Balmerreeks: verschil tussen versies

[[Bestand:Bohr-atom-PAR.svg|thumb||300px|In het [[atoommodel van Bohr]] van het waterstofatoom ontstaan Balmerlijnen door een overgang tussen het tweede en een hoger niveau. De overgang van het tweede naar het derde stemt overeen met de absorptie van een foton met een golflengte van 656.3 nm. De overgang van derde naar tweede niveau, zoals getoond op de figuur, met de emissie van een foton met een golflengte van 656.3 nm.]]

 

De Balmerlijnen ontstaat door overgang van een electron van een energietoestand gekenmerkt door een hoofdkwantumgetal n = 2 naar een hogere toestand met hoofdkwantumgetal n > 2 of in omgekeerde richting door een overgang van een hoger niveau n > 2 naar het niveau n = 2. In het eerste geval is absorptie van een foton vereist met een energie die exact gelijk is aan het energieverschil tussen de twee toestanden, zodat een absorptielijn ontstaat als dit proces op voldoende grote schaal voorkomt, bijvoorbeeld in de atmosfeer van een ster. In het tweede geval zal een foton met dat energieverschil worden uitgezonden zodat een emissielijn kan ontstaan. De mogelijke overgangen van de Balmerreeks worden genoteerd met een hoofdletter H (het sysbool voor waterstof) gevolgd door een griekse letter: alfa voor de overgang tussen 2de en 3de niveau, beta voor de overgang tussen 2de en 4de niveau en zo voort.

Ofschoon natuurkindigen reeds voor 1885 het bestaan van vermoeden hadden ze geen model om de golflengte van de emissielijnen nauwkeurig te voorspellen. De formule die Balmer opstelde deed dit met grote precisie voor de vier lijnen in het visuele gebied. De formule diende ook als basis van waaruit de [[Rydberg-formule]] als veralgemening werd geformuleerd. Dit leidde op zijn beurt weer tot de ontdekking van de andere groepen lijnen van het waterstofspectrum zoals de [[Lymanreeks]], die in het ultraviolet ligt.

 

==Berekening van de golflengtes==

Ofschoon natuurkundigen reeds voor 1885 het bestaan van vermoeden hadden ze geen model om de golflengte van de emissielijnen nauwkeurig te voorspellen. De formule die Balmer empirisch opstelde deed dit met grote precisie voor de vier lijnen in het visuele gebied. De formule diende ook als basis van waaruit de [[Rydberg-formule]] als veralgemening werd geformuleerd. Dit leidde op zijn beurt weer tot de ontdekking van de andere groepen lijnen van het waterstofspectrum zoals de [[Lymanreeks]], die in het ultraviolet ligt. Naast de Balmerreeks kent men nog volgende reeksen: Lyman (vanaf/naar n = 1), Paschen (n = 3), Brackett (n = 4),Pfund (n = 5) en Humphreys (n = 6). De algemenere formule van Rydberg is:

 

 

==Belang in de sterrenkunde==

[[Bestand:ESO-Horsehead Nebula.jpg|thumb||300px|De Paardekopnevel heeft, net zoals de bekende Orionnevel, een rode kleur door emissie in de H-alfa lijn van het Balmerspectrum.]]

 

De H-alfalijn, de overgang tussen het 2de en het 3de energieniveau, heeft een golflengte van 656.3 nm, dus in het rode gebied. Deze lijn zorgt voor de roze kleur die in heel wat emissienevels zoals de [[Orionnevel]] te vinden is. Deze nevels zijn typische gebieden van actieve stervorming.

Naast het halen van informatie uit de (relatieve) sterkte van Balmerlijnen worden de lijnen ook gebruikt om de radiële snelheid van een object te bepalen door middel van de [[roodverschuiving|Dopplerverschuiving]]. In het geval van een [[dubbelster]] kan via deze weg de omwentelingsperiode bepaald worden, evenals informatie over andere baanelementen. Toegepast op [[sterrenhoop|sterrenhopen]] kan de radiële component van de eigenbeweging bekomen worden, dus de snelheidscomponent langs de gezichtslijn vanaf de aarde. Dit is tevens het geval voor [[sterrenstelsel]], en dit tot op grote afstand.

 

[[en:Balmer series]]