|
==Rydbergformule==
De energieverschillen tussen de niveaus in het Bohrmodel en daarmee ook de golflengtesgolflengten 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>
==Reeksen==
Alle golflengtegolflengten worden met drie significante cijfers gegeven.
===Lymanreeks (n′ = 1)===
|}
De reeks heet naar zijn ontdekker [[Theodore Lyman IV|Theodore Lyman]], die deze spectraallijnen ontdekte tussen 1906-1914. Alle golflengtesgolflengten 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>.
{{Clearboth}}
|}
Deze reeks heetis genaamd naar [[Johann Jakob Balmer]], die de [[empirische]] vergelijking formuleerde in 1885. Met de '''Balmerformule''' inkunnen 1885de ontdekte,golflengten een [[empirische]] vergelijking omvan de Balmerreeks meespectraallijnen tevoorspeld voorspellenworden. Balmerlijnen heten volgens de traditie "H-alfa", "H-beta", "H-gamma" enzovoortsenz., waarwaarin H het element waterstof aanduidt.<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]{{Dode link|datum=april 2019 |bot=InternetArchiveBot }}</ref> Vier Balmerlijnen vallen in het zichtbare deel van het spectrum, met golflengtesgolflengten langer dan 400 nm. Delen van de Balmerreeks komen voor in het [[Fraunhoferlijnen|zonnespectrum]]. H-alphaalfa is belangrijk in de sterrenkunde om waterstof aan te tonen.
[[Bestand:Visible spectrum of hydrogen.jpg|thumb|757px|center|De zichtbare spectraallijnen van het emissiespectrum van waterstof in de Balmerreeks. H-alfa is de rode lijn rechts, H-beta de groenblauwe lijn links daarvan, enzovoortsenzovoort.]]
{{Clearboth}}
|}
Deze reeks is vernoemdgenaamd naar de [[Oostenrijks]]-[[Duits]]e natuurkundige [[Friedrich Paschen]] die hemhaar 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 [https://archive.today/20121217200521/http://www3.interscience.wiley.com/journal/112500956/abstract doi=10.1002/andp.19083321303]</ref>.
{{Clearboth}}
== Rol in de astronomie==
[[Bestand:Vega-spectrum.png|thumb|right|260px|het spectrum van de A0 ster [[Wega]] tussen 382 en 1020 nm met links sterke Balmerlijnen]]
De Balmerreeks wordt vaak gebruikt in de [[astronomie]] omdat waterstof het meest voorkomende element is in het heelal. Zo bijvoorbeeld om de ouderdom ([[spectraalklasse]]) van sterren vast te stellen. Jonge B- en A -sterren laten sterke Balmer -absorptielijnen zien in hun spectra.
== Zie ook ==
| 