Lyman series - Lyman series

Em física e química , a série de Lyman é uma série espectral de hidrogênio de transições e linhas de emissão ultravioleta resultantes do átomo de hidrogênio à medida que um elétron vai de n  ≥ 2 a n  = 1 (onde n é o número quântico principal ), o nível de energia mais baixo do elétron. As transições são nomeadas sequencialmente por letras gregas : de n  = 2 para n  = 1 é chamado Lyman-alfa , 3 para 1 é Lyman-beta, 4 para 1 é Lyman-gama e assim por diante. A série leva o nome de seu descobridor, Theodore Lyman . Quanto maior a diferença nos números quânticos principais, maior será a energia da emissão eletromagnética.

História

A primeira linha no espectro da série de Lyman foi descoberta em 1906 pelo físico de Harvard Theodore Lyman , que estava estudando o espectro ultravioleta do gás hidrogênio eletricamente excitado. O resto das linhas do espectro (todas no ultravioleta) foram descobertas por Lyman de 1906-1914. O espectro de radiação emitida pelo hidrogênio é descontínuo ou discreto. Aqui está uma ilustração da primeira série de linhas de emissão de hidrogênio:

A série Lyman

Historicamente, explicar a natureza do espectro do hidrogênio era um problema considerável na física . Ninguém poderia prever os comprimentos de onda das linhas do hidrogênio até 1885, quando a fórmula de Balmer deu uma fórmula empírica para o espectro visível do hidrogênio. Em cinco anos, Johannes Rydberg surgiu com uma fórmula empírica que resolveu o problema, apresentada primeiro em 1888 e na forma final em 1890. Rydberg conseguiu encontrar uma fórmula para corresponder às linhas de emissão da série Balmer conhecidas e também previu aquelas ainda não descobertas. Diferentes versões da fórmula de Rydberg com diferentes números simples foram encontradas para gerar diferentes séries de linhas.

Em 1 de dezembro de 2011, foi anunciado que a Voyager 1 detectou a primeira radiação Lyman-alfa originária da Via Láctea . A radiação Lyman-alfa já havia sido detectada em outras galáxias, mas devido à interferência do Sol, a radiação da Via Láctea não foi detectada.

A série Lyman

A versão da fórmula de Rydberg que gerou a série Lyman foi:


Onde n é um número natural maior ou igual a 2 (ou seja, n = 2, 3, 4, ... ).

Portanto, as linhas vistas na imagem acima são os comprimentos de onda correspondentes a n  = 2 no lado direito, para n  = ∞ à esquerda. Existem infinitas linhas espectrais, mas elas se tornam muito densas à medida que se aproximam de n  = ∞ (o limite de Lyman ), portanto, apenas algumas das primeiras linhas e a última aparecem.

Os comprimentos de onda da série Lyman são todos ultravioleta:

n 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 ∞, o limite de Lyman
Comprimento de onda ( nm ) 121.56701 102.57220 97,253650 94.974287 93,780331 93,0748142 92,6225605 92,3150275 92.0963006 91,9351334 91,1753

Explicação e derivação

Em 1914, quando Niels Bohr produziu sua teoria do modelo de Bohr , foi explicada a razão pela qual as linhas espectrais do hidrogênio se encaixam na fórmula de Rydberg. Bohr descobriu que o elétron ligado ao átomo de hidrogênio deve ter níveis de energia quantizados descritos pela seguinte fórmula,

De acordo com a terceira suposição de Bohr, sempre que um elétron cai de um nível de energia inicial E i para um nível de energia final E f , o átomo deve emitir radiação com um comprimento de onda de

Há também uma notação mais confortável ao lidar com energia em unidades de elétronvolts e comprimentos de onda em unidades de angstroms ,

UMA.

Substituindo a energia na fórmula acima com a expressão para a energia no átomo de hidrogênio, onde a energia inicial corresponde ao nível de energia n e a energia final corresponde ao nível de energia m ,

Onde R H é a mesma constante de Rydberg para hidrogênio da fórmula de Rydberg há muito conhecida. Isso também significa que o inverso da constante de Rydberg é igual ao limite de Lyman.

Para a conexão entre Bohr, Rydberg e Lyman, deve-se substituir m por 1 para obter

que é a fórmula de Rydberg para a série Lyman. Portanto, cada comprimento de onda das linhas de emissão corresponde a um elétron caindo de um determinado nível de energia (maior que 1) para o primeiro nível de energia.

Veja também

Referências