Linienfolgen

Linienfolgen sind Gruppen von Spektrallinien, die aus elektronischen Übergängen in Atomen oder Ionen resultieren, wobei alle Übergänge in einer Folge auf dasselbe untere Energieniveau enden. In einer Linienfolge nähert sich der Abstand der Linien dem Ionisationslimit; die Linien werden dichter beieinander und konvergieren gegen die Grenzenergie des Übergangs.

Historisch wurden Linienfolgen besonders im Wasserstoffspektrum beschrieben, etwa die Balmerreihe im sichtbaren Bereich. Theoretisch erklärt die Rydberg-Gleichung die Linienfolgen allgemein: 1/λ = R (1/n1^2 − 1/n2^2) für n2 > n1, wobei n1 das feste untere Niveau ist und n2 die obere Quantenzahl. R ist die Rydberg-Konstante. Für Wasserstoff liefern diese Formeln die bekannten Serien.

Zu den wichtigsten Linienfolgen gehören: Lyman-Serie (n1 = 1, ultraviolett), Balmer-Serie (n1 = 2, sichtbar), Paschen-Serie (n1 = 3, infrarot); weitere Reihen sind Brackett (n1 = 4), Pfund (n1 = 5) und Humphreys (n1 = 6). Die Linienfolgen dienen der Bestimmung physikalischer Eigenschaften von Sternen, Gaswolken und Plasmen und sind zentrale Werkzeuge der Quanten- und Spektroskopie sowie der Astrophysik, insbesondere zur Bestimmung von Temperaturen, Dichten, chemischer Zusammensetzung und Rotverschiebungen.

In komplexeren Atomen entwickeln sich zahlreiche, überlappende Linienfolgen; ihre Beschreibung erfordert weitergehende Quantenmechanik und Feldwechselwirkungen. Linienfolgen bleiben dennoch eine fundamentale Orientierungshilfe im Verständnis von Atomstruktur und Licht-materie-Wechselwirkungen.