巴耳末系

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納米、434納米、486納米和656納米。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。

基本介紹

  • 中文名:巴耳末系
  • 外文名:Balmer series
  • 領域:物理學
簡介,回顧,在天文學中的角色,相關條目,

簡介

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納米、434納米、486納米和656納米。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。

回顧

巴耳末系的譜線是電子從主量子數或徑矢量子數n>3的能級返回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
3→2
4→2
5→2
6→2
7→2
8→2
9→2

→2
名稱
H-α
H-β
H-γ
H-δ
H-ε
H-ζ
H-η
波長 (nm)
656.3
486.1
434.1
410.2
397.0
388.9
383.5
364.6
顏色
藍-綠色
(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,啟發了里德伯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、布拉開線系: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。

在天文學中的角色

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AGN、HII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。

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