巴耳末系

title: 回顾.
content: 巴耳末系的谱线是电子从主量子数或径向量子数"n">3的能阶返回"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-α"、"H-β"、"H-γ"和"H-δ",其中的"H"就代表氢原子。  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,启发了芮得柏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、布拉克系: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。
title: 巴耳末的公式.
content: 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奈米。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  在1888年,物理学家芮得柏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芮得柏公式的一个特例(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,"R"是氢的芮得柏常数,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*10m) = 10,973,731.57 m.。
title: 在天文学中的角色.
content: 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。而且氢在宇宙中的丰盈度,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、中子星和黑洞等致密天体(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或发射谱线中。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、AGN、HII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钙的"H"(夫朗荷斐谱线中的标示),CaH的波长是396.847奈米,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氦的混合。

Summary: 巴耳末系(Balmer series)或巴耳末线是原子物理学中氢原子六个发射谱线系列之一的名称。

Balmerova série: Balmerova série je série spektrálních čar (Balmerovy čáry) ve spektru atomů vodíku, které vznikají při přechodu elektronů mezi druhou energetickou hladinou a vyššími hladinami. Při přechodu elektronu mezi druhou a třetí energetickou hladinou se utváří při astronomických pozorování velmi důležitá červená čára Hα (s vlnovou délkou 656,3 nm), při přechodu mezi druhou a čtvrtou hladinou vzniká čára HSS (486,1 nm), mezi druhou a pátou čára Hγ (434,2 nm), mezi druhou a šestou čára Hδ (410,1 nm), mezi druhou a sedmou čára Hε (397,0 nm) atd.. První čtyři čáry Balmerovy série leží ve viditelné oblasti spektra, další čáry série jsou v ultrafialové oblasti spektra. Všechny čáry Balmerové série se stále více zhušťují k hraně Balmerovy série, která má vlnovou délku 364,6 nm; za touto hranou ve směru kratších vlnových délek začíná Balmerovo kontinuum, které se vytváří zachycením volných elektronů na druhou energetickou hladinu atomů vodíku (volně vázané přechody). V oblasti hrany Balmerovy série nastává ve spektrech hvězd pokles intenzity kontinua (Balmer skok), vyvolaný absorpcí světla vázaně volnými přechody elektronů z druhé energetické hladiny. Balmerova série se projevuje nejvýrazněji ve spektrech hvězd typu A, které mají povrchovou teplotu okolo 10 000 K. Tato teplota je vhodná pro to, aby byly elektrony v atomech řidiče podněcovaného do druhé energetické hladiny a z ní do vyšších hladin, není však tak vysoká, aby atomy ionizovaly. Balmerova série je pojmenována po J. J. Balmerovi (1825 - 1898), který zjistil, že její spektrální čáry tvoří jednu sérii.