Balmerova serija

Izvor: Wikipedija
Prijeđi na navigaciju Prijeđi na pretraživanje
Vidljivi dio spektralnih linija vodika prestavljene Balmerovom serijom. H-alfa je crvena linija na desno. Dvije krajnje lijeve linije su ultraljubičaste, jer imaju valnu duljinu kraću od 400 nm
U pojednostavljenom Bohrovom modelu atoma vodika, Balmerova serija nastaje skokom elektrona na drugu energetsku razinu (n=2). Prikazana je emisija svjetlosti. Prijelaz elektrona predstavlja H-alfa, prvu liniju Balmerove serije, valne duljine 656 nm
Dvije Balmerove linije(α i β) se jasno vide u emisionom spektru deuterijeve svjetiljke

Balmerova serija u atomskoj fizici, predstavlja jednu od emisionih spektralnih linija vodika, koja nastaje skokom elektrona iz viših kvantnih energetskih razina u niže kvantne energetske razine. Balmerovu seriju se može izračunati s Balmerovom formulom, a to je empirijska formula koju je otkrio Johann Balmer 1885.[1]

Vidljivi dio spektra vodika pokazuje četiri valne duljine: 410 nm, 434 nm, 486 nm i 656 nm, i predstavljaju emisiju fotona, koja nastaje skokom elektrona s više energetske razine na energetsku razinu 2. Jedan dio Balmerove serije je u ultraljubičastom dijelu spektra, jer je valna duljina manja od 400 nm.

Pregled[uredi | uredi kôd]

Balmerova serija predstavlja prijelaz elektrona s n ≥ 3 na n = 2, gdje je n broj energetske razine. Prvi prijelaz s 3=>2 predstavlja H-alfa, 4=>2 predstavlja H-beta, 5=>2 predstavlja H-gama, 6=>2 predstavlja H-delta itd.

Prijelaz n 3→2 4→2 5→2 6→2 7→2 8→2 9→2 →2
Naziv H-α H-β H-γ H-δ H-ε H-ζ H-η
Valna duljina (nm)[2] 656,3 486,1 434,1 410,2 397,0 388,9 383,5 364,6
Boja Crvena Cijan Plava Ljubičasta (Ultraljubičasta) (Ultraljubičasta) (Ultraljubičasta) (Ultraljubičasta)

Balmerova jednadžba je pomogla stvaranju Rydbergove formulw, za cijeli spektar vodika, koja je omogućila pronalazak Lymanove serije, Paschenove serije i Brackettove serije, koje se nalaze izvan vidljivog dijela spektra.

Poznata crvena H-alfa spektralna linija plinovitog vodika, koja predstavlja prijalaz Balmerove serije s energetske razine n = 3 na n = 2, je jedna od najupadljivijih boja u svemiru. Ona doprinosi emisionom spektru ionizirajućih maglica, kao što je Orionova maglica.

Kasnije je otkriveno, kada su vodikove spektralne linije ispitane s vrlo visokom rezolucijom, da svaka linija ima svoj duplikat. To razdvajanje se naziva fina struktura.

Balmerova formula[uredi | uredi kôd]

Balmerova formula se može iskoristiti za proračun apsorbcionih i emisionih spektralnih linija atoma vodika:

gdje je:

- valna duljina
B - konstanta s vrijednošću 3,6456×10-7 m ili 364,56 nm.
n - je jednak 2
m - - cijeli broj za koji vrijedi m > n.

1888. Johannes Rydberg je iskoristio Balmerovu formula da izračuna sve spektralne linije za atom vodika, tako da je Balmerova formula specijalni slučaj Rydbergove formule:

gdje je: λ - valna duljina apsorbiranog i emitiranog svjetla, RHRydbergova konstanta za vodik. Rydbergova konstanta iznosi 4 / B iz Balmerove formule i ona iznosi 10 973 731,57 meter−1.[3]

Uloga u astronomiji[uredi | uredi kôd]

Balmerova serija je vrlo korisna u astronomiji, jer se Balmerove linije pojavljuju u brojnim svemirskim objektima, koji imaju vodik u sebi. Spektralna klasa zvijezda, koja se prije svega zasniva na površinskim temperaturama, zasniva se na intenzitetu spektralnih linija, a Balmerova serija je za to vrlo važna.

Kako Balmerovu seriju vidimo u mnogim svemirskim objektima, često se koristi za proračun brzine kretanja tog objekta, na osnovu Dopplerovog efekta na Balmerove linije. To se često koristi za otkrivanje dvojnih zvijezda, ekstrasolarnih planeta, kao i neutronskih zvijezda i crnih rupa. Koristi se i za galaktičke skupove i zvijezdanu prašinu poslije sudara, da bi se odredila udaljenost galaksija i kvazara, na osnovu crvenog pomaka.

U zvijezdama, Balmerove linije se vide uglavnom kao apsorpcione linije, pogotovo zvijezde koje imaju površinsku temperaturu oko 10 000 K (spektralna klasa A). Kod spiralnih i nepravilnih galaksija, aktivnih galaktičkih jezgri, H II područja i planetarnih maglica, Balmerove serije su uglavnom emisione linije.

Kod zvijezdanih spektara, Balmerova linija H-epsilon (prijelaz 7-2, 397,0 nm), se često miješa s drugom spektralnom linijom, koju stvara ionizirajući kalcij, astronomima poznata kao linija “H” (početna oznaka Fraunhoferovih linija ), koja ima valnu duljinu 396,847 nm. H-zeta Balmerova linija (prijelaz 8-2) se miješa s helijevim linijama, koje se vide kod vrućih zvijezdi.


Izvori[uredi | uredi kôd]

  1. C.R. Nave (2006). "HyperPhysics" Hydrogen Spectrum. Georgia State University, 2008.
  2. "Quantum Physics" Eisberg and Resnick, publisher=John Wiley and Sons, 1985.
  3. [1] "CODATA Recommended Values of the Fundamental Physical Constants: 2006", Committee on Data for Science and Technology (CODATA), publisher=NIST