Спектральная серия. РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА. Глоссарий по физике

Спектральная серия - группа спектральных линий в атомных спектрах, частоты к-рых подчиняются определ. закономерностям. Линии определённой спектральной серии в спектрах испускания возникают при всех разрешённых квантовых переходах с разл. нач. верх. уровней энергии на один и тот же конечный ниж. уровень (в спектрах поглощения - при обратных переходах). Спектральные серии наиб. чётко проявляются в спектрах атомов и ионов с одним и двумя электронами во внеш. оболочке (в спектрах водорода и водородоподобных атомов, гелия и гелийподобных атомов, атомов щелочных металлов и т. д.).

Спектры атома водорода и ионов с одним электроном состоят из спектральных серий, линии к-рых характеризуют волновые числа:

где n₀ и

- главные квантовые числа нижнего и верхних уровней энергии, между к-рыми происходит соответствующий квантовый переход, Z - спектроскопич. символ (для нейтральных атомов Z= 1),

, т и М - массы электрона и ядра атома соответственно, R - Ридберга постоянная .Для атома водорода R_M = 109677,583436 см^-1. В зависимости от п₀ для водородоподобных систем получаются различные спектральные серии: при n₀ = 1 - серия Лаймана, при n₀ = 2 - серия Бальмера, n₀= 3 - серия Пашена, n₀ = 4 - серия Брэкета, n₀ = 5 -серия Пфунда, при n₀ = 6 - серия Хамфри. Линии этих серий имеют обозначения: для серии Лаймана (в порядке возрастания v)

и т. д.; Бальмера -

и т. д. Расстояния между линиями спектральых серий с ростом n₁ уменьшаются, и спектральная серия сходится к границе серии (КВ-границе, соответствующей

), за пределами к-рой находится непрерывный спектр. Серии Лаймана и Бальмера обособлены, остальные спектральные серии частично перекрываются. Границы первых трёх спектральных серий атома водорода - 912, 3648 и 8208

Атомы щелочных элементов близки по строению к атому водорода, однако они обладают более сложной энергетич. структурой. Для них выделяют в осн. 4 спектральных серий: n₀s - п₁р - главная серия, п₀р - п₁s - резкая (или первая побочная) серия, п₀р - n₁d - диффузная (или вторая побочная) серия, (п₀+ 1)d - n₁f - фундаментальная (или серия Бергмана); здесь n₀ - гл. квантовое число осн. состояния, s-, p-, d- и f-состояния соответствуют l = 0, 1, 2, 3 [эти обозначения дали названия спектральным сериям: s (sharp) - резкая,

(principal) - главная, d (diffuse) - диффузная, f (fundamental) - фунда ментальная].

В рентг. спектроскопии спектральные серии обозначают буквами К, L, М и т. д. в соответствии с уровнем (слоем) ниж. состояния (п₀ = 1, 2, 3 и т. д.) по мере его удаления от ядра атома (см. Рентгеновские спектры).

Литература по спектральным сериям

Знаете ли Вы, как разрешается парадокс Ольберса?
(Фотометрический парадокс, парадокс Ольберса - это один из парадоксов космологии, заключающийся в том, что во Вселенной, равномерно заполненной звёздами, яркость неба (в том числе ночного) должна быть примерно равна яркости солнечного диска. Это должно иметь место потому, что по любому направлению неба луч зрения рано или поздно упрется в поверхность звезды.
Иными словами парадос Ольберса заключается в том, что если Вселенная бесконечна, то черного неба мы не увидим, так как излучение дальних звезд будет суммироваться с излучением ближних, и небо должно иметь среднюю температуру фотосфер звезд. При поглощении света межзвездным веществом, оно будет разогреваться до температуры звездных фотосфер и излучать также ярко, как звезды. Однако в дело вступает явление "усталости света", открытое Эдвином Хабблом, который показал, что чем дальше от нас расположена галактика, тем больше становится красным свет ее излучения, то есть фотоны как бы "устают", отдают свою энергию межзвездной среде. На очень больших расстояниях галактики видны только в радиодиапазоне, так как их свет вовсе потерял энергию идя через бескрайние просторы Вселенной. Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.