Redigerer Orbital (avsnitt)

=== Spektrallinjer ===
For å ''eksitere'' elektronene fra et lavere til et høyere orbital må det tilføres energi i form av et [[foton]]. Et elektron vil søke laveste energinivå og vil derfor spontant gå fra et høyere orbital til en ledig plass med lavere energi, og vil da sende ut et foton. Disse fotonene vil ha en energi
::Δ<math> E = \frac{hc}{\lambda} </math>
som er lik kvantespranget mellom de to orbitalene, der h er [[Plancks konstant]] (~4,135•10<sup>-15</sup> eV•s), c er [[lysets hastighet]], og <math>{\lambda}</math> er bølgelengden. Rydbergs formel ble eksperimentelt bestemt, og beskriver mulige kvantesprang for hydrogenlike atomer (ett elektron) som:

::<math>\frac{1}{\lambda}=Z^2 R\left(\frac{1}{m^2}-\frac{1}{n^2}\right) \ </math>

der m og n er orbitaler, Z er atomnummer og R er [[Fysisk konstant|Rydbergs konstant]] som er eksperimentelt bestemt til ~1,097•10<sup>7</sup> m<sup>-1</sup>.

Disse ligningene og R bekreftes i dag av ikke eksperimentelle løsninger av Schrødingerligningen som gir alternative beregninger for den 'uendelige' Rydberg konstanten<ref>2002 CODATA 2002: resultater</ref>:

:<math>R_\infty = \frac{m_e e^4}{(4 \pi \epsilon_0)^2 \hbar^3 4 \pi c} = \frac{m_e e^4}{8 \epsilon_0^2 h^3 c} = 1,0973731568525(73) \cdot 10^7 \,\mathrm{m}^{-1}</math>
:::der
:::: <math>\hbar \ </math> er den reduserte [[Plancks konstant]],
:::: <math>m_e \ </math> er [[hvilemasse]]n til elektronet,
:::: <math>e \ </math> er [[elementærladning]]en,
:::: <math>c \ </math> er [[lysets hastighet]] i [[vakuum]], og
:::: <math>\epsilon_0 \ </math> er [[permittivitet|permittiviteten i tomt rom]].


Når forskjellige stoffer eksiteres vil de senere avgi lys med bølgelengder som er karakteristiske for hvert enkelt stoff. Disse ''emisjonsspektra'' lar en bestemme hvilke stoffer som finnes f.eks på en fjerntliggende stjerne. På samme måte vil spesifikke bølgelengder absorberes i lys som passerer gjennom en gasståke i universet eller i atmosfæren. Dette ''absorpsjonsspekteret'' viser seg som mørke linjer i lysspekteret og lar oss bestemme hvilke gasser tåken eller atmosfæren inneholder. Dette brukes også ved [[spektroskopi]] for å bestemme innholdet i en prøve.