氢原子光谱的光谱线公式 1885年瑞士物理学家J.巴耳末首先把上述光谱用经验公式：λ=Bn2/(n2－22)（n=3，4，5，·）表示出来，式中B为一常数。这组谱线称为巴耳末线系。当n→时，λ→B，为这个线系的极限，这时邻近二谱线的波长之差趋于零。1890年J.里德伯把巴耳末公式简化为：1/λ=RH(1/22－1/n2)（n=3，4，5，·）式中RH称为氢原子里德伯常数，其值为(1.096775854±0.000000083)×107m-1。后来又相继发现了氢原子的其他谱线系，都可用类似的公式表示。波长的倒数称波数，单位是m-1，氢原子光谱的各谱线系的波数可用一个普遍公式表示：σ=RH(1/m2－1/n2)对于一个已知线系，m为一定值，而n为比m大的一系列整数。此式称为广义巴耳末公式。氢原子光谱现已命名的六个线系如下：莱曼系 m=1，n=2，3，4，·紫外区 巴耳末系 m=2，n=3，4，5，·可见光区 帕邢系 m=3，n=4，5，6，·红外区 布拉开系 m=4，n=5，6，7，·近红外区 芬德系 m=5，n=6，7，8，·远红外区 汉弗莱系 m=6，n=7，8，9，·远红外区 广义巴耳末公式中，若令T(m)=RH/m2，T(n)=RH/n2，为光谱项，则该式可写成σ=T(m)－T(n)。氢原子任一光谱线的波数可表示为两光谱项之差的规律称为并合原则，又称里兹组合原则。对于核外只有一个电子的类氢原子（如He+，Li2+。
透射光谱 用我所学的专业知识给你解释一下：1.关于吸收光谱：高温物体发出的白光通过物质时，某些波长的光被物质吸收后产生的光谱，特别说明白光并不是你片面理解的“白光”，而是指。
太阳上面的氢光谱的振动频率与地球上比哪个大？ 个人认为地2113球上面的氢光谱的振动频率更大。5261因为地球提供氢燃烧的氧气可4102以比太阳更充足1653。比如乙炔，当氧气充足时，氢气产生出蓝色火苗。而太阳由于内部能量洗牌产生的氢、氧比例侧重的是光谱平衡，所以太阳上面的氢光谱的振动频率，未能有乙炔蓝色火苗的振动频率高。
