Lyman-Serie

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Als Lyman-Serie wird die Folge von Spektrallinien im Spektrum des Wasserstoffatoms bezeichnet, deren Wellenzahl durch die Formel

$\tilde\nu = R_\infty \left( 1 - {1 \over n^2} \right)$

gegeben ist, wobei

$R_\infty = 1{,}0973731534\cdot 10^{7}\, {\mathrm{m^{-1}}}$

darin die Rydberg-Konstante ist, und n ganze Zahlen größer 1 sind. Die Linien der Lyman-Serie liegen im Ultravioletten und sind vor allem für Astrononomen bei der Untersuchung von Sternen und Galaxien interessant. Auf der Erde können Sie wegen der Absorption der Erdatmosphäre im UV Bereich nicht beobachtet werden. Sie wurden im Jahr 1906 von dem amerikanischen Physiker Theodore Lyman entdeckt.

Weitere Serien sind:

Balmer-Serie (vgl. auch Ausführungen dort)
Paschen-Serie
Brackett-Serie
Pfund-Serie

Die Wellenzahl lässt sich durch die Beziehung

$\lambda = 1 / \tilde\nu$

in die Wellenlänge, bzw. durch

$E = \tilde\nu \cdot c \cdot h$

in die entsprechende Energie umrechnen. In letzterer Formel sind c die Lichtgeschwindigkeit im Vakuum und h die plancksche Konstante.

[Bearbeiten] Werte

Für die entsprechenden n ergibt sich eine Wellenlänge der Linien von

Lyman-α-Linie (Ly α) = 121.6 nm = 1216 Angström
Lyman-β-Linie = 102.5 nm = 1025 Angström
... 97.2 nm
94.9 nm
93.7 nm
93.0 nm
92.6 nm
92.3 nm
92.1 nm
91.9 nm

für n -> unendlich: 91.15 nm

Die Lyman α Linie ist für Astronomen bei der Untersuchung weit entfernter Galaxien und Quasare interessant, da sich aus ihr einfach sowohl die Rotverschiebung der Objekte (bei sehr weit entfernten Objekte wird die Linie bis in den sichtbaren Bereich hinein verschoben) als auch die weiträumige Verteilung von Wasserstoff im Universum ableiten lässt.