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巴耳末系(Balmer series)或巴耳末线原子物理学氢原子六个发射谱线系列之一的名称。

巴耳末系的计算可以使用约翰·巴耳末在1885年发现的巴耳末公式- 一个经验式。 来自氢原子所发射的光谱线在可见光有4个波长:410纳米、434纳米、486纳米和656纳米。它们是吸收光子能量的电子进入受激态后,返回主量子数n等于2的量子状态时释放出的谱线[1]

巴耳末系中落在可见光区域内的4条谱线。

回顾

在氘灯的发射谱线中可以清楚的看见两条巴耳末系的谱线(H-α和H-β)。

巴耳末系的谱线是电子从主量子数径矢量子数n>3的能级返回n等于2时释放出的。传送的名称是利用希腊字母依序来命名:从n=3至n=2称为H-α,n=4至n=2称为H-β,n=5至n=2称为H-γ,n=6至n=2称为H-δ。当个系列的电磁波频谱在可见光部分第一次被看见时,就被称为H-αH-βH-γH-δ,其中的H就代表氢原子。

传送的 3→2 4→2 5→2 6→2 7→2 8→2 9→2 →2
名称 H-α H-β H-γ H-δ H-ε H-ζ H-η
波长 (nm) [2] 656.3 486.1 434.1 410.2 397.0 388.9 383.5 364.6
颜色 红色 蓝-绿色 紫色 紫t (紫外线) (紫外线)

虽然在1885年之前物理学家就知道原子会辐射,但她们缺乏工具来准确的预测谱线应该出现的位置(波长)。巴耳末公式能很精确的预测氢在可见光的4条吸收或发射的谱线,启发了里德伯公式成为普遍化的形式,并带领物理学家发现在可见光之外的来曼系帕申系布拉开线系:那些被预测的氢吸收和发射谱线。

最熟悉的红色H-α氢气谱线,是n = 3的壳层和n = 2的壳层之间转移的巴耳末系谱线,是在宇宙中最耀眼的颜色。在耀眼的发射或电离的星云,像是猎户座大星云,都会发现它对光谱的贡献,有时在恒星形成的HII区也能发现。在真实颜色的照片中,这些星云因为氢发射的巴耳末系组合,明显的发散出桃红色的颜色。

稍后,发现在非常高分辨率的观察下,这些氢的谱线都是非常靠近的双线,这种分裂的谱线称为精细结构。同时也发现,被激发的电子在巴耳末系从n=2跃迁至n>6的轨道时,即使是紫外线的谱线也是如此。

巴耳末的公式

巴耳末注意到有一个唯一的数字可以联系在可见光区域的氢光谱线,这个数字是364.56纳米。对任何一个大于2的整数,取其平方值质除以该值减去4之后的数值,然后乘上364.56,就可以得到另外一条氢的可见光谱线。由这个公式他不仅能修正当时不是很正确的一些谱线数值,还能预测一些当时尚未被观察到,而之后才被发现的谱线。它的数字也证明系列是有极限的。

巴耳末的公式可以用来发现吸收或发射谱线,最初被提出来的形式如下(仅有的不同是将巴耳末常数的标示改为B):

此处

是波长。
B是巴耳末常数,其值为3.6456×10-7 m or 364.56 nm。
n的值等于2。
m是整数,其值m必须> n

在1888年,物理学家里德伯将巴耳末公式一般化,使它能适合所有的氢光谱线的转换。常用的巴耳末公式成为里德伯公式的一个特例(n=2),并且使用倒数的关系,重新将上面的公式简化(conventionally using a notation of n for m as the single integral constant needed):

此处λ是吸收或发射谱线的波长,RH是氢的里德伯常数,其数值为巴耳末常数四分之一的倒数,而对一个无限大的原子核就是4/(3.6456*10-7m) = 10,973,731.57 m−1.[3]

在天文学中的角色

巴耳末系在天文学中特别有用,因为巴耳末线出现在许多天体的现象中。而且宇宙中的丰盈度,使它在被看见时,总是比共同存在的其他元素谱线更为显而易见。

在恒星的光谱类型,主要是由表面的温度决定,是建立在光谱线的相对强度上,而巴耳末系在这方面室非常重要的。其它可以取决于进一步光谱分系的特征还包括表面重力(与物体的大小有关)和成分(结构)。

因为在各种不同的天体中巴耳末系都是可以观察到的谱线,它们常被利用多普勒位移来测量视线速度。这在天文学所有的领域上都很有用,像是测量联星系外行星中子星黑洞等致密天体(测量围绕着的吸积盘中氢的运动)、确认有着相似运动天体的起源和是否是同一群天体(移动星群星团星系团、和来自碰撞的碎片)、测量星系或类星体的距离(精确的红移)、或是经由光谱分析辨识出不熟悉的天体。

依据被观测对象的本质,巴耳末线可以出现在吸收谱线发射谱线中。在恒星,巴耳末系通常是吸收线,而且在表面温度10,000K光谱类型A)的恒星最为强烈(明显)。在许多的不规则星系螺旋星系AGNHII区、和行星状星云,巴耳末线是发射线。

在恒星光谱中,H-ε线(7跃迁至2)经常会与其他的吸收谱线混合,天文学家都知道电离的的"H"(夫朗荷斐谱线中的标示),CaH的波长是396.847纳米,与H-ε线非常接近,在低解析的光谱中式无法分辨两者的。同样的,H-ζ线(8跃迁至2)在高温恒星中也会与中性的混合。

相关条目

注解

  1. ^ C.R. Nave (2006). HyperPhysics: Hydrogen Spectrum页面存档备份,存于互联网档案馆). 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. [2008-09-07]. (原始内容存档 (PDF)于2018-06-12).

外部链接


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