Átomos de hidrógeno muy grandes en el espacio interestelar

Átomos de hidrógeno muy grandes en el espacio interestelar

David B. Clark

Escuela de Tecnología de Pensilvania, 1 College Avenue, Williamsport, PA 17701

Una pregunta interesante para los estudiantes que estudian el átomo de H espectro y la teoría de Bohr es: ¿Cuál es el máximo tamaño "observado" del átomo de H como se deduce de la grabación datos espectrales? La búsqueda de una respuesta conduce a lo exótico terreno del espacio interestelar donde los átomos de H son mucho más grandes que ¡las amebas existen! La teoría de Bohr es inadecuada como teoría general de estructura atómica, pero, como ha señalado Haendler (I), merece tratamiento en cursos de remisiones debido a su intrínseco valor y su conexión vital a la mecánica del quanrum moderno. Funciona muy bien para el átomo de H y predice las líneas espectrales con mucha precisión. Es especialmente aplicable en los estudios astronómicos desde átomos de H constituyen la abrumadora la mayoría de los átomos en la mayoría de las estrellas y en el interestelar espacio. Cuando el átomo de H electrón cae desde una órbita externa no a una órbita interna nj, la longitud de onda h de la emisión resultante línea está dada por la ecuación de Rydberg derivada empíricamente (que es precisamente explicable por la teoría de Bohr):

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donde RH (la constante de Rydberg para el hidrógeno) = 1.0967758 x 10-2 nm- '. Para la serie de Balmer fácilmente observable líneas (en la región visible del espectro), ni = 2; así,

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y la longitud de onda de una línea Balmer permite la determinación de la órbita (no) desde la cual se origina la transición. Después calculando no para una línea de Balmer y redondeando al requerido valor integral más cercano, el radio de Bohr r para el H excitado átomo se puede obtener de

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Douglas y von Naw-Felsobuki (2) y Hollenherg (3) colmena describió experimentos simples que permiten a los estudiantes observe las primeras ocho líneas de aimer para H ising fácilmente disponibles espectrofotómetros. Usando la línea de longitud de onda más corta informado para el experimento de Hollenberg (3798 A, o 379.8 nm), eq 2 da no = 10.03. Realizando el redondeo requerido a no= 10, eq 3 da r = 529 nm. Aquí hay evidencia fácilmente obtenible para el átomo de H con un radio 100 veces más grande que el valor de estado fundamental Las medidas más sofisticadas proporcionan evidencia de átomos de H más grandes. Herzberg (4) presenta Espectros de Balmer en los que se pueden distinguir las primeras 16 líneas, evidencia para el átomo de H con no = 18 para el cual r = 1714 nm. 324 veces el tamaño del estado alrededor. Los espectros de laboratorio pueden producir solo un número relativamente pequeño de Balmer lines. Como no aumenta mucho por encima de 18, la emisión las líneas se juntan mucho, y el ensanchamiento de la presión asegura que se vuelven indistinguibles. Por lo tanto, incluso bajo Iondiciones de alto vacío, es difícil producir un laboratorio Espectro de H átomo que muestra líneas de Balmer distinguibles muy por encima de no = 18. Eddington (5) muestra un espectro de Balmer de la cromosfera del sol que contiene alrededor de 30 líneas distintas, lo que demuestra que podemos "observar" extraterrestre H átomos con no = alrededor de 32, pero comenta que incluso en condiciones de vacío de alta energía, los átomos de H no pueden convertirse en " mucho más grande que esto debido a la multitud, los átomos excitados convertirse en "enredado" con átomos cercanos. Las condiciones de laboratorio no pueden proporcionar un vacío extremadamente alto y suficiente números de átomos de H para producir un gran número de observables y líneas espectrales distinguibles. Por lo tanto, miramos más allá de tierra a las superficies de las estrellas en busca de Sombreros más grandes. Las superficies estelares contienen cantidades inmensas de hvdroaen. – a muy baja presión y por lo tanto puede proporcionar muchos distinguibles Balmer lines. Los astrónomos etiquetan las líneas superiores "HX",donde X es el número de la línea en la serie de Balmer (p. la línea H9 es producida por la transición n = 11 a 2). Los espectro de Beta Lyrae (6) muestra claramente las líneas de Balmer para casi todas las transiciones HASTA H21, y Abell et al. (7) muestra el Línea H40 Balmer en el espectro de la estrella HD 193182. Aquí podemos "observar" experimentalmente el átomo de H en no = 42 andr = 9332 nm, 1764 veces más grande que el estado fundamental. Sino observar átomos de H verdaderamente grandes, debemos recurrir a la extremadamente regiones difusas de gas del espacio interestelar y abandonar el Serie Balmer a favor de la recombinación de radiofrecuencia espectros. En las regiones de gas interestelar (nebulosas) conocidas como HII, la mayoría de los átomos de H están ionizados para formar una forma extremadamente difusa plasma de electrones y protones libres. La densidad de partícula es tan bajo que muchos electrones pueden viajar distancias antes siendo atrapado y un protón, y el electrón "; ecombined" puede caer en un número de auantum Verv hiah Bohr orbital (no), así momentáneamente para & h un átomo de H muy grande antes de caer toaninnerorbit in). Ifn, = 2, una Halmerlineresulta, pero, si ny = no - 1 (para valores de n muy altos), una radiofrecuencia se emite fotón Los astrónomos etiquetan tales transiciones "HYa", donde Y = no - 1 (por ejemplo, la línea H90a es producida por luego = transición de 91 a 90). Kardashev (8) sugirió en 1959 que estas transiciones entre órbitas de valores n muy altos debe ser detectable en el espectro de radiofrecuencia. Mientras que las líneas de Balmer adyacentes a muy alta n se combinan en una continuo y no se puede distinguir, bastantes adyacentes las líneas de recombinación de alta n pueden distinguirse fácilmente ya que la separación por radiofrecuencia de estas líneas es grande. Muchas de tales transiciones de recombinación de radiofrecuencia se han observado desde 1959, lo que permite a los astrónomos calcular parámetros tales como las densidades electrónicas libres y las temperaturas en muchas nebulosas. Por ejemplo, los estudios han sido hecho de la roseta y las nebulosas de América del Norte (9), el CarinaNebula (lo), y Cygnus-Xregion (11) grabando la línea H166a que ocurre a una frecuencia de 1425 MHz. Y Batty (12) ha observado la línea H252a cerca de 408 MHz en la Carina y otras nebulosas, procedentes de regiones donde la densidad de electrones libres calculada es tan baja como 70 por cm3. Aquí está el átomo de H observado en la transición n = 253 ~~ a ~ 252.. . orovidina .. experimental. evidencia de que radio del átomo de H en el ritmo interestelar puede alcanzar 3.39 X 10i nmor 0.339 mm! Anatomofthis tamaño debería él (teóricamente) visible a simple vista. ¿Cuál es el límite superior para la observación espectroscópica? tamaño para el átomo de H? Suponiendo un límite inferior de 10 MHz en la ventana de la radio de la atmósfera de la tierra, un terrestre radiotelescopio podría teóricamente detectar un interestelar Línea H869a a 10.00368 MHz para un átomo de H de r = 4.00 mm. Pero las líneas adyacentes (H870a y H868a) serían diferentes por solo 0.034 MHz desde la línea H869a, y ampliación de línea podría hacer que estas líneas se "embadurnen" en indistiuguishability. ¿Podría un radiotelescopio extraterrestre de apropiadas  dimensiones y sensibilidad tal vez detectan los átomos de H el tamaño de una moneda de diez centavos (r = 9 mm) produciendo la línea H1303a en 2.969 MHz? Tales enormes átomos vivirían solo en regiones interestelares de una densidad de partículas inimaginablemente baja, y su detección (si existen) sería quizás completamente conjetural. Introduciendo estos átomos de H muy grandes en una clase de química proporciona una novela y un interés. Ilustración de la interdisciplinariedad uso de la teoría de Bohr. Es satisfactorio ver eso el viejo átomo de Bohr H continúa controlando respeto, al menos en el espacio profundo donde es realmente un dominante y figura gigante.

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