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In dem Bohr-Modell des Wasserstoffatoms Balmersche Linien entstehen durch einen Übergang zwischen der zweiten und einer höheren Ebene. Der Übergang vom zweiten zum dritten entspricht der Absorption eines Photons mit einer Wellenlänge von 656,3 nm. Der Übergang vom dritten zum zweiten Niveau, wie in der Abbildung gezeigt, mit der Emission eines Photons mit einer Wellenlänge von 656,3 nm.

Die Balmer-Linien sind Spektrallinien von atomarem Wasserstoff mit Wellenlängen, die im sichtbaren Bereich liegen. Die H-α-Linie ist die rote Linie rechts. Die beiden am weitesten links liegenden Linien werden streng als ultraviolett betrachtet, da ihre Wellenlänge weniger als 400 nm beträgt.

Das Balmer-Serie oder Balmer-Linien sein Spektrallinien von atomar Wasserstoff, mit Wellenlängen die größtenteils im Gesichtsfeld des elektromagnetisches Spektrum Lüge. Sie können sowohl als Emissionslinie oder wenn Absorptionslinie. Sie entstehen in Wasserstoffatomen durch Übergänge von Elektronen zwischen dem zweiten Energieniveau und einem höheren Niveau. Die Balmer Lines sind benannt nach dem schweizerisch Mathematiker und Physiker Johann Jakob Balmer (1825-1898), die eine empirische Formel für ihre Wellenlängen aufgestellt haben.

Physischer Ursprung

Die Balmer-Linien entstehen durch den Übergang eines Elektrons aus einem Energiezustand gekennzeichnet durch a Hauptquantenzahl n = 2 in einen höheren Zustand mit der Hauptquantenzahl n > 2 oder in umgekehrter Richtung durch einen Übergang von einem höheren Niveau (n > 2) auf das Niveau n = 2. Im ersten Fall gilt Absorption von a Photon mit einer Energie genau gleich der Energiedifferenz zwischen den beiden beteiligten Zuständen benötigt, so dass sich eine Absorptionslinie ausbildet, wenn dieser Prozess in ausreichend großem Maßstab abläuft, zum Beispiel in der Atmosphäre von a Star. Im zweiten Fall wird ein Photon mit dieser Energiedifferenz emittiert, sodass a Emissionslinie entstehen können. Die möglichen Übergänge der Balmer-Reihe werden mit einem großen H (das Symbol für Wasserstoff) gefolgt von einem griechischen Buchstaben notiert: Alpha für den Übergang zwischen zweiter und dritter Ebene, Beta für den Übergang zwischen zweiter und vierter Ebene usw.

Berechnung der Wellenlängen

Obwohl Physiker schon 1885 waren sich der Existenz von Atomemissionen bewusst, sie hatten kein Modell, um die Wellenlänge der Emissionslinien genau vorherzusagen. Die Formel, die Balmer erstellt hat, hat dies für die vier Linien im visuellen Bereich mit großer Präzision getan. Die Formel diente auch als Grundlage, von der aus die Rydberg-Formel als Verallgemeinerung formuliert. Dies führte wiederum zur Entdeckung der anderen Liniengruppen des Wasserstoffspektrums wie der Lyman-Serie, die im ultraviolett Bereich befindet. Neben der Balmer-Serie sind auch folgende Serien bekannt: Lyman (nein = 1), Ostern (nein = 3), Klammer (nein = 4), Pfund (n = 5) und Humphreys (nein = 6).

Die allgemeinere Formel von Rydberg lautet:

${displaystyle {frac {1}{lambda }}=R,left({frac {1}{n^{2}}}-{frac {1}{m^{2}}}ight),}$

mit

${ Anzeigestil Lambda }$ die Wellenlänge in m

R das Rydberg-Konstante, eine Konstante gleich 1,097 × 10⁷ ich⁻¹

ich und nein: die Zahlen der beiden Energieniveaus, wobei ich > nein

Die Balmer-Formel erhält man durch nein = 2 zur Auswahl. Der andere Parameter ich kann dann Werte gleich 3 und größer annehmen.

Übergang von ${displaystyle n}$	3→2	4→2	5→2	6→2	7→2	8→2	9→2	${displaystyle infty }$→2
Name	H-α	H-β	H-γ	H-δ	H-ε	H-ζ	H-η
Wellenlänge (nm)	656,3	486,1	434,1	410,2	397,0	388,9	383,5	364,6
Farbe	rot	Grün	Blau	Violett	Ultraviolett	(Ultraviolett)	(Ultraviolett)	(Ultraviolett)

Bedeutung in der Astronomie

Das Pferdekopfnebel hat, genau wie das bekannte Orionnebel, eine rote Farbe aufgrund der Emission in der H-alpha-Linie des Balmer-Spektrums.

Das Balmer Spectum ist von großer Bedeutung in der Astronomie weil Wasserstoff am meisten ist reichliches Element ist im Universum. Es ist in fast allen Objekten und in vielen Fällen in sehr hohem Maße vorhanden. Zum Beispiel sind 90% der Atome in den äußeren Schichten von Sternen Wasserstoffatome. Diese machen 70 % der Masse aus. In Spektren von Sternen können die Balmer-Linien verwendet werden, um die Temperatur in der stellaren Atmosphäre, da die relative gegenseitige Stärke der Balmerlinien von dieser Temperatur abhängt. Die Balmer-Linien erreichen ihre maximale Stärke in Sternen von Spektralklasse A0, also Sterne mit a effektive Temperatur ab 10.000 k. Bei heißeren Sternen verschwinden die Linien, weil der Wasserstoff in der Atmosphäre des Sterns ionisiert ist.

Die H-Alpha-Linie, der Übergang zwischen dem zweiten und dritten Energieniveau, hat eine Wellenlänge von 656,3 nm, also im roten Bereich des sichtbaren elektromagnetischen Spektrums. Diese Linie bietet die rosa Farbe, die in vielen üblich ist Emissionsnebel wie Orionnebel kann gefunden werden. Diese Nebel sind typische Regionen aktiver Sternentstehung.

Neben der Gewinnung von Informationen aus der (relativen) Stärke von Balmer-Linien werden die Linien auch verwendet, um die Radialgeschwindigkeit eines Objekts mit Hilfe der Dopplerverschiebung. Im Fall von a Doppelstern die Umlaufdauer kann auf diese Weise bestimmt werden, ebenso wie Informationen über andere Orbitalelemente. Angewendet Sternhaufen die radiale Komponente der Eigenbewegung, d. h. die Geschwindigkeitskomponente entlang der Sichtlinie aus dem Boden. Dies gilt auch für Galaxisund das aus großer distanz.