Спектральные серии – группы спектральных линий в атомных спектрах, частоты которых подчиняются определенным закономерностям. В спектрах испускания линии данной спектральной серии возникают при всех разрешенных излучательных квантовых переходах с различных начальных возбужденных уровней энергии на один и тот же конечный уровень и «сходятся» к границе серии, имеющей максимальную для данной серии частоту перехода. Наиболее четко спектральные серии водорода и водородоподобных атомов, гелия, щелочных металлов.
Волновые числа линий в спектральных сериях водорода определяются формулой:

, (1)

где R – Ридберга постоянная, ni и nk – целые числа, определяющие начальный и конечный уровни энергии. Для каждой спектральной серии ni постоянно, а числа, определяющие верхние уровни, n_k=n_i+1, n_i+2, … Так, для n_i=1 и n_k=2, 3, … получается серия Лаймена, частоты которой лежат в далекой УФ области; при n_i=2 и n_k=4, 5, … – серия Пашена, расположенная в ИК области. В далекой ИК области лежат серии Брекета (n_i=4), Пфунда (n_i=5) и Хамфри (n_i=6). Формула для спектральных серий водородоподобных атомов отличается от (1) коэффициентом Z² (Z – атомный номер).
В спектрах щелочных металлов расположение линий описывается более сложными закономерностями. В них выделяются главная, резкая, диффузная и Бергмана серии.
 

 

***

В 1814 году немецкий физик Фраунгофер вновь обнаружил в солнечном спектре темные линии поглощения и верно смог объяснить их появление. С тех пор их называют линиями Фраунгофера. В 1868 году в спектре Солнца были обнаружены линии неизвестного элемента, названного гелием (греч. helios «Солнце»). Через 27 лет небольшое количество этого газа обнаружилось и в земной атмосфере. Сегодня известно, что гелий – второй по распространенности элемент во Вселенной. В 1918–1924 годах вышел в свет каталог Генри Дрепера, содержащий классификацию спектров 225 330 звезд. Этот каталог стал основой для Гарвардской классификации звезд. В спектрах большинства астрономических объектов наблюдаются линии водорода, возникающие при переходе на первый энергетический уровень. Это серия Лаймана, наблюдаемая в ультрафиолете; отдельные линии серии имеют обозначения Lα (λ = 121,6 нм), Lβ (λ = 102,6 нм), Lγ (λ = 97,2 нм) и так далее. В видимой области спектра наблюдаются линии водорода серии Бальмера. Это линии Hα (λ = 656,3 нм) красного, Hβ (λ = 486,1 нм) голубого, Hγ (λ = 434,0 нм) синего и Hδ (λ = 410,2 нм) фиолетового цвета. Линии водорода наблюдаются и в инфракрасной части спектра – серии Пашена, Брэккета и другие, более далекие.

В сильно разреженном газе становится существенным, что возбужденные атомы, вернее, их заряженные компоненты, взаимодействуют с оказавшимися вблизи заряженными частицами. При этом энергетические уровни атомов расщепляются (эффект Штарка), и при хаотическом движении атомов тоже возникает уширение линий. Важно, что штарковское уширение должно увеличиваться с ростом n, так как возрастает вероятность прохождения заряженных частиц рядом с увеличившимся в размерах атомом.
Отсюда ясно, что наблюдение спектральных линий высоковозбужденных атомов – задача сложная. Каждому n_i соответствует своя серия линий. Для водорода, где R = 3,288.1015 Гц; первая линия серии (k = i+1), соответствующая переходу между соседними состояниями, называется головной. Чем выше n_i, тем меньшим частотам, и, следовательно, более длинным волнам, соответствуют наблюдаемые головные линии серий. Трудности продвижения экспериментальных исследований в этой области спектроскопии иллюстрируются хотя бы тем, что, вслед за сериями Лаймана, Бальмера и Пашена, исследования которых предшествовали теории атома Бора, линия в серии Пфунда (n_i = 5, n_k = 6) на волне 7,46 мкм (инфракрасный диапазон волн) была обнаружена в спектре водорода через 11 лет после опубликования постулатов Бора, а линия в серии Хамфри (n_i = 6, n_k = 7) на волне 12,3 мкм – лишь через 40 лет. Тогда же стало ясно, что классическая лабораторная спектроскопия высоковозбужденных атомов практически себя исчерпала.
Легко убедиться, что при n > 30 должен наблюдаться переход от инфракрасной области излучения к коротковолновым участкам радиоволн – миллиметровым волнам, а при n > 60 – к сантиметровым и более длинным радиоволнам. Поэтому попытки исследовать высоковозбужденные атомы, во-первых, необходимо вести вовсе не в привычном для атомной спектроскопии оптическом диапазоне, а в радиодиапазонах, и, во-вторых, не в обычных лабораторных условиях, когда время жизни в возбужденных состояниях мало, а линии уширены, а в неких экзотических условиях. Такие исследования были проведены с помощью наземных радиотелескопов; объектами были атомы в глубоком космосе – эмиссионные туманности – галактические образования ионизированного водорода (в туманностях Омега, Орион и других).
В 1959 году Н.С.Кардашевым было теоретически показано, что в разреженной межзвездной среде реально наблюдение высоковозбужденных атомов с n ~ 100, образующихся в результате рекомбинации имеющихся в ней заряженных частиц – электронов и ионов. Во время каскадных захватов в основное состояние электроны с некоторой вероятностью должны излучать кванты в радиодиапазоне при переходах между близкими высоковозбужденными уровнями. Такие "радиолинии" можно наблюдать из-за того, что малая вероятность этих процессов может компенсироваться для наиболее распространенных в межзвездной среде элементов – водорода и гелия – за счет гигантских масштабов исследуемых объектов вдоль "луча зрения" радиотелескопа. Поиск линий следовало вести в направлениях туманностей. Интенсивность искомых линий, пропорциональная произведению Ne²L (Ne – концентрация электронов, а L – протяженность туманности вдоль луча зрения), должна быть максимальной, но не за счет величины Ne, а за счет L. Тогда перечисленные выше источники уширения линий будут существенно ослаблены, а интенсивность станет достаточной для наблюдений с помощью чувствительных приемных устройств радиотелескопов.
Эта труднейшая экспериментальная задача была решена в 60-х годах несколькими группами российских, а позже западных радиоастрономов, сперва в сантиметровом и миллиметровом диапазонах волн, а позже и в декаметровом диапазоне.