Versie van 15 jul 2017 01:41 bewerken Daphne Lantier (overleg \| bijdragen) 87 bewerkingen k (GR) Duplicate: File:ESO-Horsehead Nebula.jpg → File:Reproduction of a composite colour image of the Horsehead Nebula.jpg Exact or scaled-down duplicate: [[c::File:Reproduction of a composite colour image of the H... ← Oudere bewerking		Versie van 27 jul 2017 12:11 bewerken ongedaan maken Bdijkstra (overleg \| bijdragen) interfacemoderatoren, moderatoren 131.214 bewerkingen k Speciaal:LintErrors/bogus-image-options met AWB Nieuwere bewerking →
Regel 1: [[Bestand:Bohr-atom-PAR.svg\|thumb\|\|300px\|In het [[atoommodel van Bohr\|Bohrmodel]] 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.]] [[Bestand:Visible_spectrum_of_hydrogen.jpg\|300 px\|thumb\|De Balmerlijnen zijn spectraallijnen van atomair waterstof, met golflengten die zich in het visuele gebied bevinden. De H-α lijn is de rode lijn rechts. De twee meest linkse lijnen worden strikt genomen als ultraviolet beschouwd omdat hun golflengte kleiner is dan 400 nm.]] De '''Balmerreeks''' of '''Balmer-lijnen''' zijn [[spectraallijn]]en van atomair [[Waterstof (element)\|waterstof]], met [[golflengte]]n die grotendeels in het visuele gebied van het [[elektromagnetisch spectrum]] liggen. Ze kunnen optreden zowel als [[emissielijn]] of als [[absorptielijn]]. Ze ontstaan in waterstofatomen door overgangen van [[elektron]]en tussen het tweede energieniveau en een hoger niveau. De Balmerlijnen zijn genoemd naar de [[Zwitserland\|Zwitserse]] wis- en natuurkundige [[Johann Jakob Balmer]] (1825-1898) die een empirische formule opstelde voor hun golflengten. ==Fysische oorsprong== Regel 64: ==Belang in de sterrenkunde== [[Bestand:Reproduction of a composite colour image of the Horsehead Nebula.jpg\|thumb\|\|300px\|De [[Paardenkopnevel]] heeft, net zoals de bekende [[Orionnevel]], een rode kleur door emissie in de H-alfalijn van het Balmerspectrum.]] Het Balmerspectum is van groot belang in de [[sterrenkunde]] omdat waterstof het meest [[Abundantie (scheikunde)\|abundante element]] in het heelal is. Het is aanwezig in vrijwel alle objecten en in veel gevallen ook in zeer sterke mate. Zo is 90% van de atomen in de buitenlagen van sterren waterstofatomen. Deze vertegenwoordigen 70% van de massa. In spectra van sterren kunnen de Balmerlijnen worden gebruikt om de [[temperatuur]] in de steratmosfeer te bepalen, omdat de relatieve onderlinge sterkte van de Balmerlijnen van deze temperatuur afhangt. De Balmerlijnen bereiken hun maximale sterkte in sterren van [[spectraalklasse]] A0, dus sterren met een [[effectieve temperatuur]] van 10.000 [[Kelvin (eenheid)\|K]]. Bij hetere sterren verdwijnen de lijnen omdat de waterstof in de steratmosfeer geïoniseerd is. De H-alfalijn, de overgang tussen het tweede en het derde energieniveau, heeft een golflengte van 656,3  nm, dus in het rode gebied van het zichtbare elektromagnetische spectrum. Deze lijn zorgt voor de roze kleur die in heel wat [[emissienevel]]s 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 radiale component van de eigenbeweging bekomen worden, dus de snelheidscomponent langs de gezichtslijn vanaf de [[Aarde (planeet)\|Aarde]]. Dit is tevens het geval voor [[sterrenstelsel]], en dit tot op grote afstand.

Balmerreeks: verschil tussen versies