Balmer serileri

Atom fiziğinde Balmer serileri veya Balmer çizgileri hidrojen atomunun tayf çizgilerini emisyonu olan isimlendirilmiş altı serinin gösterimidir.. Balmer serileri Johann Balmer tarafından 1885'de deneysel olarak bulunmuş olan Balmer folmulü sayesinde hesaplanır.  

Balmer serilerindeki hidrojenin görünür emisyon tayf çizgileri.Sağdaki kırmızı çizgi H-alfa çizgisidir. En soldaki iki çizgini dalga boyu 400 nm'den kısa olduğu için ulatraviyolet olarak adlandırılır.   

Hidrojen kaynaklı görünür tayf ışığı dört dalga boyunda gözlemlenir:410 nm, 434 nm, 486 nm, 656 nm, ve bu elektron kaynaklı foton yayılımı uyarılmış durumunun baş kuantum sayısı 2'ye geçerken gözlenir.[1] Dalga boyunun 400 nm'den kısa olduğu yerlerde de morötesi Balmer çizgilerinin sayısı vardır.

Genel Bakış

Balmer serileri elektronun n ≥ 3'ten n = 2'e geçişinde gözlenir, n baş kuantum sayısını ifade eder. Geçişler sırasıyla Yunan harfleriyle gösterilir: n = 3'ten n = 2'ye H-α, 4'ten 2'ye H-β, 5'ten 2'ye H-γ,ve 6'dan 2'ye H-δ. İlk tayf çizgileri elektromanyetiktayfın görünür kısmındaki seriler ile ilgilidir ve bu çizgiler tarihsel olarak "H-alfa", "H-beta" ve "H-gama" olarak adlandırılır ki "H" da hidrojen atomunun temsil eder.

'in Geçişi 3→2 4→2 5→2 6→2 7→2 8→2 9→2 →2
İsim H-α / Ba-α H-β / Ba-β H-γ / Ba-γ H-δ / Ba-δ H-ε / Ba-ε H-ζ / Ba-ζ H-η / Ba-η
Dalga boyu(nm) [2] 656.3 486.1 434.1 410.2 397.0 388.9 383.5 364.6
Renk Kırmızı Deniz mavisi Mavi Mavi (Morötesi) (Morötesi) (Ultraviolet) (Ultraviolet)

Fizikçiler 1885'ten önce atomik yayılımı bilmelerine rağmen, tayf çizgilerinin tam olarak nerede çıkacağını ölçecek ayetleri yoktu. Balmer hesaplamaları hidrojenin dört görünür yayılım çizgilerini yüksek doğrulukla öngördü. Balmer'in hesaplamaları Rydberg formülünü genellenmesine ilham verdi ve hidrojenin diğer görünür tayfları olan Lyman, Paschen ve Brackett serilerinin bulunmasına öncülük etti.

Hidrojen gazının n=3'ten n=2'ye geçerken ürettiği H-alfa kırmızısı dünyanın belli renklerinden biridir. Bu, H II bölgesindeki Orion bulutsusundaki gibi, tayf yayımındaki parlak kırmızı rengini ortaya çıkmasına yardımcı olur. Normalde bu bulutsu Balmer serilerinin kombinasyonları sonucu belirgin olarak pembe gözükür.  

Daha sonra, hidrojen tayfının çizgileri çok yüksek kararlılıkta incelendiğinde yakın aralıklarla ayrılmış çiftler olduğu bulundu.Bu ayrım ince yapı olarak adlandırılır. Aynı zamanda uyarılmış elektronlar Balmer serilerinin n=2'den n'in 6'dan büyük olduğu orbitallere kadar sıçrayabilir.  

Döteryum lambasının tayf yayılımında iki Balmer çizgisi (α and β) açıkça görünmektedir.

Balmer'in formülü

Balmer görünür ışık bölgesinde hidrojen tayfındaki her çizginin ilgili olduğu bir sayı fark etti. Bu sayı 364.50682 nm'dir. Karesi olınmış ve 2'den büyük her sayı kendisine bölünüp eksi 4'le karesi alınır, sonra bu sayı 364.50682 ile çarpılarak hidrojen tayfındaki diğer çizgi bulunur(hesaplamalar aşağıda).Bu formülle Johann Balmer kendi zamanında spektroskopiyle yapılan ölçümlerin az miktarda hatalı olduğunu gösterebildi ve bu formül o zaman gözlemlenememiş ve daha sonra bulunacak olan bir takım çizgileri de öngördü. Johann Balmer'in sayısı serilerin limiti olduğunu da kanıtlamış oldu. 

Balmer serisi dalga boyu yayılımını bulmakta kullanılır ve aşağıda belirtildiği (B Balmer sabitini tanımlar) gibi sunulmuştur:  

dalga boyudur.
B 3.6450682×10−7 m ya da 364.50682 nm olan sabit değerdir.
m 2'ye eşittir.
n  n > m olan bir tam sayıdır.

1888'de Johannes Rydberg adlı fizikçi bütün hidrojen dönüşümleri için Balmer denklemlerinin genellemesini yaptı. Balmer serilerini hesaplamak için kullanılan bu denklem Rydberg formülünün özgün bir örneğidir ve aşağıdaki basit işteş matematiksel düzenlemedir(genelde basit integral sabiti gerektiğinde m yerine n kullanılır):  

λ yayılan ışığın dalga boyu, RH ise hidrojen için Rydberg sabitidir. Rydberg sabiti Balmer formülünde  iolarak alınır ve ağır atom çekirdeği için bu değer metre = 10,973,731.57 metre−1'dir.[3]

Astronomideki rolü

Balmer serileri astronomide oldukça önemlidir, çünkü evrendeki birçok yıldızımsı cisimde hidrojen bolluğu vardır ve genel olarak diğer elementlerle karsılaştırıldığında nispeten daha kuvvetlidir.

Yıldızları sınıflandırılmasında ilk olarak yüzey sıcaklığına bakılır, yüzey sıcaklığı tayfsal çizgilerin göreceli kuvvetine bağlıdır ve Balmer serileri burada çok önemlidir. Yıldızların diğer özellikleri yüzey kütleçekimi, yapısı dahil tayfının detaylı incelemesi sonucu belirlenir.

Balmer serileri genelde birçok cisimin tayfında kullanıldığı için, sık sık dikeyhızı Balmer çizgilerindeki doppler etkisiyle belirlemekte kullanılır. Bunun astronomide çift yıldızları, güneş dışı gezegenleri, nötron yıldızı ve kara delik gibi sıkıştırılmış cisimleri(hidrojenin toplanma disklerinde ve etrafındaki hareketinden) belirlemede, benzer hareketleri olan cisim gruplarını(hareketli gruplar,yıldız kümeleri, galaksi kümeleri ve çarpışma enkazları) tanımlamada, galaksilerin ve kuasarların mesafelerini belirlemede, bilinmedik cisimleri tanımlamada tayfları analiz ederek yapılan önemli kullanımları vardır.  

Balmer çizgileri doğadaki cismin gözlenimine göre emilim ya da yayılım olarak görünebilir. Genellikle yıldızlarda balmer çizgileri emilim olarak görünür ve yıldızların yüzeyindeki 10,000 kelvine kadar ulaşan sıcaklıkla en güçlüleridir. Çoğu sarmal ve düzensiz galaksilerde, etkin galaksi çekirdeğinde, H II bölgesinde, gezegenimsi bulutsusunda Balmer çizgileri yayılım çizgileridir.  

Yıldız tayfında, H-epsilon çizgisi (7'den 2'ye) sıklıkla astronomların "H"(orijinal isim Joseph von Fraunhofer tarafından verilmiştir) diye bildiği iyonize kalsiyum diğer emilim çizgileriyle karışmasına sebep olur. Yani, H-epsilon'un dalga boyu 396.847 nm'deki CaH'a çok yakındır. H-zeta çizgisi(8'den 2'ye) benzer bir şekilde sıcak çizgilerde görülen nötr helyum çizgisiyle karışmıştır.  

Ayrıca bakınız

Notlar
  1. C.
  2. Eisberg and Resnick (1985). Quantum Physics. John Wiley and Sons. ss. 97.
  3. "CODATA Recommended Values of the Fundamental Physical Constants: 2006" (PDF). Committee on Data for Science and Technology (CODATA). NIST. 1 Mart 2015 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Mayıs 2015.
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.