Serie Pickering

La serie de Pickering (también conocida como serie de Pickering-Fowler ) consiste en tres líneas de helio ionizado simple que se encuentran, generalmente en absorción, en los espectros de estrellas calientes como las estrellas Wolf-Rayet . El nombre proviene de Edward Charles Pickering ^[1] y Alfred Fowler ^[2] . Las líneas se producen por transiciones desde un nivel de energía más alto de un electrón a un nivel con número cuántico principal n = 4. Las líneas tienen longitudes de onda:

10124 Å ( n = 5 an = 4) (infrarrojos)
6560 Å ( n = 6 a n = 4)
5412 Å ( n = 7 a n = 4)
4859 Å ( n = 8 a n = 4)
4541 Å ( n = 9 a n = 4)
4339 Å ( n = 10 a n = 4)
3645,56 Å ( n = ∞ a n = 4, límite teórico, ultravioleta)

Las transiciones desde los estados pares se superponen con las líneas de hidrógeno y, por lo tanto, quedan enmascaradas en los espectros estelares de absorción típicos. Sin embargo, se observan en emisión en los espectros de las estrellas Wolf-Rayet, ya que estas estrellas tienen poco o nada de hidrógeno.

En 1896, Pickering publicó observaciones de líneas previamente desconocidas en los espectros de la estrella Zeta Puppis . ^[3] Pickering atribuyó la observación a una nueva forma de hidrógeno con niveles de transición de medio entero . ^[4]^[5] Fowler logró producir líneas similares a partir de una mezcla de hidrógeno y helio en 1912, y apoyó la conclusión de Pickering en cuanto a su origen. ^[6] Niels Bohr , sin embargo, incluyó un análisis de la serie en su "trilogía" ^[7]^[8] sobre la estructura atómica ^[9] y concluyó que Pickering y Fowler estaban equivocados y que las líneas espectrales surgen en cambio del helio ionizado simple , He ⁺ . ^[10] Fowler fue inicialmente escéptico ^[11] pero finalmente se convenció ^[12] de que Bohr estaba en lo cierto, ^[7] y en 1915 "los espectroscopistas habían transferido [la serie de Pickering] definitivamente [del hidrógeno] al helio". ^[1]^[13] El trabajo teórico de Bohr sobre la serie de Pickering había demostrado la necesidad de "un reexamen de los problemas que ya parecían haber sido resueltos dentro de las teorías clásicas" y proporcionó una confirmación importante para su teoría atómica. ^[1]

Fórmula de longitud de onda

Las diferencias de energía entre los niveles del modelo de Bohr, y por lo tanto las longitudes de onda de los fotones emitidos o absorbidos, se dan mediante la fórmula de Rydberg: ^[14] donde ${\frac {1}{\lambda }}=Z^{2}R_{M}\left({\frac {1}{{n_{1}}^{2}}}-{\frac {1}{{n_{2}}^{2}}}\right)$

${\estilo de visualización Z}$ es el número atómico ,
$estilo de visualización n_{1}$ es el número cuántico principal del nivel de energía inferior,
${\estilo de visualización n_{2}}$ es el número cuántico principal del nivel de energía superior, y
$R_{M}$ es la constante de Rydberg para un núcleo de masa . Se deduce de la masa reducida del núcleo y es la constante de Rydberg . $M$ $R_{M}={\frac {\mu }{m_{e}}}R_{\infty }$ $\mu$ $R_{\infty }={\frac {m_{e}{q_{e}}^{4}}{64\pi ^{3}{\varepsilon _{0}}^{2}\hbar ^{3}c}}$

Para el helio, , la serie de Pickering-Fowler es para y la masa reducida para es , por lo tanto , , que generalmente se aproxima como (de hecho, aunque este número cambia para cada isótopo de helio , es aproximadamente constante). Se puede utilizar una descripción más precisa con el modelo de átomo de Bohr-Sommerfeld. $Z=2$ $n_{1}=4$ ${}_{2}^{4}{\text{He}}^{+}$ $\mu ={\frac {1}{{\frac {1}{m_{e}}}+{\frac {1}{2m_{p}+2m_{n}}}}}$ ${\frac {\mu }{m_{e}}}={\frac {1}{1+{\frac {m_{e}}{2m_{p}+2m_{n}}}}}\approx 0.99986396$ $1$

El límite teórico para la longitud de onda en la serie de Pickering-Fowler viene dado por: , que es aproximadamente 364,556 nm, que es el mismo límite que en la serie de Balmer ( serie espectral del hidrógeno para ). Observe cómo las transiciones en la serie de Pickering-Fowler para n=6,8,10 (6560Å ,4859Å y 4339Å respectivamente), son casi idénticas a las transiciones en la serie de Balmer para n=3,4,5 (6563Å ,4861Å y 4340Å respectivamente). El hecho de que la serie de Pickering-Fowler tenga entradas entre esos valores, llevó a los científicos a creer que se debía al hidrógeno con medias transiciones ("semihidrógeno"). Sin embargo, Niels Bohr demostró, utilizando su modelo, que se debía al helio ionizado simple , un átomo similar al hidrógeno . Esto también muestra la previsibilidad del modelo de Bohr. $\lambda _{\infty }^{\text{PF}}={\frac {4}{R_{\infty }}}$ $n_{2}=2$ ${}_{2}{\text{He}}^{+}$

Referencias

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Enlaces externos

PROTOHIDRÓGENO