фотонов электронами в возбужденных состояниях, переходящих на квантовый уровень, описываемый главным квантовым числом n, равным 2. [1] Существует несколько ярких ультрафиолетовых бальмеровских линий с длиной волны менее 400 нм. Серия продолжается бесконечным числом линий, длина волны которых асимптотически приближается к пределу 364,5 нм в ультрафиолете.
После открытия Бальмера были открыты еще пять спектральных серий водорода , соответствующих переходам электронов к значениям n , отличным от двух.
Серия Бальмера характеризуется переходом электрона от n ≥ 3 к n = 2, где n относится к радиальному квантовому числу или главному квантовому числу электрона. Переходы именуются последовательно греческими буквами: от n = 3 до n = 2 называется H-α, от 4 до 2 — H-β, от 5 до 2 — H-γ, от 6 до 2 — H-δ. Поскольку первые спектральные линии, связанные с этим рядом, расположены в видимой части электромагнитного спектра , эти линии исторически называются «Н-альфа», «Н-бета», «Н-гамма» и так далее, где H — элемент водород.
Хотя физики знали об атомных эмиссиях до 1885 года, у них не было инструмента, позволяющего 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, представляющая собой переход от оболочки n = 3 к оболочке n = 2, является одним из ярких цветов Вселенной . Он вносит яркую красную линию в спектры эмиссионных или ионизационных туманностей, таких как туманность Ориона , которые часто представляют собой области H II , встречающиеся в областях звездообразования. На цветных изображениях эта туманность имеет красновато-розовый цвет из-за комбинации видимых бальмеровских линий, излучаемых водородом.
Позже было обнаружено, что при исследовании линий спектра водорода Бальмера с очень высоким разрешением они представляли собой близко расположенные дублеты. Это расщепление называется тонкой структурой . Было также обнаружено, что возбужденные электроны из оболочек с n больше 6 могут перепрыгивать на оболочку с n = 2, излучая при этом оттенки ультрафиолета.
Бальмер заметил, что одна длина волны связана с каждой линией спектра водорода, находящейся 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, то это число умножалось на364,506 82 нм (см. уравнение ниже) дает длину волны еще одной 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 предсказала линии, которые были позже обнаружены, хотя еще не наблюдались. Его число также оказалось пределом серии. Уравнение Бальмера можно было использовать для определения длины волны линий поглощения/излучения, и оно первоначально было представлено следующим образом (за исключением изменения обозначений, чтобы дать константу Бальмера как B ):
Где
В 1888 году физик Иоганнес Ридберг обобщил уравнение Бальмера для всех переходов водорода. Уравнение, обычно используемое для расчета ряда Бальмера, представляет собой конкретный пример формулы Ридберга и представляет собой простую обратную математическую перестановку приведенной выше формулы (обычно с использованием обозначения m вместо n в качестве необходимой единой интегральной константы):
где λ — длина волны поглощаемого/испускаемого света, а R H — константа Ридберга для водорода. Видно, что постоянная Ридберга равна4/Бв формуле Бальмера, и это значение для бесконечно тяжелого ядра равно4/3,645 0682 × 10 −7 м "="10 973 731,57 м -1 . [3]
Серия Бальмера особенно полезна в астрономии , поскольку линии Бальмера появляются во многих звездных объектах из-за обилия водорода во Вселенной и поэтому обычно видны и относительно сильны по сравнению с линиями других элементов.
Спектральная классификация звезд, заключающаяся прежде всего в определении температуры поверхности, основана на относительной силе спектральных линий, и особенно важна серия Бальмера. Другие характеристики звезды, которые можно определить путем тщательного анализа ее спектра, включают поверхностную гравитацию (связанную с физическим размером) и состав.
Поскольку бальмеровские линии часто наблюдаются в спектрах различных объектов, их часто используют 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), идентификации групп объектов со схожим движением и предположительного происхождения ( движущиеся группы , звездные скопления , скопления галактик и обломки от столкновений), определение расстояний (фактически красных смещений ) до галактик или квазаров , а также идентификацию незнакомых объектов путем анализа их спектра.
Линии Бальмера могут проявляться в спектре как линии поглощения или излучения , в зависимости от природы наблюдаемого объекта. У звезд бальмеровские линии обычно наблюдаются в поглощении, причем наиболее «сильны» они у звезд с температурой поверхности около 10 000 кельвинов ( спектральный класс А). В спектрах большинства спиральных и неправильных галактик, активных галактических ядер , областей H II и планетарных туманностей бальмеровские линии являются эмиссионными линиями.
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 Фраунгофером ). H-эпсилон отделен от Ca II H на 0,16 нм при 396,847 нм и не может быть разрешен в спектрах низкого разрешения. Линия H-дзета (переход 8→2) аналогичным образом смешивается с линией нейтрального гелия , наблюдаемой у горячих звезд.
