本页使用了标题或全文手工转换

巴耳末系

维基百科,自由的百科全书
跳转至: 导航搜索

巴耳末系巴耳末線原子物理學氫原子六個發射譜線系列之一的名稱。

巴耳末系的計算可以使用約翰·巴耳末在1885年發現的巴耳末公式- 一個經驗式。 來自氫原子所發射的光譜線在可見光有4個波長:410奈米、434奈米、486奈米和656奈米。它們是吸收光子能量的電子進入受激態後,返回主量子數n等於2的量子狀態時釋放出的譜線[1]

巴耳末系中落在可見光區域內的4條譜線。

回顧[编辑]

氘燈的發射譜線中可以清楚的看見兩條巴耳末系的譜線(H-α和H-β)。

巴耳末系的譜線是電子從主量子數徑向量子數n>3的能階返回n等於2時釋放出的。傳送的名稱是利用希臘字母依序來命名:從n=3至n=2稱為H-α,n=4至n=2稱為H-β,n=5至n=2稱為H-γ,n=6至n=2稱為H-δ。當個系列的電磁波頻譜在可見光部分第一次被看見時,就被稱為H-αH-βH-γH-δ,其中的H就代表氫原子。

傳送的n 3→2 4→2 5→2 6→2 7→2 8→2 9→2 \infty→2
名稱 H-α H-β H-γ H-δ H-ε H-ζ H-η
波長 (nm) [2] 656.3 486.1 434.1 410.2 397.0 388.9 383.5 364.6
顏色 紅色 藍-綠色 紫色 紫t (紫外線) (紫外線)

雖然在1885年之前物理學家就知道原子會輻射,但她們缺乏工具來準確的預測譜線應該出現的位置(波長)。巴耳末公式能很精確的預測氫在可見光的,4條吸收或發射的譜線,啟發了芮得柏公式成為普遍化的形式,並帶領物理學家發現在可見光之外的來曼系帕申系布拉克系:那些被預測的氫吸收和發射譜線。

最熟悉的紅色H-α氫氣譜線,是n = 3的殼層和n = 2的殼層之間轉移的巴耳末系譜線,是在宇宙中最耀眼的顏色。在耀眼的發射或電離的星雲,像是獵戶座大星雲,都會發現它對光譜的貢獻,有時在恆星形成的HII區也能發現。在真實顏色的照片中,這些星雲因為氫發射的巴耳末系組合,明顯的發散出桃紅色的顏色。

稍後,發現在非常高解析度的觀察下,這些氫的譜線都是非常靠近的雙線,這種分裂的譜線稱為精細結構。同時也發現,被激發的電子在巴耳末系從n=2躍遷至n>6的軌道時,即使是紫外線的譜線也是如此。

巴耳末的公式[编辑]

巴耳末注意到有一個唯一的數字可以聯繫在可見光區域的氫光譜線,這個數字是364.56奈米。對任何一個大於2的整數,取其平方值質除以該值減去4之後的數值,然後乘上364.56,就可以得到另外一條氫的可見光譜線。由這個公式他不僅能修正當時不是很正確的一些譜線數值,還能預測一些當時尚未被觀察到,而之後才被發現的譜線。它的數字也證明系列是有極限的。

巴耳末的公式可以用來發現吸收或發射譜線,最初被提出來的形式如下(僅有的不同是將巴耳末常數的標示改為B):

\lambda\ = B\left(\frac{m^2}{m^2 - n^2}\right) = B\left(\frac{m^2}{m^2 - 2^2}\right)

此處

\lambda是波長。
B是巴耳末常數,其值為3.6456×10-7 m or 364.56 nm。
n的值等於2。
m是整數,其值m必須> n

在1888年,物理學家芮得柏將巴耳末公式一般化,使它能適合所有的氫光譜線的轉換。常用的巴耳末公式成為芮得柏公式的一個特例(n=2),並且使用倒數的關係,重新將上面的公式簡化(conventionally using a notation of n for m as the single integral constant needed):

\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), n=3,4,5,...

此處λ是吸收或發射譜線的波長,RH是氫的芮得柏常數,其數值為巴耳末常數四分之一的倒數,而對一個無限大的原子核就是4/(3.6456*10-7m) = 10,973,731.57 m−1.[3]

在天文學中的角色[编辑]

巴耳末系在天文學中特別有用,因為巴耳末線出現在許多天體的現象中。而且宇宙中的豐盈度,使它在被看見時,總是比共同存在的其他元素譜線更為顯而易見。

在恆星的光譜類型,主要是由表面的溫度決定,是建立在光譜線的相對強度上,而巴耳末系在這方面室非常重要的。其它可以取決於進一步光譜分系的特徵還包括表面重力(與物體的大小有關)和成分(結構)。 . 因為在各種不同的天體中巴耳末系都是可以觀察到的譜線,它們常被利用都卜勒位移來測量視線速度。這在天文學所有的領域上都很有用,像是測量聯星系外行星中子星黑洞等緻密天體(測量圍繞著的吸積盤中氫的運動)、確認有著相似運動天體的起源和是否是同一群天體(移動星群星團星系團、和來自碰撞的碎片)、測量星系或類星體的距離(精確的紅移)、或是經由光譜分析辨識出不熟悉的天體。

依據被觀測對象的本質,巴耳末線可以出現在吸收譜線發射譜線中。在恆星,巴耳末系通常是吸收線,而且在表面溫度10,000K光譜類型A)的恆星最為強烈(明顯)。在許多的不規則星系螺旋星系AGNHII區、和行星狀星雲,巴耳末線是發射線。

在恆星光譜中,H-ε線(7躍遷至2)經常會與其他的吸收譜線混合,天文學家都知道電離的的"H"(夫朗荷斐譜線中的標示),CaH的波長是396.847奈米,與H-ε線非常接近,在低解析的光譜中式無法分辨兩者的。同樣的,H-ζ線(8躍遷至2)在高溫恆星中也會與中性的混合。

相關條目[编辑]

註解[编辑]

  1. ^ C.R. Nave (2006). HyperPhysics: Hydrogen Spectrum. Georgia State University. Accessed March 1st, 2008.
  2. ^ Eisberg and Resnick. Quantum Physics. John Wiley and Sons. 1985: 97. 
  3. ^ CODATA Recommended Values of the Fundamental Physical Constants: 2006 (PDF). Committee on Data for Science and Technology (CODATA). NIST. 

外部鏈結[编辑]