ピカリングシリーズ

ピカリング系列（ピカリング・ファウラー系列とも呼ばれる）は、ウォルフ・ライエ星のような高温の星のスペクトル中に通常吸収として見られる、一価イオン化したヘリウムの3本の線で構成される。名前はエドワード・チャールズ・ピカリング^[1]とアルフレッド・ファウラー^[2]に由来する。線は、電子のより高いエネルギー準位から主量子数n = 4の準位への遷移によって生成される。線の波長は以下のとおりである。

10124Å ( n = 5 ～n = 4) (赤外線)
6560 Å ( n = 6 からn = 4)
5412 Å ( n = 7 からn = 4)
4859 Å ( n = 8 からn = 4)
4541 Å ( n = 9 からn = 4)
4339 Å ( n = 10 からn = 4)
3645.56 Å ( n = ∞からn = 4、理論限界、紫外線)

偶数 n 状態からの遷移は水素線と重なるため、典型的な吸収星スペクトルでは隠されています。ただし、ウォルフ・ライエ星のスペクトルでは、水素がほとんどまたはまったくないため、放出線として見られます。

1896年、ピカリングは、ζ座モナコ星のスペクトルにこれまで知られていなかった線を観測した結果を発表しました。^[3] ピカリングは、この観測結果を半整数遷移準位を持つ新しい形態の水素によるものとしました。^[4]^[5] ファウラーは、1912年に水素とヘリウムの混合物から同様の線を生成することに成功し、その起源に関するピカリングの結論を支持しました。^{[6]しかし、} ニールス・ボーアは、原子構造に関する「三部作」^[7]^{[8]にこの系列の分析を含め、}^[9]ピカリングとファウラーは間違っており、スペクトル線は一価イオン化したヘリウム、He ⁺から発生すると結論付けました。^[10] ファウラーは当初懐疑的でしたが^[11] 、最終的にはボーアが正しいと確信し^{[12] 、}^[7]、1915年までに「分光学者は[ピカリング系列を]決定的に[水素から]ヘリウムに移行した」 [ ^1]^[13] ボーアのピカリング系列に関する理論的研究は、「古典理論ですでに解決されていると思われる問題の再検討」の必要性を実証し、彼の原子理論に重要な裏付けを与えた。^[1]

波長の式

ボーア模型における準位間のエネルギー差、つまり放出または吸収される光子の波長は、リュードベリの式で与えられる： [ ^14] ${\frac {1}{\lambda }}=Z^{2}R_{M}\left({\frac {1}{{n_{1}}^{2}}}-{\frac {1}{{n_{2}}^{2}}}\right)$

$Z$ は原子番号です。
$n_{1}$ は、低いエネルギーレベルの主量子数であり、
$n_{2}$ は上位エネルギーレベルの主量子数であり、
$R_{M}$ は、質量の原子核のリュードベリ定数です。これは原子核の換算質量に従い、リュードベリ定数となります。 $M$ $R_{M}={\frac {\mu }{m_{e}}}R_{\infty }$ $\mu$ $R_{\infty }={\frac {m_{e}{q_{e}}^{4}}{64\pi ^{3}{\varepsilon _{0}}^{2}\hbar ^{3}c}}$

ヘリウムの場合、に対するピカリング・ファウラー級数はであり、に対する換算質量はであり、これは通常と近似されます（実際、この数値はヘリウムの各同位体ごとに変化しますが、ほぼ一定です）。より正確な記述は、原子のボーア・ゾンマーフェルトモデルで行うことができます。 $Z=2$ $n_{1}=4$ ${}_{2}^{4}{\text{He}}^{+}$ $\mu ={\frac {1}{{\frac {1}{m_{e}}}+{\frac {1}{2m_{p}+2m_{n}}}}}$ ${\frac {\mu }{m_{e}}}={\frac {1}{1+{\frac {m_{e}}{2m_{p}+2m_{n}}}}}\approx 0.99986396$ $1$

ピカリング・ファウラー系列における波長の理論的限界は、で与えられ、これは約 364.556 nm で、バルマー系列(の水素スペクトル系列) の限界と同じです。n=6、8、10 のピカリング・ファウラー系列の遷移 (それぞれ 6560Å 、4859Å および 4339Å) が、n=3、4、5 のバルマー系列の遷移 (それぞれ 6563Å 、4861Å および 4340Å) とほぼ同じであることに注目してください。ピカリング・ファウラー系列にこれらの値の間のエントリがあるため、科学者は、半分の遷移を持つ水素 (「半水素」) によるものだと考えました。しかし、ニールス・ボーアは、彼のモデルを使用して、これが水素に似た原子である一価イオン化したヘリウムによるものだと示しました。これもボーアモデルの予測可能性を示しています。 $\lambda _{\infty }^{\text{PF}}={\frac {4}{R_{\infty }}}$ $n_{2}=2$ ${}_{2}{\text{He}}^{+}$

参考文献

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外部リンク

プロト水素

[Robotti-1] Robotti, Nadia (1983). 「ζ Puppis のスペクトルと経験的データの歴史的進化」.物理科学における歴史研究. 14 (1): 123–145. doi :10.2307/27757527. JSTOR 27757527.

[2] Lakatos, Imre (1980)。「ボーア：矛盾した基盤の上で進行する研究プログラム」。Worrall, John、Currie, Gregory (編)。科学研究プログラムの方法論。ケンブリッジ大学出版局。pp. 55–68。ISBN 9780521280310。

[3] Pickering, EC (1896). 「特異なスペクトルを持つ星。はくちょう座とはくちょう座の新しい変光星」。ハーバード大学天文台サーキュラー。12 : 1–2。書誌コード:1896HarCi..12....1P。別名：Pickering , EC ; Fleming, WP (1896)。「特異なスペクトルを持つ星。はくちょう座と白鳥座の新しい変光星」。天体物理学ジャーナル。4 : 369–370。Bibcode : 1896ApJ .....4..369P。doi : 10.1086/140291。

[4] Pickering, EC ( 1897). 「特異なスペクトルを持つ星。はくちょう座と白鳥座の新変光星」。天文ニュース。142 (6): 87–90。Bibcode :1896AN.... 142 ...87P。doi :10.1002/asna.18971420605 。

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[6] Fowler, A. (1912). 「水素スペクトルにおける主線およびその他の一連の線の観測」.王立天文学会月報. 73 (2): 62–63. Bibcode :1912MNRAS..73...62F. doi : 10.1093/mnras/73.2.62 .

[Hoyer-7] Hoyer, Ulrich (1981). 「原子と分子の構成」。Hoyer, Ulrich (編)。Niels Bohr – Collected Works: Volume 2 – Work on Atomic Physics (1912–1917)。アムステルダム: North Holland Publishing Company。pp. 103–316 (特にpp. 116–122) 。ISBN 978-0720418002。

[8] ケネディ、PJ (1985)。「短い伝記」。フランス語、AP ;ケネディ、PJ (編)。ニールス・ボーア：生誕100周年記念本。ハーバード大学出版局。pp. 3–15。ISBN 978-0-674-62415-3。

[9] Bohr, N. (1913). 「原子と分子の構成について、パート I」(PDF) . Philosophical Magazine . 26 (151): 1–25. Bibcode :1913PMag...26....1B. doi :10.1080/14786441308634955.
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[10] Bohr, N. (1913). 「ヘリウムと水素のスペクトル」. Nature . 92 (2295): 231–232. Bibcode :1913Natur..92..231B. doi :10.1038/092231d0. S2CID 11988018.

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[13] Bohr, N. (1915). 「水素とヘリウムのスペクトル」. Nature . 95 (6–7): 6–7. Bibcode :1915Natur..95....6B. doi :10.1038/095006a0. S2CID 3947572.

[14] ボーア、ニールス（1985）「リュードベリのスペクトル法則の発見」、カルカール、J.（編）、N.ボーア：全集、第10巻、アムステルダム：北ホランド出版、pp.373-9