Muy grandes átomos de hidrógeno en el espacio interestelar

Muy grandes átomos de hidrógeno en el espacio interestelar
Una pregunta interesante para los estudiantes que estudian el espectro del átomo de H y la teoría de Bohr es: ¿Cuál es el máximo tamaño “observado” del átomo de H según se deduce la búsqueda de una respuesta que conduce a la exótico terreno del espacio interestelar, donde los átomos de H son mucho más grandes que las amibas!
La teoríade Bohr es insuficiente como teoría general de la estructura atómica, pero, como Haendler (I) ha señalado, merece un tratamiento en los cursos de química debido a su valor intrínseco y su conexión vital con la mecánica cuántica moderna. Funciona muy bien para el átomo de H y predice líneas espectrales con mucha precisión. Es especialmente aplicable en estudios astronómicos desde átomos de Hconstituyen la abrumadora mayoría de los átomos en la mayoría de las estrellas y en el espacio interestelar.
Cuándo en el átomo de H, el electrón cae de una órbita externa no a una órbita interna n1, la longitud de onda de la emisión h resulta una línea está dada empíricamente por la ecuación de Rydberg, (que es precisamente explicable por la teoría de Bohr):
AQUÍ VA UNA ECUACIÓN!
donde RH (laconstante de Rydberg para el hidrógeno) = 1.0967758x 10-2 nm-'. Para la serie de Balmer se puede observar fácilmente las líneas (en la región visible del espectro), Ni = 2, por lo tanto y la longitud de onda de una línea de Balmer permite la determinación de la órbita (n0) desde el que se origina la transición. Luego de calcular no para una línea de Balmer y redondean la necesaria valor más cercanointegral, el radio r de Bohr para el átomo excitado de H puede ser obtenido a partir de:
ECUACIÓN!
Douglas y von Naw-Felsobuki (2) y Hollenherg (3) colmena describe experimentos sencillos que permitan a los estudiantes observar las ocho primeras líneas de Balmer para H usando fácilmente espectrofotómetros disponibles. Usando la línea de longitud de onda más corta reportó para el experimento deHollenberg (3798 A, o 379,8 nm), 2 eq n0 = 10.03. Realizar los procedimientos redondean n0= 10, la ecuación 3 da r = 529 nm. Aquí está la evidencia fácilmente obtenibles para el átomo de H, con un radio 100 veces mayor que el valor terreno estatal. Mediciones más sofisticadas proporcionan pruebas para átomos de H más grandes. Herzberg (4) presenta a Balmer espectros en las que, las primeras 16líneas se puedan distinguir pruebas para el átomo de H con 18 = n0 para los que r =1714 nm en torno a 324 veces el tamaño del estado.

Laboratorios de espectros pueden predecir sólo un número relativamente pequeño de las líneas de Balmer. Como no hay aumentos muchos mayores de 18 años, la emisión de líneas se pone muy próxima entre sí, y se asegura de presión ampliar que se convierten enindistinguible. Incluso en condiciones de alto vacío es difícil producir en un laboratorio un espectro del átomo de H que pueda distinguirse las líneas de Balmer arriba del n=18. Edidington muestra el espectro de Balmer de la cromosfera del sol el cual contiene 30 lineas diferentes probando que si podemos “observar” más de 30 diferentes líneas del átomo extraterrestre de H con un número de líneas de n=32,pero, él comenta que incluso bajo buenas condiciones de vacío los átomos de H no se pueden hacer más grandes que esto debido al amontonamiento y que los átomos excitados se “enredan” con sus vecinos.
Las condiciones de laboratorio no pueden proveer ambas condiciones como lo es un extremo alto vacío y, suficientes números de átomos de H para producir y distinguir un gran número de líneasespectrales, por lo tanto, vemos más allá de la Tierra a la superficie de las estrellas en nuestra búsqueda de átomos de H más grandes.
Las superficies estelares contienen cantidades inmensas de H a una presión muy baja y por lo tanto permitiendo líneas de Balmer más distinguibles. Astrónomos etiquetan a las líneas más altas como HX dónde X es el numero de la línea en la serie de Balmer (por ejemplo la...