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Waterstofspectrum

Das Spektrum von Wasserstoff auf a logarithmisch Maßstab der Wellenlänge.

Es Wasserstoffspektrum ist die Menge von Wellenlängen (Farben) von Licht das a Wasserstoffatom ausstrahlen kann. Die entsprechende Frequenzen werden von der gegeben Formel von Johannes Rydberg.Das Spektrallinien von Wasserstoff sind in der Astronomie wichtig, um Wasserstoff nachzuweisen und die Geschwindigkeit der Materie mit Hilfe der Rotverschiebung.

Energieniveaus

Elektronenübergänge und die entsprechenden Wellenlängen der emittierten Photonen für die ersten drei Wasserstoffreihen. Energieniveaus sind nicht maßstabsgetreu dargestellt.

Wasserstoff ist das erste Element im Periodensystem. Das Atom enthält einen Proton und ein Elektron. Dieses Elektron kann nur auf bestimmten Energieniveaus sein (siehe Das Atommodell von Bohr). Wenn sich das Elektron von einem höheren zu einem niedrigeren Energieniveau bewegt, emittiert es a Photon deren Energie gleich der Differenz der beiden Energieniveaus ist. Folglich kann das Atom nur Licht mit charakteristischen diskreten Frequenzen emittieren: das sogenannte Spektrum. Dieses Spektrum ist für jedes Atom spezifisch und eine Art Fingerabdruck von jedem Element. Auf diese Weise lässt sich die Zusammensetzung der Sterne über große Entfernungen anhand ihres Spektrums in . bestimmen Spektrallinien durchlesen astronomische Spektroskopie.

Die Forscher fanden Muster in den Frequenzen, die sich, wie sich später herausstellte, auf das Energieniveau zurückführen ließen, auf das die Elektronen zurückfielen. Es gibt folgende Serien:

Name der Serie	Abkürzung	Energielevel	Wellenlängen
Lyman	Ly	1	121,6 - 91,1 nm
Balsam	ba	2.	656 - 365 nm
Ostern	pa	3.	1870 - 820 nm
Klammer	Bruder	4.	4050 - 1460 nm
Pfund	Puh	5.	7460 - 2280 nm
Humphreys	Hu	6.	12377 - 3280nm

Die Wellenlänge 656 nm, die beim Absinken vom Niveau 3 auf 2 entsteht, ist die sogenannte Hα-Linie, die die charakteristische rote Farbe von . hat Emissionsnebel Ursachen. In der Balmer-Reihe ist es der Übergang mit der kleinsten Energiedifferenz zwischen den Elektronenbahnen (Orbitalen), also der größten Wellenlänge. Wenn das Elektron von einer höheren Umlaufbahn zurückkehrt, wird die Energiedifferenz größer, so dass die Wellenlänge kleiner wird. Da die höheren Energieorbitale näher beieinander liegen, rücken auch die Spektrallinien näher zusammen.

Rydberg-Formel

Die Energieunterschiede zwischen den Niveaus im Bohr-Modell und damit auch die Wellenlängen der absorbierten und emittierten Photonen sind gegeben durch die Rydberg-Formel:^[1]

{displaystyle {1 über Lambda }=Rleft({1 über (n^{prime })^{2}}-{1 über n^{2}}ight)qquad left(R=1,097373 imes 10^{7 } Mathe {m} ^{-1}ight)}

mit nein das anfängliche Energieniveau, nein das endgültige Energieniveau und R das Rydberg-Konstante.^[2] Die Formel liefert nur dann sinnvolle Ergebnisse größer Null, wenn nein ist größer als nein. Das Grenze von ${ extstyle {frac {1}{infty }}}$ ist 0.

Serie

Alle Wellenlängen sind in Nanometern mit drei signifikanten Ziffern angegeben.

${displaystyle n}$	Lyman-Serie n′ = 1	Balmer-Serie n′ = 2		Osterserie n′ = 3	Halterungsserie n′ = 4	Pfund-Serie n′ = 5	Humphreys-Reihe n′ = 6
2	122		Name
3	103	656	H-
4	97,2	486	H-	1870
5	94,9	434	H-	1280	4050
6	93,7	410	H-	1090	2630	7460
7		397	H-	1000	2170	4650	12400
8				954	1940	3740	7500
9					1820	3300	5910
10						3040	5130
11							4670
${displaystyle infty }$	91,1	365		820	1460	2280	3280

Das Lyman-Serie ist benannt nach Theodore Lyman, der diese Spektrallinien zwischen 1906-1914 entdeckte. Alle Wellenlängen der Lyman-Reihe liegen im ultraviolett.^[3]^[4]

Das Balmer-Serie ist benannt nach Johann Jakob Balmer, dass die empirisch Gleichung aus dem Jahr 1885. Mit der Balmer-Formel die Wellenlängen der Spektrallinien können vorhergesagt werden. Balmer-Linien werden traditionell als "H-alpha", "H-beta", "H-gamma" usw. bezeichnet, wobei H das Element Wasserstoff bezeichnet.^[5] Vier Balmer-Linien fallen in den sichtbaren Teil des Spektrums mit Wellenlängen von mehr als 400 nm. Teile der Balmer-Reihe kommen in der Sonnenspektrum. H-alpha ist in der Astronomie wichtig, um Wasserstoff nachzuweisen.

Die sichtbaren Spektrallinien des Wasserstoffemissionsspektrums in der Balmer-Reihe. H-alpha ist die rote Linie rechts davon, H-beta ist die grün-blaue Linie links davon und so weiter.

Das Osterserie ist nach dem benannt österreichisch-Deutsche Physiker Friedrich Ostern der sie 1908 zum ersten Mal beobachtete. Die Paschen-Linien sind alle in der Infrarot.^[6]

Der amerikanische Physiker Frederick Sumner Brackett beobachtete erstmals 1922 die Bracket-Serie.^[7]

Die Pfund-Reihe wurde 1924 experimentell entdeckt von August Hermann Pfund.^[8]

Die Humphreys-Reihe wurde von dem amerikanischen Physiker entdeckt Curtis J. Humphreys.^[9]

Rolle in der Astronomie

das Spektrum des A0-Sterns Wega zwischen 382 und 1020 nm mit starken Balmer-Linien auf der linken Seite

Die Balmer-Serie wird häufig in der Astronomie weil Wasserstoff das am häufigsten vorkommende Element im Universum ist. Zum Beispiel für das AlterSpektralklasse) von Sternen. Junge B- und A-Sterne zeigen in ihren Spektren starke Balmer-Absorptionslinien.

Siehe auch

Quellen, Anmerkungen und/oder Verweise

↑Bohr, Niels Kapitel Rydbergs Entdeckung der Spektralgesetze in Ed. Kalckar, J.: N. Bohr: Collected Works, North-Holland Publ., Amsterdam, 1985, Band 10, S. 373–9
↑CODATA Recommended Values of the Fundamental Physical Constants: 2006 Committee on Data for Science and Technology (CODATA), NIST
↑Theodor, Lyman: Das Spektrum von Wasserstoff in der Region extremer Kurzwellenlänge, Memoiren der American Academy of Arts and Sciences, Band 13, Heft 3, Neue Reihe, S. 125–146 auf JSTOR ISSN 0096-6134, 1906
↑Lyman, Theodore: An Extension of the Spectrum in the Extreme Ultra-Violet, 1914, Nature Band 93, p241 doi=10.1038/093241a0
↑J. J. Balsam: Notiz über die Spektrallinien des Wasserstoffs, Annalen der Physik Bd. 261, 5, S. 80–87, 1885 doi=10.1002/andp.18852610506
↑Friedrich Ostern: Zur Kenntnis ultraroter Linienspektra. I. (Normalwellenlängen bis 27000 Å.-E.), Annalen der Physik, 332, 13, S. 537–570 doi=10.1002/andp.19083321303
↑Frederick Sumner Brackett 1922: Sichtbare und Infrarotstrahlung von Wasserstoff, Astrophysical Journal 56, p154, doi=10.1086/142697
↑A. H. Pfund: Die Emission von Stickstoff und Wasserstoff im Infraroten, 1924, J.Opt. Sozial. Änd. 9, 3, S. 193–196 doi=10.1364/JOSA.9.000193
↑C. J. Humphreys: Humphreys-Reihe, J. Research Natl. Bur. Normen, 1953, Bd. 50

[1] Bohr, Niels Kapitel Rydbergs Entdeckung der Spektralgesetze in Ed. Kalckar, J.: N. Bohr: Collected Works, North-Holland Publ., Amsterdam, 1985, Band 10, S. 373–9

[2] CODATA Recommended Values of the Fundamental Physical Constants: 2006 Committee on Data for Science and Technology (CODATA), NIST

[3] Theodor, Lyman: Das Spektrum von Wasserstoff in der Region extremer Kurzwellenlänge, Memoiren der American Academy of Arts and Sciences, Band 13, Heft 3, Neue Reihe, S. 125–146 auf JSTOR ISSN 0096-6134, 1906

[4] Lyman, Theodore: An Extension of the Spectrum in the Extreme Ultra-Violet, 1914, Nature Band 93, p241 doi=10.1038/093241a0

[5] J. J. Balsam: Notiz über die Spektrallinien des Wasserstoffs, Annalen der Physik Bd. 261, 5, S. 80–87, 1885 doi=10.1002/andp.18852610506

[6] Friedrich Ostern: Zur Kenntnis ultraroter Linienspektra. I. (Normalwellenlängen bis 27000 Å.-E.), Annalen der Physik, 332, 13, S. 537–570 doi=10.1002/andp.19083321303

[7] Frederick Sumner Brackett 1922: Sichtbare und Infrarotstrahlung von Wasserstoff, Astrophysical Journal 56, p154, doi=10.1086/142697

[8] A. H. Pfund: Die Emission von Stickstoff und Wasserstoff im Infraroten, 1924, J.Opt. Sozial. Änd. 9, 3, S. 193–196 doi=10.1364/JOSA.9.000193

[9] C. J. Humphreys: Humphreys-Reihe, J. Research Natl. Bur. Normen, 1953, Bd. 50

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