里德伯常量怎么算

一般取R=1.097373157×10^7m。里德伯常量起初是在为表示氢原子光谱的里德伯公式中引入的，1/λ=R[(1/n)-(1/m)]。其中的R，即里德伯常量，实验测得的数值为:R=1.0967758×10^7m。

1913年波尔推导出其理论值，为R=1.09737315689396×10^7m，与实验值吻合得很好。后来，波尔引入约化质量，计算出理论值R=10967757.8m。

里德伯常量公式中的n代表什么

n和m均代表原子中电子的能级.

n=1表明电子处于基态,n=∞代表电子被电离.

之所以能有氢原子谱线是因为电子由高能级跃迁回低能级会放出能量.

当取n=1时

m取不同的值,指电子由高能级跃迁回基态发出的谱线,位于紫外波段,成为莱曼系

n=2时

指电子由高能级跃迁回能级为2发出的谱线,位于可见光波段,称为巴尔末系

以此类推.

巴尔末线系中波长最长的谱线对应光子的能量

656奈米。

来自氢原子所发射的光谱线在可见光有4个波长：410奈米、434奈米、486奈米和656奈米。

巴耳末公式

其中 B 是一个常数，其值为B=3.6456×10⁻⁷m

此外该公式还有一个用里德伯常数改写的版本，如下：

或者将v用

表示：

其中R是里德伯（Rydberg）常数，其值为1.0973731569×107m⁻¹。

扩展资料

巴耳末在巴塞尔大学兼任讲师期间，受到该校一位研究光谱的物理学教授哈根拜希的鼓励，开始试图寻找氢原子光谱的规律。巴耳末开始研究工作时，可见光区域的4条氢谱线已经过埃姆斯特朗等人大量较精确的测定，紫外区的10条谱线也在恒星光谱中发现。但是，当时这些数据是零散的，它们波长的规律尚不为人所知。

巴耳末首先否定了把谱线类比声音的做法，而从寻找可见光区域4条氢谱线的波长的公共因子和比例系数入手。他说：“看到前面叙述的三个波长（指Hα，Hβ，Hδ）的数字以后，就可以看出它们之间存在着一定的数字比例，就是说这些数字包含有一个公共因子。”

最初，为寻找这一公共因子，他用数字试探的方法寻找谱线之间的谐和关系，曾顺利地找到了巴耳末认为不十分小的一个因子（30.38mm/10），但是，这一因子反映不出各波长之间的实际规律，只好放弃。

巴耳末擅长投影几何，对建筑结构、几何素描有浓厚兴趣，受透视图中圆柱排列的启示，他改用几何方法。巧妙地利用几何图形为这些谱线的波长确定了另一个公共因子，其值为，然后用最简便的方法表示这些波长的数量关系。

什么是里德伯原子

里德伯常数

里德伯常数在光谱学和原子物理学中有重要地位，它是计算原子能级的基础，是联系原子光谱和原子能级的桥梁。

1890年瑞典的里德伯在整理多种元素的光谱系时，从以他的名字命名的里德伯公式得到了一个与元素无关的常数R，人称里德伯常数。由於从一开始光谱的波长就测得相当精确，所以里德伯得到的这一常数达7位有效数字。

根据玻尔的原子模型理论也可从其他基本物理常数，例如电子电荷e，电子荷质比e/m，普朗克常数h等推出里德伯常数。理论值与实验值的吻合，成了玻尔理论的极好证据。

进一步研究，发现光谱有精细结构，后来又得到兰姆位移的修正，在实验中还运用到低温技术和同位素技术，同时光谱技术也有很大的改进。从30年代到50年代，里德伯常数的测定不断有所改进。

然而最大的进步是雷射技术的运用。稳频雷射器和连续可调染料雷射器的发明为更精确测定里德伯常数创造了条件。

截至1990年，测定里德伯常数的不确定度已降至10-4ppm以下。下面是历年来测定的结果：

年 代

工作者

方 法

结果(cm-1)

相对不确定度

1890

Rydberg

光谱

109721.6

1921

Birge

光谱精细结构

109736.9

1929

Birge

光谱精细结构

109737.42

1952

Cohen

平差

109737.309(12)

1969

Taylor

液氮、氘谱

109737.312(5)

1972

Kessler

氦谱

109737.3177(83)

1973

平差

109737.3177(83)

1974

Hansch

饱和吸收光谱

109737.3143(10)

1976

Goldsmith

偏振光谱法

109737.31476(32)

1981

Amin

交叉光谱法

109737.31521(11)

1986

平差

109737.31534(13)

1986

Zhao等

交叉光谱法

109737.31569(7)

1989

Biraben等

109737.315709(18)

1.6×10-4ppm

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