Serie Balmer

La serie de Balmer, en física y astronomía, es una secuencia de líneas que describen las líneas espectrales del espectro del átomo de hidrógeno. La serie de Balmer se calcula utilizando la fórmula de Balmer, una ecuación empírica descubierta en 1885 por el matemático suizo Johann Jakob Balmer. En la banda óptica, el espectro de hidrógeno muestra cuatro líneas en diferentes longitudes de onda, que se producen para la emisión de un fotón por un electrón que, desde un estado excitado, se mueve al nivel cuántico descrito por el número cuántico principal con n = 2.

La serie de Balmer se caracteriza por transiciones electrónicas de n ≥ 3 A N = 2. Cada uno de estos pasos se indica con una letra griega: la transición 3→2 se asocia con la letra α, el 4→2 a β y así sucesivamente. Dado que históricamente estas líneas fueron las primeras en ser identificadas, su nombre está formado por la letra H, el símbolo del hidrógeno, seguida de la letra griega asociada con la transición. Aunque los físicos habían observado estas líneas ya en 1885, todavía faltaba un instrumento capaz de predecir con precisión la longitud de onda exacta de las líneas. Fórmula de Balmer es extremadamente precisa en este. Es un caso especial de la ecuación de Rydberg, que llevó a los físicos a descubrir también las series de Lyman, Paschen, Brackett, Pfund y Humphreys, que también describen las otras líneas del espectro de hidrógeno. La línea H-alfa, que corresponde a la transición 3→2, es una de las más frecuentes en el universo, extremadamente brillante en muchos objetos astronómicos, y contribuye a darles un color que tiende al rojo. Examinándolo a alta resolución, se observa que consiste en un doblete; esta subdivisión se llama la estructura fina del espectro de hidrógeno. También resultó que hay líneas más allá de la transición 6→2, que caen en la banda ultravioleta del espectro.

Estudiando las regularidades en las líneas de espectros de los átomos, y descubrió que las longitudes de onda en lo visible para el ojo humano (el rango entre 380nm y 760nm) del espectro del hidrógeno podrían representarse con gran precisión por una fórmula que se correlaciona con los enteros: donde en 1888 el físico Johannes Rydberg generalizzò, con la fórmula de la fórmula de Rydberg Balmer para todas las transiciones de hidrógeno (no solo la serie de Balmer en el espectro visible, sino también la serie de Lyman en el ultravioleta y las de Paschen, Brackett, Pfund y Humphreys en el infrarrojo): con los dos términos, cuya diferencia da una línea espectral, representan los niveles de energía atómica de la transición En 1885 el matemático Johann Jakob Balmer notó que la longitud de onda de 3645.6 å (ahora conocido como el límite de Balmer B), estaba correlacionada con cada una de las líneas observadas en el visible. Para N = 2 encontramos la serie de Balmer: con: en 1908 el físico Walther Ritz generalizó, a través de la fórmula de Rydberg-Ritz, la fórmula de Rydberg para elementos distintos del hidrógeno: con: cada elemento químico tiene su propia constante de Rydberg R M {\displaystyle R_{M}} . Para todos los átomos de hidrógeno (es decir, aquellos con un solo electrón en la órbita más externa), R M {\displaystyle R_{M}} se puede derivar de la constante de Rydberg "en el infinito" (para un núcleo infinitamente pesado), de la siguiente manera: donde: la constante de Rydberg "en el infinito" (CODATA, 2014) vale donde: .

La serie Balmer se utiliza particularmente en astronomía debido a la abundancia de hidrógeno en el universo. Por esta razón, de hecho, las líneas de Balmer son muy frecuentes en un gran número de objetos, y también son bastante intensas en comparación con las de los otros elementos. La clasificación espectral de las estrellas, que conduce a la determinación de la temperatura de la superficie, se basa en la intensidad relativa de las líneas espectrales, y las de Balmer son en este sentido muy importantes. Otras características de las estrellas también pueden derivarse del espectro, como la gravedad superficial y la composición química de las atmósferas. Dado que las líneas de Balmer son muy frecuentes, y su longitud de onda está bien determinada, también se utilizan para determinar las velocidades radiales por el efecto Doppler. Estas líneas aparecen tanto en absorción como en emisión, dependiendo de la naturaleza del objeto considerado. En estrellas, por ejemplo, las líneas están generalmente en absorción, y son más intensas en estrellas con una temperatura superficial cercana a 10 000 K (tipo espectral a). En cambio, son líneas de emisión en el espectro de AGNs, regiones HII y nebulosas planetarias. En los espectros Estelares, la línea he (Transición 7-2) a menudo se fusiona con otra línea de absorción debido al calcio ionizado, debido a la proximidad entre las dos longitudes de onda. Del mismo modo, la línea Hz se confunde con una de las líneas neutras de helio.

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