Il serie spettrale Sono costituiti da un insieme di linee colorate su uno sfondo scuro o da strisce luminose separate da aree scure che emettono luce da tutti i tipi di sostanze..
Queste linee vengono visualizzate con l'ausilio di uno spettrometro, un apparato costituito da un prisma o da un reticolo finemente suddiviso, in grado di separare le diverse componenti della luce..
Questi gruppi di linee vengono chiamati spettro e ogni sostanza ha uno spettro caratteristico, una sorta di impronta digitale che serve a identificare la sua presenza nella luce che proviene da un oggetto. Questo perché ogni atomo ha la propria configurazione elettronica e i livelli di energia consentiti..
Ecco perché trovare linee spettrali è una tecnica ampiamente utilizzata dagli astronomi per scoprire la composizione delle stelle attraverso la luce che emettono. In effetti, tutto ciò che gli astronomi sanno sulle stelle deriva dai loro spettri, che si tratti di emissione o assorbimento..
La presenza degli spettri è dovuta alla configurazione atomica. In effetti, gli elettroni sono tenuti attorno al nucleo in regioni chiamate orbitali, situato a discrete distanze da lui.
Ad esempio nell'idrogeno, l'elemento più semplice, i raggi orbitali sono dati da 0,053 ∙ nDue nanometri, dove n = 1, 2, 3, 4,…. Non sono ammessi valori intermedi tra questi, ecco perché si dice che gli orbitali lo siano quantizzato. Anche lo stato energetico di ogni orbitale è quantizzato.
Tali restrizioni fanno sì che gli elettroni si comportino sia come particelle che come onde, proprio come la luce. Tuttavia, gli elettroni possono passare da un orbitale all'altro, cambiando lo stato energetico dell'atomo..
Ad esempio, se un elettrone passa da un orbitale più interno, con minore energia, a uno più esterno ed energetico, è necessario che acquisisca l'energia elettromagnetica necessaria, che viene immagazzinata nell'atomo. Questo processo è chiamato assorbimento.
Se invece l'elettrone passa da un orbitale esterno a uno più interno, nella transizione viene emesso un fotone, sotto forma di luce, che è l'energia corrispondente alla differenza di energia tra gli orbitali. La lunghezza d'onda corrisponde a questa differenza ed è data da:
Vengono prodotti sia spettri di assorbimento che di emissione, che dipendono da determinati parametri dell'oggetto o della sostanza, come densità e temperatura. Lo spettro di un gas sottile è diverso da quello di un solido ad alta temperatura.
Alcune sorgenti emettono spettri le cui linee colorate cambiano in modo uniforme e contengono tutti i colori. Questo è chiamato spettro continuo, ad esempio quello prodotto dal filamento di una lampadina a incandescenza.
È quello che emettono certe sostanze calde ed è costituito da poche righe di una certa lunghezza d'onda.
Questo tipo di spettro è prodotto da gas caldi e sottili come quelli che riempiono i tubi fluorescenti. L'aurora boreale è un altro esempio di emissione che si verifica nei gas dell'alta atmosfera terrestre. Alcune nubi di gas interstellari producono anche spettri di emissione..
Questo spettro è ciò che viene ricevuto quando la luce di un oggetto denso e molto caldo viene fatta passare attraverso un gas più freddo. In esso si osservano quasi tutti i colori, ma alcuni appaiono attenuati e appaiono delle frange scure in quelle lunghezze d'onda che vengono assorbite dagli atomi o dalle molecole del gas..
Le leggi della spettroscopia di Kirchoff indicano in quali condizioni si formano i diversi spettri sopra descritti:
Lo spettro di emissione dell'idrogeno è particolarmente importante, poiché è l'elemento più abbondante nell'intero universo e contiene molte informazioni importanti sulle stelle e sulla Via Lattea..
Le serie di linee nello spettro dell'idrogeno sono state scoperte da vari ricercatori e ognuna porta il suo nome.
L'idrogeno emette diverse linee nello spettro visibile: quando l'elettrone decade dall'orbitale 3 all'orbitale 2 emette luce rossa, la cui lunghezza d'onda è 656,6 nm, e se decade dall'orbitale 4 all'orbitale 2 allora emette luce blu di 486,1 nm.
Nel 1885 (prima che Bohr proponesse la sua teoria), il matematico e professore svizzero Johann Balmer (1825-1898) trovò per tentativi ed errori una formula per determinare le lunghezze d'onda λ di queste linee:
Dove:
Ad esempio, per n = 3 nell'equazione di Balmer:
Corrispondente alla linea rossa a destra, mostrata nella figura sopra. La scoperta della serie Balmer ha portato altri scienziati a cercare linee nel resto dello spettro per l'idrogeno e altri gas..
Si noti che lo spettro dell'idrogeno mostrato in figura contiene linee ultraviolette, le due all'estrema sinistra, le cui lunghezze d'onda sono 397,0 nm e 388,9 nm. nm.
In effetti, queste linee ultraviolette corrispondono alla cosiddetta serie Lyman, scoperta nel 1906 dal fisico Theodore Lyman. La sua formula è:
La serie Paschen fu scoperta dal fisico tedesco Friederich Paschen nel 1908 ed è valida per n ≥ 4, ovvero: n = 4, 5, 6 ...
Le linee di Paschen sono nella regione del vicino infrarosso e il livello finale è n = 3, cioè i loro valori si verificano quando l'elettrone decade da livelli più alti an = 3. Poiché la serie Lyman è nell'ultravioletto, si conclude che la serie di Balmer si trova tra Lyman e Paschen.
Questa serie, scoperta nel 1922 da Frederick Brackett, un fisico americano, si trova nel lontano infrarosso ed è costituita dalle righe spettrali corrispondenti alle transizioni di idrogeno che iniziano con n = 5 e continuano:
La serie Pfund fu trovata nel 1924 dal fisico nordamericano August Hermann Pfund e si riferisce alle transizioni che iniziano con n = 5, nella banda del lontano infrarosso:
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