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 RM = 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
Бете Г., Солпитер Э., Квантовая механика атомов с одним и двумя электронами, пер. с англ., М., 1960;
Ельяшевич М. А., Атомная и молекулярная спектроскопия, М., 1962;
Фриш С. Э., Оптические спектры атомов, М.- Л., 1963.
Знаете ли Вы, что такое "усталость света"? Усталость света, анг. tired light - это явление потери энергии квантом электромагнитного излучения при прохождении космических расстояний, то же самое, что эффект красного смещения спектра далеких галактик, обнаруженный Эдвином Хабблом в 1926 г. На самом деле кванты света, проходя миллиарды световых лет, отдают свою энергию эфиру, "пустому пространству", так как он является реальной физической средой - носителем электромагнитных колебаний с ненулевой вязкостью или трением, и, следовательно, колебания в этой среде должны затухать с расходом энергии на трение. Трение это чрезвычайно мало, а потому эффект "старения света" или "красное смещение Хаббла" обнаруживается лишь на межгалактических расстояниях. Таким образом, свет далеких звезд не суммируется со светом ближних. Далекие звезды становятся красными, а совсем далекие уходят в радиодиапазон и перестают быть видимыми вообще. Это реально наблюдаемое явление астрономии глубокого космоса. Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.