Спектр атома водорода

Видимый участок спектра атома водорода содержит четыре линии. Их частоты

описываются формулой Ридберга

R = 3.29 x 10¹⁵ Гц

m =3,4,5…

Совокупность спектральных линий атома водорода в видимой части спектра была названа серией Бальмера.

Позже аналогичные серии спектральных линий были обнаружены в ультрафиолетовой и инфракрасной частях спектра. В 1890 году И. Ридберг получил эмпирическую обобщенную формулу для частот спектральных линий:

, где m>n

n=1 серия Лаймана, УФ

n= 2 серия Бальмера, видимый свет

n =3 серия Пашена, ИК

Теория строения атома должна объяснить происхождение и закономерности линейчатых спектров, а также экспериментальную формулу Ридберга для спектра атома водорода.

Излучение Солнца

Обнаруженные закономерности линейчатых спектров легли в основу спектрального анализа состава вещества – определение химического состава вещества по характеру спектров. Например, применение спектрального анализа помогает установить химический состав недоступных нам астрономических объектов.

Спектр Солнца – непрерывный спектр, пересеченный многочисленными узкими линиями поглощения (линии Фраунгофера). Линии Фраунгофера образуется при поглощении излучения в верхних слоях атмосферы Солнца (более холодных)

Отождествление линий в спектре Солнца с линиями в спектрах известных химических элементов позволяет определить состав атмосферы Солнца. Обнаружено более 70 химических элементов. самый распространенный из них – водород (около 70% всей массы Солнца) и гелий (более 28%).

Условно в атмосфере Солнца выделяются три части:

Фотосфера – самый нижний и наиболее нагретый слой. именно фотосфера излучает практически всю приходящую к нам солнечную энергию. Фотосфера непрозрачна, поэтому более глубокие слои увидеть невозможно. Фотосфера излучает непрерывный спектр. Температура фотосферы близка к 6000 К.

Хромосфера – следующий слой. Температура в ее нижних слоях оценивается как 5000 К. При прохождении сплошного излучения через хромосферу в ней образуется спектр поглощения – линии Фраунгофера. Если наблюдать хромосферу во время солнечных затмений, когда диск Луны закрывает диск Солнца, но остается открытой часть хромосферы, линии Фраунгофера превращаются в линии излучения.

Солнечная корона.

Строение атома

Первая попытка создания модели атома на основе накопленных экспериментальных данных принадлежит Дж. Томсону (1903 г.). Он считал, что атом представляет собой электронейтральную систему шарообразной формы радиусом примерно равным 10^–10 м. Положительный заряд атома равномерно распределен по всему объему шара, а отрицательно заряженные электроны находятся внутри него.

Первые прямые эксперименты по исследованию внутренней структуры атомов были выполнены Э. Резерфордом и его сотрудниками Э. Марсденом и Х. Гейгером в 1909–1911 годах.

Опыты Резерфорда

От радиоактивного источника, заключенного в свинцовый контейнер, α-частицы направлялись на тонкую металлическую фольгу. Рассеянные частицы попадали на экран, покрытый слоем кристаллов сульфида цинка, способных светиться под ударами быстрых заряженных частиц. Сцинтилляции (вспышки) на экране наблюдались глазом с помощью микроскопа. Наблюдения рассеянных α-частиц в опыте Резерфорда можно было проводить под различными углами φ к первоначальному направлению пучка.

Было обнаружено, что большинство α-частиц проходит через тонкий слой металла, практически не испытывая отклонения. Однако небольшая часть частиц отклоняется на значительные углы, превышающие 30°. Очень редкие α-частицы (приблизительно одна на десять тысяч) испытывали отклонение на углы, близкие к 180°.

а – рассеяние в атоме Томсона b – рассеяние в атоме Резерфорда

Вывод из опытов Резерфорда:

Атом имеет планетарную структуру. Положительный заряд сосредоточен в ядре,

размер ядра примерно равен 10^-15 м.

Отрицательный заряд несут электроны, которые

вращаются вокруг ядра.

В ядре сосредоточена практически вся масса атома

Размер атома определяется радиусом электронных

орбит и примерно равен 10^-10 м