As série espectral Eles consistem em um conjunto de linhas coloridas sobre um fundo escuro, ou de faixas brilhantes separadas por áreas escuras que emitem luz de todos os tipos de substâncias..
Essas linhas são visualizadas com o auxílio de um espectrômetro, aparelho que consiste em um prisma ou grade finamente dividida, capaz de separar os diferentes componentes da luz..
Esses conjuntos de linhas são chamados espectro e cada substância possui um espectro característico, 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 níveis de energia permitidos..
É por isso que encontrar linhas espectrais é uma técnica amplamente usada por astrônomos para descobrir a composição das estrelas por meio da luz que elas emitem. Na verdade, tudo o que os astrônomos sabem sobre estrelas vem de seus espectros, seja emissão ou absorção..
A presença dos espectros se deve à configuração atômica. Na verdade, os elétrons são mantidos ao redor do núcleo em regiões chamadas orbitais, localizado a distâncias discretas dele.
Por exemplo, em hidrogênio, o elemento mais simples, os raios orbitais são dados por 0,053 ∙ ndois nanômetros, onde n = 1, 2, 3, 4,…. Valores intermediários entre estes não são permitidos, por isso se diz que os orbitais são quantificado. Além disso, o estado de energia de cada orbital é quantizado.
Essas restrições fazem com que os elétrons se comportem tanto como partículas quanto como ondas, assim como a luz. No entanto, os elétrons podem ir de um orbital para outro, mudando o estado de energia do átomo..
Por exemplo, se um elétron passa de um orbital mais interno, com menor energia, para outro mais externo e energético, é necessário que ele adquira a energia eletromagnética necessária, que é armazenada no átomo. Este processo é chamado absorção.
Por outro lado, se o elétron vai de um orbital externo para outro mais interno, um fóton é emitido na transição, na forma de luz, que é a energia correspondente à diferença de energia entre os orbitais. O comprimento de onda corresponde a esta diferença e é dado por:
São produzidos espectros de absorção e emissão, que dependem de certos parâmetros do objeto ou substância, como densidade e temperatura. O espectro de um gás fino é diferente daquele de um sólido em alta temperatura.
Algumas fontes emitem espectros cujas linhas coloridas mudam suavemente e contêm todas as cores. Isso é chamado de espectro contínuo, por exemplo aquele produzido pelo filamento de uma lâmpada incandescente.
É aquele que certas substâncias quentes emitem e consiste em algumas linhas de um determinado comprimento de onda.
Esse tipo de espectro é produzido por gases quentes e finos, como os que preenchem os tubos fluorescentes. A aurora boreal é outro exemplo de emissão que ocorre em gases da alta atmosfera terrestre. Algumas nuvens de gás interestelar também produzem espectros de emissão..
Este espectro é o que é recebido quando a luz de um objeto denso e muito quente passa por um gás mais frio. Nele, quase todas as cores são observadas, mas algumas aparecem diminuídas e franjas escuras aparecem nos comprimentos de onda que são absorvidos pelos átomos ou moléculas do gás..
As leis de espectroscopia de Kirchoff indicam em quais condições os diferentes espectros descritos acima são formados:
O espectro de emissão do 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..
A série de linhas no espectro do hidrogênio foram descobertas por vários pesquisadores e cada uma leva seu nome.
O hidrogênio emite várias linhas no espectro visível: quando o elétron decai do orbital 3 para o orbital 2 ele emite luz vermelha, cujo comprimento de onda é de 656,6 nm, e se decai do orbital 4 para o orbital 2 então emite luz azul de 486,1 nm.
Em 1885 (antes de Bohr propor sua teoria), o matemático e professor suíço Johann Balmer (1825-1898) encontrou por tentativa e erro uma fórmula para determinar os comprimentos de onda λ dessas linhas:
Onde:
Por exemplo, para n = 3 na equação de Balmer:
Correspondendo à linha vermelha à direita, mostrada na figura acima. A descoberta da série Balmer levou outros cientistas a pesquisar linhas no resto do espectro para hidrogênio e outros gases..
Observe que o espectro de hidrogênio mostrado na figura contém linhas ultravioleta, as duas na extrema esquerda, cujos comprimentos de onda são 397,0 nm e 388,9 nm. nm.
Na verdade, essas linhas ultravioleta correspondem à chamada série de Lyman, descoberta em 1906 pelo físico Theodore Lyman. Sua fórmula é:
A série Paschen foi descoberta pelo físico alemão Friederich Paschen em 1908 e é válida para n ≥ 4, ou seja: n = 4, 5, 6 ...
As linhas de Paschen estão na região do infravermelho próximo e o nível final é n = 3, ou seja, seus valores ocorrem quando o elétron decai de níveis superiores para n = 3. Como a série de Lyman está no ultravioleta, conclui-se que a série de Balmer está entre Lyman e Paschen.
Esta série, descoberta em 1922 por Frederick Brackett, um físico americano, está localizada no infravermelho distante e consiste nas linhas espectrais correspondentes às transições de hidrogênio começando em n = 5 e continuando:
A série Pfund foi descoberta em 1924 pelo físico norte-americano August Hermann Pfund e se refere às transições que começam em n = 5, na banda do infravermelho distante:
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