Seria Balmer

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare

Seria Balmer , în astronomie , este o secvență de linii care descriu liniile spectrale ale spectrului atomului de hidrogen . Seria Balmer este calculată folosind Formula Balmer , o ecuație empirică descoperită în 1885 de matematicianul elvețian Johann Jakob Balmer . În banda optică , spectrul hidrogenului prezintă patru linii la lungimi de undă diferite, care sunt produse de emisia unui foton de către un electron care, dintr-o stare excitată, se deplasează la nivelul cuantic descris de numărul cuantic principal cu n = 2.

Cele patru linii spectrale de emisie de hidrogen vizibile în seria Balmer. Linia H-alfa este cea roșie din dreapta.

Generalitate

Seria Balmer este caracterizată prin tranziții electronice de la n ≥ 3 la n = 2. Acești pași sunt indicați fiecare printr-o literă greacă: tranziția 3 → 2 este asociată cu litera α, 4 → 2 cu β și așa mai departe. Întrucât din punct de vedere istoric aceste linii au fost identificate primele, numele lor este format din litera H, simbolul hidrogenului, urmată de litera greacă asociată cu tranziția.

Tranziție 3 → 2 4 → 2 5 → 2 6 → 2 7 → 2 8 → 2 9 → 2 → 2
Nume H-α H-β H-γ H-δ H-ε H-ζ H-η Limita Balmer
Lungime de undă (Å) 6563 4861 4341 4102 3970 3889 3835 3646
Culoare roșu Ceresc Albastru violet violet violet ( Ultraviolet ) (Ultraviolet)

Deși fizicienii observaseră aceste linii încă din 1885, exista încă o lipsă a unui instrument capabil să prezică exact lungimea de undă exactă a liniilor. Formula Balmer este extrem de exactă în acest sens. Este un caz particular al ecuației Rydberg , care i-a determinat pe fizicieni să descopere și seria Lyman , Paschen , Brackett , Pfund și Humphreys , care descriu și celelalte linii ale spectrului de hidrogen.

Linia H-alfa , care corespunde tranziției 3 → 2, este una dintre cele mai frecvente din univers, extrem de strălucitoare în multe obiecte astronomice și contribuie la conferirea lor de o culoare roșiatică. Examinându-l la rezoluție înaltă, se observă că este format dintr-un dublet; această subdiviziune se numește structura fină a spectrului de hidrogen. De asemenea, s-a constatat că există linii dincolo de tranziția 6 → 2, care cad în banda ultravioletă a spectrului.

Formula lui Balmer

În 1885 , matematicianul Johann Jakob Balmer a observat că lungimea de undă de 3645,6 Å (cunoscută acum ca limita Balmer B ), a fost corelată cu fiecare dintre liniile observate în vizibil. Studiind regularitățile spectrelor liniare ale atomilor , [1] a descoperit că lungimile de undă din partea vizibilă ochiului uman (intervalul cuprins între 380 nm și 760 nm) ale spectrului hidrogenului pot fi reprezentate cu mare precizie dintr-o formulă care le la numere întregi:

unde este

  • λ lungimea de undă a luminii emise
  • B Limita Balmer, egală cu 3,6456 × 10 -7 m sau 3645,6 Å
  • n = 2
  • întreg m cu m > n

Dezvoltări ulterioare

Formula Rydberg

În 1888 , fizicianul Johannes Rydberg a generalizat, cu formula Rydberg , formula Balmer pentru toate tranzițiile de hidrogen (nu numai seria Balmer din spectrul vizibil, ci și seria Lyman în ultraviolet și cele din Paschen , Brackett , Pfund și Humphreys în infraroşu):

cu

  • λ lungimea de undă a radiației emise
  • R H = 4 / B Constanta Rydberg a hidrogenului
  • n și m numere întregi și m > n

Cei doi termeni, a căror diferență dă o linie spectrală, reprezintă nivelurile de energie atomică ale tranziției.

Pentru n = 2 găsim seria Balmer:

cu:

  • m = 3, 4, 5, ...

Formula Rydberg-Ritz

În 1908 , fizicianul Walther Ritz a generalizat, folosind formula Rydberg-Ritz formula, formula Rydberg pentru alte elemente decât hidrogenul:

cu:

  • Constanta Rydberg pentru un anumit element chimic
  • a și b parametrii caracteristici ai fiecărui element (pentru hidrogen, a și b sunt egali cu 0)

Fiecare element chimic are propria sa constantă Rydberg . Pentru toți atomii de hidrogen (adică cei cu un singur electron pe orbita exterioară), poate fi derivat din constanta Rydberg „la infinit” (pentru un nucleu infinit de greu), după cum urmează:

unde este:

Constanta Rydberg „la infinit” ( CODATA , 2014) [2] se menține

unde este:

Rol în astronomie

Seria Balmer este folosită în special în astronomie datorită abundenței hidrogenului din univers . Din acest motiv, de fapt, liniile lui Balmer sunt foarte frecvente într-un număr mare de obiecte și sunt, de asemenea, destul de intense în comparație cu cele ale celorlalte elemente.

Clasificarea spectrală a stelelor , care duce la determinarea temperaturii suprafeței, se bazează pe intensitatea relativă a liniilor spectrale, iar cele ale lui Balmer sunt foarte importante în acest sens. Alte caracteristici ale stelelor pot fi, de asemenea, derivate din spectru, cum ar fi gravitația de suprafață și compoziția chimică a atmosferelor. Deoarece liniile Balmer sunt foarte frecvente, iar lungimea lor de undă este bine determinată, ele sunt, de asemenea, utilizate pentru a determina viteza radială din efectul Doppler .

Aceste linii apar atât în ​​absorbție, cât și în emisie, în funcție de natura obiectului examinat. În stele, de exemplu, liniile sunt în general în absorbție și sunt cele mai intense în stelele cu o temperatură de suprafață apropiată 10 000 K ( spectral tip A). În schimb, acestea sunt linii de emisie în spectrul AGN , regiunilor HII și nebuloaselor planetare .

În spectrele stelare, linia Hε (tranziția 7-2) este adesea fuzionată cu o altă linie de absorbție datorită calciului ionizat, datorită apropierii dintre cele două lungimi de undă. În mod similar, linia Hζ este confundată cu una dintre liniile de heliu neutru.

Notă

  1. ^ J. Balmer, Notiz über die Spectrallinien des Wasserstoffes , Verhandlungen der Naturforschenden Gesellschaft 7, 1885.
  2. ^ (EN) Rydberg constant la infinit , pe physics.nist.gov. Adus pe 12 mai 2019 .

Elemente conexe

linkuri externe

Fizică Portalul fizicii : accesați intrările Wikipedia care se ocupă cu fizica