Водород Лаймана

Две линии водорода в инфракрасной части спектра найдены Пашеном (1908). Ультрафиолетовая серия была предсказана Т. Лайманом (1915). Интервалы между каждыми двумя линиями спектра отвечают областям частот, в которых атом водорода не испускает снега. [c.53]

Величина, стояш,ая перед скобками, представляет собой не что иное, как постоянную Ридберга, вычисленную для атома водорода, при Z= 1. Следовательно, уравнение (1.25) при п, = 2 описывает серию Бальмера, а при пг = 3 — серию Пашена. Однако П1 может еще принимать значение 1. Если вычислить частоту, соответствующую значениям /г, = 1 и п/ = 2, то она оказывается равной 8,23-10 см , т. е. находится в ультрафиолетовой части спектра. Другие линии той же серии должны приходиться на еще более высокие частоты. Спустя непродолжительное время после опубликования работы Бора Лайман действительно обнаружил существование указанной ультрафиолетовой серии, которая была названа его именем. [c.17]

Для /ге = 3 и и = 4, 5, 6,. .., линии лежат в инфракрасной области. Пашен обнаружил их на предсказанных местах. Лайман тоже нашел в ультрафиолетовой области три линии, соответствующие т==1 и п = 2, 3, 4. Этот принцип был скоро принят как важное правило для анализа спектров. Он справедлив во всех случаях, даже тогда, когда отдельный терм не может быть представлен простой формулой, как в случае водорода. Этот принцип применяется очень широко как для молекулярных, так и для атомных спектров. [c.13]

Линии видимой области спектра, показанные на рис. 15-3, — это первые линии, открытые для атомарного водорода. Они были обнаружены в спектре солнца У. Г. Волластоном в 1802 г. Андерс Ангстрем в 1862 г. сообщил, что в солнечной атмосфере должен присутствовать водород. Эти линии были обнаружены первыми, поскольку наблюдение видимой облает спектра связано с меньшими экспериментальными трудностями. Эти линии называются серией Бальмера , так как И. Я. Бальмер (в 1885 г.) сформулировал простое математическое соотношение для их частот. Ультрафиолетовая серия, приведенная на рис. 15-3, была предсказана до ее открытия (в 1915 г. Т. Лайманом). [c.385]

Вычисленные по этой формуле частоты, а по ним — длины волн отвечают линиям Н<,(л = 3), Нр (п = 4). Н, (л = 5) и т. д. в спектре водорода, изображенном на рис. 15. Опытные значения длин волн этих линий весьма близки к вычисленным по формуле Бальмера. Наиболее интенсивна линия Н , затем интенсивность линий убывает, у Н , в далекой ультрафиолетовой области была обнаружена Лайманом еще одна серия линий, а в инфракрасной — несколько серий Пашена, Бреккета, Пфунда и др. [c.58]

Модель внутренней гидродинамики аппарата, работающего в рен<име аэрофонтанирования, использована для анализа процессов непрерывной сушки дисперсных материалов. Для этого предварительно были получены кинетические кривые сушки исследуемых материалов с использованием альфа-Лайман-гигро-метра для непрерывной регистрации количества влаги в отходящем сушильном агенте. Принцип работы гигрометра состоит в регистрации степени поглощения одной из спектральных линий водорода молекулами влаги в сушильном агенте, проходящем через тонкий (дифференциальный) слой исследуемого материала. Величина текущего влагосодержания дисперсного материала рассчитывалась по значению влагосодержания сушильного агента. [c.351]

Серия, лежащая в основном в видимой области спектра, была впервые изучена Бальмером. Другие серии были обнаружены в инфракрасной и ультрафиолетовой областях спектра позднее Лайманом, Паше ном, Бреккетом и Пфундом. Для длины волны каждой линии спектра водорода справедливо следующее соотношение [c.15]

Темные водородные линии бальмеровской серии имеются в спектрах почти всех звезд, за исключением небольшого числа очень горячих и небольшого числа очень холодных. Они преобладают в спектрах звезд ранних типов, иногда являясь единственными линиями, которые можно обнаружить на обычных спектрограммах. Благодаря особому значению линий его спектра, а также и по другим причинам, водороду было уделено значительно больше внимания, чем любому другому элементу, как с точки зрения наблюдений, так и теории. Наиболее интенсивные бальмеровские линии поглощения обнаружены в звездах от типа АО до А2 с температурой возбуждения в атмосфере около 10 000° К. В атмосферах очень горячих звезд, где Г > 25 000°, водород, потенциал ионизации которого равен 13,5 эв, почти полностью ионизован и его линии чрезвычайно слабы. В атмосфере самых холодных звезд, где Г < 3000°, все водородные атомы обычно находятся в основном состоянии и могут поглощать лишь в лайманов-ской серии, расположенной в далеком ультрафиолете. Темные водородные линии весьма разнооб- [c.18]

Справочник химика 21

Химия и химическая технология