Série espectral

As Série espectral Eles consistem em um conjunto de linhas coloridas em fundo escuro ou listras brilhantes separadas por áreas escuras que emitem luz de todos os tipos de substâncias.

Essas linhas são visualizadas com a ajuda de um espectrômetro, um aparelho que consiste em um prisma ou um rack finamente dividido, capaz de separar os diferentes componentes da luz.

Espectros de absorção de diferentes substâncias e o sol. Fonte: Wikmedia Commons.

Esses conjuntos de linhas são chamados espectro E cada substância tem um espectro caracaterista, uma espécie de impressão digital que serve para identificar sua presença na luz que vem de um objeto. Isso ocorre porque cada átomo tem sua própria configuração de elétrons e permitiu os níveis de energia.

É por isso que encontrar as linhas espectrais é uma técnica amplamente usada pelos astrônomos para descobrir a composição das estrelas através da luz que eles emitem. De fato, tudo o que os astrônomos sabem sobre as estrelas vem de seus espectros, seja emissão ou absorção.

A origem dos espectros

A presença de espectros é devido à configuração atômica. De fato, os elétrons permanecem ao redor do núcleo em regiões chamadas Orbitais, localizado em certas distâncias discretas dele.

Por exemplo, no hidrogênio, o elemento mais simples, os rádios orbitais são dados por 0.053 ∙ n² nanômetros, onde n = 1, 2, 3, 4, .. . Os valores intermediários não são permitidos entre eles, então diz -se que os orbitais são quantificado. Além disso, o estado energético de cada orbital é quantizado.

Tais restrições fazem com que os elétrons se comportem ao mesmo tempo que as partículas e também como ondas, assim como a luz. No entanto, os elétrons podem ir de um orbital para outro, mudando o estado de energia do átomo.

Absorção de energia eletromagnética e emissão

Por exemplo, se um elétron vai de um orbital mais interno, com menos energia, para outro mais externo e energético, é necessário adquirir a energia eletromagnética necessária, que é armazenada no átomo. Este processo é chamado absorção.

Por outro lado, se o elétron vai de mais um orbital externo para um mais interno, na transição um fóton é emitido, em forma de luz, que é a energia correspondente à diferença de energia entre os orbitais. O comprimento de onda corresponde a essa diferença e é dado por:

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 Onde:

• E é energia
• λ é o comprimento de onda
• H é constante de Planck
• C é a velocidade da luz

Tipos de espectros

Existem espectros de absorção e emissão, que depende de certos parâmetros do objeto ou substância, como densidade e temperatura. O espectro de um gás fraco é diferente do de um sólido em alta temperatura.

Espectro contínuo

Algumas fontes emitem espectros cujas linhas coloridas mudam suavemente e contêm todas as cores. Isso é chamado de espectro contínuo, por exemplo, aquele que produz o filamento de uma lâmpada incandescente.

Espectro de emissão

É aquele que emite certas substâncias quentes e consiste em algumas linhas de um certo comprimento de onda.

Esse tipo de espectro é produzido por gases fracos e quentes, como aqueles que enchem os tubos fluorescentes. Aurora boreal é outro exemplo de emissão que ocorre nos gases da atmosfera superior da Terra. Eles também produzem espectros de emissão algumas nuvens de gás interestelares.

Espectro de absorção

Este espectro é o que é recebido quando a luz de um objeto denso e muito quente é passado através de um gás mais frio. Nele quase todas as cores são observadas, mas algumas parecem diminuídas e algumas listras escuras surgem nos comprimentos de onda que são absorvidos por átomos ou moléculas de gás.

Leis de kirchoff de espectroscopia

As leis de espectroscopia de Kirchoff indicam em que condições os diferentes espectros descritos acima são formados:

1. Espectros contínuos: eles são emitidos por qualquer objeto a alta pressão e temperatura.
2. Os espectros de emissão: eles são produzidos por uma baixa pressão a baixa pressão, que emite comprimentos de onda bem definidos, correspondentes às transições eletrônicas correspondentes a cada elemento que compõe o gás.
3. Espectros de absorção: são produzidos por gases a baixas temperaturas localizadas perto de fontes de radiação contínua. Átomos de gás ou moléculas absorvem apenas certos comprimentos de onda.

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O espectro de emissão de hidrogênio

O espectro de emissão de hidrogênio é particularmente importante, pois é o elemento mais abundante em todo o universo e contém muitas informações importantes sobre as estrelas e a Via Láctea.

As linhas de espectro de hidrogênio foram descobertas por vários pesquisadores e cada um é nomeado.

Série Balmer

O hidrogênio emite várias linhas no espectro visível: quando o elétron diminui do orbital 3 para o orbital 2 emite luz vermelha, cujo comprimento de onda é 656.6 nm, e se decair de Orbital 4 a 2, emite 486 luz azul.1 nm.

Espectro de emissão de hidrogênio, mostrando as linhas correspondentes à luz visível e duas linhas ultravioletas à esquerda. Fonte: Wikmedia Commons.

Em 1885 (antes de Bohr propôs sua teoria), o matemático e o professor suíço Johann Balmer (1825-1898) encontrado por Tanteo uma fórmula para determinar os comprimentos de onda λ dessas linhas:

Onde:

• R é a constante de Rydberg: 1.097 × 10⁷ m^-1
• N = 3, 4, 5 .. ., isto é, n ≥ 3 (inteiro).

Por exemplo, para n = 3 na equação de Balmer:

Correspondente à linha vermelha à direita, mostrada na figura acima. A descoberta da série Balmer fez com que outros cientistas procurem linhas no restante do espectro de hidrogênio e outros gases.

Série Lyman

Observe que o espectro de hidrogênio mostrado na figura contém algumas linhas em ultravioleta, os dois da extrema esquerda, cujos comprimentos de onda são 397.0 nm e 388.9. nm.

De fato, essas linhas em ultravioleta correspondem à série Lyman, descoberta em 1906 pelo físico Theodore Lyman. Sua fórmula é:

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Constante de Rydberg novamente: 1.097 × 10⁷ m^-1, Mas n = 2, 3, 4 ..., isso é n ≥ 2 e todo, então o nível final sempre corresponde a n = 1.

Paschen Series

A série Paschen foi descoberta pelo físico alemão Friederich Paschen em 1908 e é válido para n ≥ 4, ou seja: n = 4, 5, 6 ..

As linhas de paschen são encontradas na região infravermelha próxima e o nível final é n = 3, ou seja, seus valores ocorrem quando o elétron diminui de níveis mais altos para n = 3. Como a série Lyman está no ultravioleta, conclui -se que a série Balmer está entre Lyman e Paschen.

Série Brackett

Esta série descoberta em 1922 por Frederick Brackett, um físico americano, está localizado no infravermelho distante e consiste nas linhas espectrais correspondentes às transições de hidrogênio que começam em n = 5 e continuam:

Série Pfund

A série Pfund foi encontrada em 1924 pelo físico americano August Hermann Pfund e refere -se às transições que começam em n = 5, na banda de infravermelho distante:

Referências

1. Arny, t. 2017. Explorações: uma introdução à astronomia. 8º. Ed. McGraw Hill.
2. Bauer, w. 2011. Física para engenharia e ciências. Volume 2. Mc Graw Hill.
3. Chang, R. 2013. Química. 11VA. Edição. Mc Graw Hill Education.
4. Sears, Zemansky. 2016. Física da Universidade com Física Moderna. 14º. Ed. Volume 2. Pearson.
5. Windows aberto para o universo. Os diferentes tipos de espectros. Recuperado de: Media4.Osppm.fr.