Спектър на водородния атом

1. Атомни спектри

    Спектрите на излъчване на отделни атоми, които не си взаимодействат помежду си, са линейни: съставени са от тесни спектрални линии, характерни за всеки химичен елемент. Атомите не само излъчват, но и поглъщат светлина. Ако се пропусне бяла светлина през разреден атомарен газ, който се намира при ниска температура и не излъчва, тогава на фона на непрекъснатия спектъра на източника се появяват тъмни линии. Съвкупността от тези тъмни линии се нарича спектър на поглъщане или абсорбционен спектър на дадения химичен елемент. Опитът показва, че разредените атомарни газове и парите на химичните елементи поглъщат светлина с такива дължини на вълната, каквато те самите излъчват, когато са нагрети до висока температура. На фиг. 1-1 са показани спектрите на излъчване и на поглъщане на атомите на водорода във видимата област. На светлите линии в спектъра на излъчване съответстват тъмни абсорбционни линии със същата дължина на вълната в спектъра на поглъщане.

Фиг. 1-1. Линейни спектри на излъчване и на поглъщане на водорода във видимата област.

Източник: https://www.scienceinschool.org

2. Спектрален анализ

    Спектрите на поглъщане намират приложение в спектралния анализ. Например топлинното излъчване на Слънцето преминава през относително по- студените (в сравнение с повърхността на Слънцето) разредени газове от неговата атмосфера, които поглъщат светлина с определена дължина на вълната. Затова на фона на непрекъснатия спектър на Слънцето се наблюдават множество тъмни абсорбционни линии, по които се определя химичният състав на слънчевата атмосфера. Интересно е да се отбележи, че химичният елемент хелий (от лат. helios- слънце) е открит през 1868 година в атмосферата на Слънцето при изучаване на абсорбционните линии в слънчевия спектър и едва 27 години по- късно същият елемент е намерен на земята.

    Съответствието между състава на дадено вещество и електромагнитния спектър, излъчен или погълнат от него, позволява спектралният анализ да се използва като чувствителен, относително прост и бърз метод в научните изследвания, в промишлеността и др. Чрез спектралния анализ може да се открие наличието на много малки количества (10-11 – 10-12 g) от даден елемент. По интензитета на излъчените спектрални линии е възможно да се установи количеството на елемента (количествен спектрален анализ). Това се използва широко в металургията, при анализ на химични съединения, в геологията (за анализ на руди и минерали), в криминалистиката, за контрол на състава на вредни вещества в природната среда (например вредни емисии във въздуха, почвата и водите) и др.
    Чрез спектрални изследвания могат да се установят съставът, температурата и дори движението на далечни и недостъпни обекти – вулкани, звезди, галактики и пр. Спектралният анализ е основен метод за изследване на обектите в астрофизиката.


3. Спектрални с ерии на водородния атом

    Най- проста е структурата на водородния атом, който е съставен от само от един протон (ядро) и един електрон. Неговият спектър също е най- прост: той съдържа по- малък брой спектрални линии в сравнение със спекрите на другите химични елементи и в разположението на линиите още от пръв поглед се забелязва определена закономерност: разстоянията между линиите нараства при увеличаване на дължината на вълната. През 1885 година швейцарският учител по физика Йохан Балмер намира формула, която правилно предсказва дължините на вълните на четирите линии от спектъра на водорода, разположени във видимата област:

(1)    ,   серия на Балмер

 

където n = 3, 4, 5, 6... е цяло число (n > 2), а R е константа, която по- късно е наречена константа на Ридберг. Когато дължината на вълната се измерва в метри, стойността на константата на Ридберг е

R = 1,097.107 m-1.

    Спектралните линии, чиято дължина на вълната се определя по формула (1), образуват т. нар. спектрална серия на Балмер. Освен четирите линии във видимата област, за които n = 3, 4, 5 и 6, вече са открити голям брой спектрални линии от серията на Балмер, разположени в ултравиолетовата област. Техните дължини на вълната се получават от формулата на Балмер при n > 6.

    След  открието на Балмер са намерени и други спектрални серии на водородния атом, наречени с имената на техните откриватели. Например серията на Лайман е разположена в ултравиолетовата област, а серията на Пашен- в инфрачервената област. Дължините на вълните на линиите от тези серии се пресмятат по формули, аналогични на формулата на Балмер:

(2)        n = 2, 3, 4,.......   серия на Лайман

(3)         n = 4, 5, 6.......   серия на Пашен

    Защо спектрите на излъчване и на поглъщане на водородния атом съдържат само отделни спектрални линии, чиято дължина на вълната се определя по горните прости формули? През 1913 година датският физик Нилс Бор успява да обясни спектъра на водорода и създава модел на водородния атом, който съчетава в себе си елементи от квантовата теория на Планк и Айнщайн за светлината и класическия планетарен модел на Ръдърфорд за атомите.

             



 Изтегли в .pdf                Изтегли в .doc

Дали научихме всичко?!

Провери знанията си със следния тест!

 

Любопитно

Химичният елемент хелий е открит първо в атмосферата на Слънцето, а 27 години по- късно на Земята.

Фиг. 1-2. Спектроскоп- най-простият спектрометър – уред, използван за измерване дължините на светлинните вълни, излъчени от различни източници. Той е предназначен за визуално наблюдение на спектрите. Съставен е от две тръби – калиматор и зрителна тръба, и масичка, върху която се закрипва призмата.

Йозеф фон Фраунхофер (1787-1826), немски учен. С помощта на собственоръчно изготвен точен теодолит-далекоглед с призма (това фактически е първият в историята спектрален апарат) открива повече от 500 тъмни абсорбционни линии в спектъра на слънчевата светлина. Тези линии днес се наричат „фраунхоферови линии”. Подобни линии Фраунхофер открива и при разлагането на светлината на други звезди, като при това забелязва, че при различните звезди има разлика в дебелината на тъмните линии и в разстоянието между тях Това откритие лежи в основата на днешния спектрален анализ на химическите елементи и ни позволява да определяме състава и температурата на далечните звезди, наблюдавайки ги от земята.

Фиг. 1-3. Спектър на водорода. Разстоянието между спектралните линии нараства при увеличаване дължината на вълната. Показани са числените стойности на дължините на вълните на част от спектралните линии от серията на Балмер.