Série de Balmer

En physique atomique, la série de Balmer est la série de raies spectrales de l'atome d'hydrogène correspondant à une transition électronique d'un état quantique de nombre principal n > 2 vers l'état de niveau 2.

L'identification de la série et la formule empirique donnant les longueurs d'onde est due à Johann Balmer (en 1885) sur la base du spectre visible. La justification a posteriori provient de la physique quantique.

Mise en évidence

En 1859, Julius Plücker identifia les raies Hα et Hβ d'émission de l'Hydrogène aux raies C et F de Fraunhofer dans la lumière solaire. En 1862, Ångström découvrit que les raies f et h de Fraunhofer dans le spectre solaire correspondaient aux raies Hγ et Hδ de l’hydrogène^[1],[2]. Il en déduisit que l'Hydrogène est présent dans l'atmosphère solaire, ainsi que d'autres éléments^[3].

Longueurs d'onde des raies de l'Hydrogène déterminées par Ångström^[4]

Raies de Fraunhofer	Raies de l'Hydrogène	Longueurs d'onde (Å)	Couleur
C	${\displaystyle H\alpha }$	6562,10	rouge
F	${\displaystyle H\beta }$	4860,74	bleu
f	${\displaystyle H\gamma }$	4340,10	bleu
h	${\displaystyle H\delta }$	4101,20	violet

La mise en évidence des quatre raies de l'Hydrogène et la mesure précise de leurs longueurs d'onde permirent à Johann Jakob Balmer d'établir la relation qui les lie. Il releva que les longueurs d'onde des raies alors connues sont les termes d'une suite qui converge vers 3 645,6 Ångströms (notés Å). Il proposa l'équation suivante qui permet de retrouver les longueurs d'onde des raies du spectre visible :

${\displaystyle H=h\times {\frac {m^{2}}{m^{2}-n^{2}}}}$

Pour prendre une notation moderne, le terme ${\displaystyle H}$ signifiant longueur d'onde de la raie de l'hydrogène correspondant au coefficient ${\displaystyle m}$ est remplacé par ${\displaystyle \lambda _{m}}$ et le terme ${\displaystyle h}$, appelé constante de Balmer, est remplacé par ${\displaystyle B}$ pour éviter de le confondre avec le constante de Planck. La formule de Balmer devient^[5]:

${\displaystyle \lambda _{m}=B\times {\frac {m^{2}}{m^{2}-n^{2}}}}$ avec ${\displaystyle n=2}$, ${\displaystyle m=3,4,5,6}$ et ${\displaystyle B\,=\,3645{,}6\;}$ Å

Balmer a envisagé que d'autres séries de raies de l'Hydrogène pourraient exister pour ${\displaystyle n=1,3,4,5,6}$..., ce que l'expérience a confirmé à condition de modifier la formule.

En effet, la formule de Balmer et la constante de Balmer ne sont valables que pour ${\displaystyle n=2}$. À la suite des travaux du physicien suédois Johannes Rydberg (1888), la formule de Balmer a pu être généralisée pour tout ${\displaystyle n}$ entier:

${\displaystyle \lambda _{m,n}={\frac {B}{4}}\times {\frac {m^{2}\times n^{2}}{m^{2}-n^{2}}}}$ Å

où ${\displaystyle n}$ est un entier (indice de la série) et ${\displaystyle m>n}$ est un entier (indice de la raie)

Pour ${\displaystyle n=2}$, si on divise le numérateur et le dénominateur de la formule de Balmer par ${\displaystyle m^{2}}$:

${\displaystyle \lambda _{m}=B\times {\frac {1}{1-{\frac {4}{m^{2}}}}}}$ Å

On constate que, quand ${\displaystyle m\Rightarrow \infty }$, ${\displaystyle \lambda \Rightarrow B}$.

La limite de la série, appelée la limite de Balmer^[6], est notée H_∞^[7],[8],[9] [lire « H infini »] et vaut:

${\displaystyle H_{\infty }=B=3645{,}6}$ Å

C'est la valeur limite vers laquelle tendent les longueurs d'onde des raies successives de la série de Balmer quand ${\displaystyle m}$ croît.

Principales raies et limite de la série

Balmer s'est basé sur les mesures faites par Angström dans l'air. De plus, si ces mesures sont cohérentes entre elles, il y a eu une petite erreur systématique due à l'étalon de longueur employé. Le tableau ci-dessous donne les valeurs de longueurs d'onde dans le vide admises actuellement.

Principales raies de Balmer et limite de la série

Transition	Notation usuelle	Notation de l'IUPAB	λ[10] (nm)	Couleur
3 → 2	Hα	L-M	656,280	rouge
4 → 2	Hβ	L-N	486,132	bleu
5 → 2	Hγ	L-O	434,046	bleu
6 → 2	Hδ	L-P	410,173	violet
7 → 2	Hε	L-Q	397,007	violet
8 → 2	H8		388,902	UV proche
9 → 2	H9		383,535	UV proche
∞ → 2	H∞	—	364,600	UV proche

Notes et références

• Cet article est partiellement ou en totalité issu de l'article intitulé « Formule de Balmer » (voir la liste des auteurs).

Voir aussi

Bibliographie

• (de) Johann J. Balmer, « Notiz über die Spectrallinien des Wasserstoffs » [« Note sur les raies spectrales de l'hydrogène »], Annalen der Physik und Chemie, vol. 25 Nouvelle série,‎ 1885, p. 80-87 (DOI 10.1002/andp.18852610506, Bibcode 1885AnP...261...80B, lire en ligne [fac-similé], consulté le 7 septembre 2016).

Articles connexes

• Johann Jakob Balmer
• Modèle de Bohr
• Spectre de l'atome d'hydrogène
• Hα

Liens externes

• (en) Balmer series (série de Balmer) sur l'Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics de l'Observatoire de Paris.
• (en) Balmer line (raies de Balmer) sur l'Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics de l'Observatoire de Paris.
• (en) Balmer limit (limite de Balmer) sur l'Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics de l'Observatoire de Paris.
• (en) Balmer formula (formule de Balmer) sur l'Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics de l'Observatoire de Paris.
• (en) Balmer continuum (continuum de Balmer) sur l'Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics de l'Observatoire de Paris.
• (en) Balmer discontinuity (discontinuité de Balmer) sur l'Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics de l'Observatoire de Paris.
• (en) Balmer jump (saut de Balmer) sur l'Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics de l'Observatoire de Paris.
• (en) Balmer decrement (décrément de Balmer) sur l'Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics de l'Observatoire de Paris.
• (en) Spectral series of hydrogen (animation et explications)

v · m Spectre de l'hydrogène
Séries	Série de Lyman Série de Balmer Série de Paschen Série de Brackett Série de Pfund Série de Humphreys Série de Hansen-Strong
Formules	Constante de Rydberg Formule de Rydberg
Sous-structures	Structure fine Structure hyperfine Décalage de Lamb
Atome d'hydrogène Modèle de Bohr

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