Série de Balmer
La série de Balmer de ou le Balmer raye dans la physique atomique , est la désignation d'une d'un ensemble de six séries appelées différentes décrivant le raie spectrale émissions de de l'atome d'hydrogène .
La série de Balmer est calculée using la formule , une équation empirique de Balmer de du découverte par le Johann Balmer en 1885. Le spectre évident de la lumière de l'hydrogène montre quatre le le nanomètre des longueurs d'onde 410, 434 nanomètre, 486 nanomètre, et 656 nanomètre de , qui reflètent des émissions des photons par les électrons dans les états excited transitioning au niveau de quantum décrit par les égales 2. du n du nombre de quantum principal .
Vue d'ensemble
La série de Balmer est caractérisée par l'électron transitioning du &ge du n ; 3 au n = 2, où le n se rapporte au nombre de quantum radial ou au nombre de quantum principal de l'électron. Les transitions sont appelées séquentiellement par la lettre grecque : le n = 3 au n = 2 s'appelle H-α, 4 à 2 est H-β, 5 à 2 est H-γ, et 6 à 2 est H-δ. Pendant que les premières raies spectrales liées à cette série sont situées dans la partie évidente du spectre électromagnétique , ces lignes désigné historiquement sous le nom du " ; H-alpha" ; , " ; H-beta" ; , " ; H-gamma" ; et ainsi de suite, où H est l'hydrogène d'élément.
La formule de Balmer
Balmer a noté qu'un nombre simple a eu une relation à chaque ligne dans le spectre d'hydrogène qui était dans la région de la lumière visible . Ce nombre était 364. Quand n'importe quel nombre entier plus haut que 2 a été ajusté et alors divisé par lui-même sans 4, alors ce nombre multiplié par 364.56 a donné une longueur d'onde d'une autre ligne dans le spectre évident d'hydrogène. Par cette formule il pouvait prouver que certaines mesures des lignes faites dans son temps par la spectroscopie étaient des mesures légèrement imprécises et sa formule a prévu les lignes qui plus tard ont été trouvées bien qu'eu pas encore observé. Son nombre s'est également avéré être la limite de la série.L'équation de Balmer de pourrait être employée pour trouver la longueur d'onde de l'absorption/des lignes d'émission et a été à l'origine présentée comme suit (sauf pour qu'un changement de notation donne la constante de Balmer comme B ) : laissé
Là où le est la longueur d'onde. le B de
est une constante avec la valeur de 3.6456×10-7 m ou 364. le n de
est égal au m de 2
est un nombre entier tels que le m > n .
Dans le 1888 le Johannes Rydberg de physicien a généralisé l'équation de Balmer pour toutes les transitions d'hydrogène. L'équation utilisée généralement pour calculer la série de Balmer est un exemple spécifique de la formule de Rydberg de et suit comme remise en ordre mathématique réciproque simple de la formule ci-dessus (par convention using une notation de n pour m en tant que nécessaire constant d'intégrale simple) :
là où &lambda ; est la longueur d'onde de lumière absorbée/émise et le R H est la constante de Rydberg pour l'hydrogène. La constante de Rydberg est vue pour être égale à 4/B dans la formule de Balmer, et pour un noyau infiniment lourd est 4 (m&minus 3.6456*10-7m) = 10. La classification spectrale des étoiles, qui est principalement une détermination de la température de surface, est basée sur la force relative des raies spectrales, et les séries de Balmer sont en particulier très importante. D'autres caractéristiques d'une étoile peuvent être déterminées par analyse étroite de son spectre incluent la pesanteur extérieure (lié à la taille physique) et la composition. Puisque les lignes de Balmer sont généralement - vu dans les éventails de divers objets, elles sont employées souvent pour déterminer les vitesses radiales dues au décalage de Doppler de des lignes de Balmer. Ceci a des utilisations importantes all over l'astronomie, de détecter les objets compacts binaires d'Exoplanets des étoiles tels que les étoiles neutron et les trous noirs (par le mouvement de l'hydrogène dans disques d'augmentation de autour de eux), identifiant des groupes d'objets avec les mouvements et vraisemblablement les origines semblables (galaxie mobile de des faisceaux d'étoile de de groupes groupe et débris des collisions), déterminant des distances (réellement déplacements vers le rouge des galaxies ou des quasars et identification de des objets peu familiers par analyse de leur spectre. Les lignes de Balmer peuvent apparaître comme absorption ou lignes de l'émission dans un spectre, selon la nature de l'objet observé. Dans le tient le premier rôle que les lignes de Balmer sont habituellement vues dans l'absorption, et elles sont " ; strongest" ; en étoiles avec une température de surface environ 10.000 du Kelvin (type spectral A). Dans les éventails de la plupart des galaxies en spirale et irrégulières, régions du H II d'AGNs et nébuleuses planétaires du les lignes de Balmer sont des lignes d'émission. Dans des spectres stellaires, la ligne H-epsilon (transition 7-2) est souvent mélangée dedans à une autre raie d'absorption provoquée par le calcium ionisé connu par des astronomes comme " ; H" ; (la désignation originale donnée par Fraunhofer ). C'est-à-dire, la longueur d'onde H-epsilon est tout à fait près de CaH à 396.847nm, et ne peut pas être résolue dans des spectres à basse résolution. La ligne de H-zéta (transition 8-2) est pareillement mélangée dedans à une ligne neutre de l'hélium vue en étoiles chaudes. .
Rôle dans l'astronomie
La série de Balmer est particulièrement utile dans l'astronomie parce que les lignes de Balmer apparaissent dans de nombreux objets stellaires dus à l'abondance d'hydrogène dans l'univers , et est donc généralement - vu et relativement fort comparé aux lignes d'autres éléments. Voir également
Spectroscopie astronomique
Classification d'étoile de
Bohr modèle
Justification théorique et expérimentale de pour l'équation de Schrödinger
H-alpha
Formule de Rydberg de
Le constant de Balmer de Random links: Ernest Thompson Seton | Allan Kemakeza | Horloge astronomique | Affricate alvéolaire aphone | Rittmeister | Serie_de_Balmer