Waterstofspectrum: verschil tussen versies

83 bytes toegevoegd ,  9 jaar geleden
k
Linkfix ivm sjabloonnaamgeving / parameterfix
k (Linkfix ivm sjabloonnaamgeving / parameterfix)
[[FileBestand:Hydrogen spectrum.svg|frame|right|Het spectrum van waterstof op een [[logaritme|logarithmische]] schaal van de [[golflengte]].]]
Het '''waterstofspectrum''' is de verzameling van [[golflengte]]n (kleuren) van [[licht]] dat een [[Waterstof (element)|waterstof]]atoom kan uitzenden. De bijbehorende [[frequentie]]s worden gegeven door de [[Rydberg formule|formule]] van [[Johannes Rydberg]].
De [[spectraallijn]]en van waterstof zijn in de sterrenkunde van belang om waterstof aan te tonen en de snelheid van materie te bepalen met behulp van de [[roodverschuiving]].
 
==Energieniveaus==
 
Onderzoekers vonden wetmatigheden in de frequenties, die achteraf terug te voeren waren tot het energieniveau waarnaar de elektronen terugvielen. Zo zijn er de volgende reeksen:
{| class="wikitable"
{| {{prettytable}}
!Naam van de reeks
!Afkorting
 
==Rydbergformule==
De energieverschillen tussen de niveaus in het Bohrmodel en daarmee ook de golflengtes van de geabsorbeerde en uitgezonden fotonen worden gegeven door de [[Rydberg formule|Rydbergformule]]<ref>Bohr, Niels hoofdstuk Rydberg's discovery of the spectral laws in Ed. Kalckar, J.: N. Bohr: Collected Works, North-Holland Publ., Amsterdam, 1985, volume 10, p 373–9</ref>:
 
:<math> {1 \over \lambda} = R \left( {1 \over (n^\prime)^2} - {1 \over n^2} \right) \qquad \left( R = 1,097373 \times 10^7 \ \mathrm{m}^{-1} \right)</math>
 
===Lymanreeks (n&prime; = 1)===
{{mainZie hoofdartikel|Lymanreeks}}
 
{| class="wikitable" border="1" style="float:left"
|-
! <math>n</math> !! λ (nm)
|-
|2 || 122
|-
|3 || 103
|-
|4 || 97,2
|-
|5 || 94,9
|-
|6 || 93,7
|-
|<math>\infty</math> || 91,1
|}
 
De reeks heet naar zijn ontdekker [[Theodore Lyman]], die deze spectraallijnen ontdekte tussen 1906-1914. Alle golflengtes in de Lymanreeks liggen in het [[ultraviolet]].<ref>Lyman, Theodore: The Spectrum of Hydrogen in the Region of Extremely Short Wave-Length, Memoirs of the American Academy of Arts and Sciences, volume 13, issue 3, New Series, p 125–146 [http://www.jstor.org/stable/25058084 Op JSTOR] ISSN 00966134, 1906</ref><ref>Lyman, Theodore: An Extension of the Spectrum in the Extreme Ultra-Violet, 1914, Nature volume 93, p241 doi=10.1038/093241a0</ref>
<br /><br /><br /><br /><br />
<br /><br /><br /><br />
 
===Balmerreeks (n&prime; = 2)===
{{mainZie hoofdartikel|Balmerreeks}}
{| class="wikitable" border="1" style="float:left"
|-
! <math>n</math> !! λ (nm) !! Naam
|-
|3 || 656 ||H - α
|-
|4 || 486 || H - β
|-
|5 || 434 || H - γ
|-
|6 || 410 || H - δ
|-
|7 || 397 || H - ε
|-
|<math>\infty</math> || 365
|-
|<math>\infty</math> || 365
|}
 
Deze reeks heet naar [[Johann Balmer]], die de '''Balmerformule''' in 1885 ontdekte, een [[empirische]] vergelijking om de Balmerreeks mee te voorspellen. Balmerlijnen heten volgens de traditie "[[H-alpha]]", "H-beta", "H-gamma" enzovoorts, met H het element waterstof.<ref>Balmer, J. J. :Notiz uber die Spectrallinien des Wasserstoffs, Annalen der Physik vol 261, 5, p80–87, 1885 [http://www3.interscience.wiley.com/journal/112487600/abstract doi=10.1002/andp.18852610506]</ref> Vier Balmerlijnen vallen in het zichtbare deel van het spectrum, met golflengtes langer dan 400&nbsp;nm. Delen van de Balmerreeks komen voor in het [[Fraunhoferlijnen|zonnespectrum]]. H-alpha is belangrijk in de sterrenkunde om waterstof aan te tonen.
 
[[ImageBestand:Emission spectrum-H.png|frame|center|De vier zichtbare spectraallijnen van het emissiespectrum van waterstof in de Balmerreeks. H-alpha is de rode lijn rechts, H-delta de paarse lijn links, enzovoorts.]]
<br />
 
===Paschenreeks (n&prime; = 3)===
{| class="wikitable" border="1" style="float:left"
|-
! <math>n</math> !! λ (nm)
|-
|4 || 1870
|-
|5 || 1280
|-
|6 || 1090
|-
|7 || 1000
|-
|8 || 954
|-
|<math>\infty</math> || 820
|}
 
Deze reeks is vernoemd naar de [[Oostenrijks]]-[[Duits]]e natuurkundige [[Friedrich Paschen]] die hem het eerst waarnam in 1908. De Paschenlijnen liggen alle in het [[infrarood]].<ref>Paschen, Friedrich 1908: Zur Kenntnis ultraroter Linienspektra. I. (Normalwellenlängen bis 27000 Å.-E.), Annalen der Physik, 332, 13, p537–570 [http://www3.interscience.wiley.com/journal/112500956/abstract doi=10.1002/andp.19083321303]</ref>
<br /><br /><br /><br /><br />
<br /><br /><br /><br /><br />
 
===Brackettreeks(n&prime; = 4 )===
{| class="wikitable" border="1" style="float:left"
|-
! <math>n</math> !! λ (nm)
|-
|5 || 4050
|-
|6 || 2630
|-
|7 || 2170
|-
|8 || 1940
|-
|9 || 1820
|-
|<math>\infty</math> || 1460
|}
De Amerikaanse natuurkundige [[Frederick Sumner Brackett]] nam deze lijnen als eerste waar in 1922.<ref>Brackett, Frederick Sumner, 1922: Visible and infra-red radiation of hydrogen, Astrophysical Journal 56, p154, doi=10.1086/142697</ref>
<br /><br /><br /><br /><br />
<br /><br /><br /><br /><br />
 
===Pfundreeks (n&prime; = 5)===
{| class="wikitable" border="1" style="float:left"
|-
! <math>n</math> !! λ (nm)
|-
|6 || 7460
|-
|7 || 4650
|-
|8 || 3740
|-
|9 || 3300
|-
|10 || 3040
|-
|<math>\infty</math> || 2280
|}
 
Deze reeks werd experimenteel ontdekt in 1924 door [[August Herman Pfund]].<ref>Pfund, A. H.: The emission of nitrogen and hydrogen in infrared, 1924, J. Opt. Soc. Am. 9, 3, p193–196 doi=10.1364/JOSA.9.000193</ref>
<br /><br /><br /><br /><br />
<br /><br /><br /><br /><br />
 
===Humphreysreeks (n&prime; = 6)===
{| class="wikitable" border="1" style="float:left"
|-
! <math>n</math> !! λ (nm)
|-
|7 || 12400
|-
|8 || 7500
|-
|9 || 5910
|-
|10 || 5130
|-
|11 || 4670
|-
|<math>\infty</math> || 3280
|}
 
Deze reeks werd ontdekt door de Amerikaanse natuurkundige [[Curtis J. Humphreys]].<ref>Humphreys, C.J.:Humphreys Series, J. Research Natl. Bur. Standards, 1953, vol 50</ref>
<br /><br /><br /><br /><br />
<br /><br /><br /><br /><br />
 
== Rol in de astronomie==
 
== Zie ook ==
* [[Moleculaire wolk]]
* [[H-II-gebied]]
* [[Planetaire nevel]]
* [[Rydberg formule]]
 
{{refsRefs}}
 
{{refs}}
[[Categorie:Natuurkunde]]