Ver o código fonte de «Liñas de Balmer»

En [[física atómica]] as '''liñas de Balmer''' (tamén chamadas '''Serie de Balmer''') designan un conxunto incluso dentro das seis series diferentes que describen as liñas do espectro de emisión do átomo de [[hidróxeno]]. A serie de Balmer calcúlase mediante a '''fórmula de Balmer''', unha ecuación [[empírica]] descuberta por [[Johann Balmer]] no ano [[1885]].

O [[Espectro electromagnético|espectro]] visible da [[luz]] do [[hidróxeno]] mostra catro [[lonxitude de onda|lonxitudes de onda]], nos 410 [[nm]], 434&nbsp;nm, 486&nbsp;nm e 656&nbsp;nm, que corresponden as emisións de [[fotón]]s por [[electrón]]s en estados excitados de transición do nivel cuántico ''n'' ≥ 3 a ''n'' = 2 sendo ''n'' o nivel cuántico descrito polo [[número cuántico principal]].<ref>C.R. Nave (2006). HyperPhysics: [http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/Hbase/hyde.html#c4 ''Hydrogen Spectrum'']. Georgia State University. Acceso o 1 de marzo de 2008.</ref> Existen tamén liñas de Balmer no [[ultravioleta]], con lonxitudes de onda por debaixo dos 400&nbsp;nm.
[[Ficheiro:Visible_spectrum_of_hydrogen.jpg|750 px|miniatura|centro| O espectro visible das [[espectro do hidróxeno|liñas do espectro de emisión do hidróxeno]] na serie de Balmer (de dereita a esquerda): H-α (alfa) (de cor vermella), H-β, H-γ, e H-δ. As outras dúas (H-ε e H-ζ) localízanse no [[ultravioleta]] cunha lonxitude de onda inferior aos 400 nm.]]

== Información xeral ==
[[Ficheiro:Bohr atom model.svg|miniatura|esquerda|200px| No [[Modelo atómico de Bohr|modelo Rutherford Bohr]] simplificado do átomo de [[hidróxeno]], as liñas de Balmer prodúcense cando un electrón salta ao nivel secundario de enerxía preto do núcleo, dende outros niveis máis distantes. Na ilustración móstrase a emisión de fotóns. A transición <math>\scriptstyle 3 \rightarrow 2</math> produce [[H-α (alfa)]], a primeira liña da serie de Balmer. Para o hidróxeno (<math>Z = 1</math>) dita transición produce a emisión dun fotón con [[lonxitude de onda]] nos 656 nm (vermello).]]

A serie de Balmer caracterízase pola transición dun [[electrón]] do nivel ''n'' ≥ 3 a ''n'' = 2, no que ''n'' se refire ao [[número cuántico radial]] ou [[número cuántico principal]] do electrón -o seu nivel de enerxía-. As transicións noméanse secuencialmente con letras gregas: ''n'' = 3 a ''n'' = 2 coñécese como H-α ("H-alpha"),o salto 4 a 2 como H-β ("H-beta"), o 5 a 2 como H-γ ("H-gamma"), e do 6 a 2 como H-δ ("H-delta"), sendo H o elemento hidróxeno. A primeira destas liñas espectrais esta localizada na parte visible do [[espectro electromagnético]].

{| class="wikitable"
! Transición de <math>n</math>
|align="center"|3→2
|align="center"|4→2
|align="center"|5→2
|align="center"|6→2
|align="center"|7→2
|align="center"|8→2
|align="center"|9→2
|align="center"|<math>\infty</math>→2
|-
! Nome
|align="center"|H-α
|align="center"|H-β
|align="center"|H-γ
|align="center"|H-δ
|align="center"|H-ε
|align="center"|H-ζ 
|align="center"|H-η
|
|-
! [[Lonxitude de onda]] (nm) <ref>''Quantum Physics''; autores:Eisberg e Resnick; editor: John Wiley and Sons, ano 1985, pax.97</ref>
|align="center"|656.3
|align="center"|486.1
|align="center"|434.1
|align="center"|410.2
|align="center"|397.0
|align="center"|388.9
|align="center"|383.5
|align="center"|364.6
|-
! [[Cor]]
|align="center"|[[Vermello]]
|align="center"|[[Azul-verde]]
|align="center"|[[Violeta (color)|Violeta]]
|align="center"|Violeta
|align="center"|([[Ultravioleta]])
|align="center"|(Ultravioleta)
|align="center"|(Ultravioleta)
|align="center"|(Ultravioleta)
|}

Aínda que os físicos xa coñecian as emisións atómicas de fotóns antes de 1885, carecían de ferramentas para unha predición segura de onde se produciría unha liña espectral. A fórmula de Balmer predí catro liñas de absorción/emisión do hidróxeno con grande exactitude. A fórmula de Balmer inspirou a [[Fórmula de Rydberg|Ecuación de Rydberg]] coma unha xeneralización da primeira, e esta á súa vez levou aos físicos a atopar a [[serie de Lyman]], a [[serie de Paschen]] e a [[serie de Brackett]], onde se predecian outras liñas de absorción/emisión do hidróxeno situadas máis aló do [[espectro visible]].

A familiar liña espectral vermella [[H-alpha]] do gas hidróxeno, coma resultado da transición do nivel ''n'' = 3 da serie de Balmer ao nivel ''n'' = 2, é unha das cores visíbeis do universo. Contribúe a dar unha brillante liña vermella no espectro das [[nebulosa de emisión|nebulosas de emisión]] ou nebulosas de ionización, como a [[Nebulosa de Orión]], sendo a miúdo [[rexión H II|rexións H II]] localizadas en rexións de [[formación estelar]]. En fotografías de cor verdadeira (luz visible), estas nebulosas mostran unha cor rosa distintiva froito da combinación das liñas de Balmer que emite o hidróxeno.

Posteriormente, descubriuse que nas liñas espectrais do hidróxeno, cando se observan a moi alta resolución, se atopan dobretes espacialmente pechados. Esta división denomínase [[estrutura fina]]. Constatouse tamén que os electróns excitados podían saltar a serie ''n''=2 dende órbitas nas que ''n'' e maior que 6, emitindo fotóns de cor [[ultravioleta]] na transición.

[[Ficheiro:Orion Nebula - Hubble 2006 mosaic 18000.jpg|miniatura|dereita|200px| A Nebulosa de Orión en luz visible.]]

== A fórmula de Balmer ==
[[Ficheiro:Deuterium lamp 1.png|miniatura|dereita|200px|Dúas das liñas de Balmer (α e β) no espectro de emisión dunha [[lámpada de deuterio]].]]
Balmer sinalaba que un número simple daba a relación de tódalas liñas no espectro do hidróxeno que se atopaba na rexión da [[luz visible]]. O número era 364,56&nbsp;nm. Cóllese un enteiro maior que 2, elévase ao cadrado, e divídese por si mesmo menos 4, o número resultante multiplícase por 364,56, obtendo a lonxitude de onda da liña no espectro visible do hidróxeno. Mediante esta fórmula foi quen de demostrar que certas medicións das liñas que se facían no seu tempo mediante [[espectroscopia]] eran lixeiramente inexactas, e a súa fórmula predecía liñas que foron atopadas máis tarde, sen que fosen previamente observadas. Este número tamén demostrou ser o límite da serie.

A ecuación de Balmer pode usarse para atopar a [[lonxitude de onda]] das liñas de absorción/emisión e representábase orixinalmente (salvo polo cambio de notación da constante de Balmer como ''B'') deste xeito:

:<math>\lambda\ = B\left(\frac{m^2}{m^2 - n^2}\right) = B\left(\frac{m^2}{m^2 - 2^2}\right)</math>

Sendo
:<math>\lambda</math> a lonxitude de onda.
:''B'' a constante cun valor de 3.6456×10<sup>-7</sup> m ou 364,56 nm.
:''n'' e igual a 2
:''m'' e un número enteiro tal que ''m'' > ''n''.

En [[1888]] o físico [[Johannes Rydberg]] xeneralizou a ecuación de Balmer para tódolos estados de transición do átomo de hidróxeno. A ecuación comunmente usada para o cálculo da serie de Balmer é un exemplo específico da [[Fórmula de Rydberg]] e séguese como un simple reaxuste matemático recíproco da fórmula anterior (usando convencionalmente a notación de '''n''' por '''m''' como constante integral simple necesaria):

:<math>\frac{1}{\lambda} = \frac{4}{B}\left(\frac{1}{2^2} - \frac{1}{n^2}\right) = R_\mathrm{H}\left(\frac{1}{2^2} - \frac{1}{n^2}\right) \quad \mathrm{for~} n=3,4,5,...</math>

onde λ é a lonxitude de onda da luz emitida/absorbida, e ''R''<sub>H</sub> é a [[constante de Rydberg]] para o hidróxeno. Véxase que a constante de Rydberg é igual a <math>4/B</math> na fórmula de Balmer, e o seu valor, para un núcleo infinitamente pesado, e de <math>4/(3.6456*10^{-7}</math> metros) = 10,973,731.57 metros<sup>−1</sup>.<ref>{{Cita web |url=http://physics.nist.gov/cuu/Constants/codata.pdf |title=CODATA Recommended Values of the Fundamental Physical Constants: 2006 |work=Committee on Data for Science and Technology (CODATA)|format=PDF}}</ref>

== Papel na astronomía ==
[[Ficheiro:Redshift.svg|miniatura|100px|[[Corremento ao vermello]] das [[liña espectral|liñas espectrais]] no [[espectro visible|espectro óptico]] dun [[supercúmulo]] de galaxias distantes (dereita), comparado co espectro do Sol (esquerda).]]
A serie de Balmer é particularmente útil en [[astronomía]], dado que as liñas de Balmer aparecen en numerosos obxectos estelares debido á abundancia do hidróxeno no [[universo]] e, polo tanto, son relativamente frecuentes e remarcadas en relación ás liñas doutros elementos.

A [[clasificación estelar|clasificación espectral]] das estrelas, que é ante todo a determinación da súa temperatura superficial, está baseada na relativa forza das liñas espectrais, polo que a serie de Balmer en particular é moi importante. Outras características dunha estrela tamén poden ser determinadas mediante unha análise exhaustiva do espectro incluíndo a [[gravidade superficial]] (en relación co tamaño físico) e a súa composición.

Debido a que as liñas de Balmer se poden ver de xeito ordinario no espectro de varios obxectos, a serie pode ser usada para determinar [[Velocidade radial|velocidades radiais]] debido ao [[efecto Doppler]] nas liñas de Balmer. Isto ten importantes implicacións na astronomía, servindo para a detección de [[estrela binaria|estrelas binarias]], [[exoplaneta]]s, obxectos compactos como [[estrela de neutróns|estrelas de neutróns]] e [[burato negro|buratos negros]] (polo movemento do hidróxeno no [[disco de acreción]] do seu redor), identificación de grupos de obxectos con movementos e orixes presumiblemente semellantes ([[grupo en movemento|grupos en movemento]], [[cúmulo estelar|cúmulos estelares]], [[cúmulo galáctico|cúmulos galácticos]], e escombreiras de colisións ou [[supernova]]s), determinación de distancias (en realidade [[corremento ao vermello|corrementos ao vermello]]) de galaxias ou [[quásar]]es, e identificación de obxectos descoñecidos mediante a análise dos seus espectros.

As liñas de Balmer poden aparecer como [[liña espectral|liñas de absorción]] ou [[liña espectral|liñas de emisión]] no espectro, dependendo da natureza do obxecto observado. En [[estrela (astronomía)|estrelas]], as liñas de Balmer son xeralmente de absorción, resultando "máis fortes" en estrelas con temperatura superficial en torno os 10.000 [[kelvin]] ([[tipo espectral]] A). No espectro da meirande parte das galaxias espirais e irregulares, [[galaxia activa|AGNs]], [[Rexión H II|rexións H II]] e [[nebulosa planetaria|nebulosas planetarias]], as liñas de Balmer son liñas de emisión.

No espectro estelar, a liña H-epsilon (transición 7-2) aparece a miúdo mesturada coa liña de absorción causada polo [[calcio]] ionizado, coñecida polos astrónomos como liña "H" (a [[liñas de Fraunhofer|designación orixinal]] feita por [[Joseph von Fraunhofer|Fraunhofer]]). Isto é, a lonxitude de onda do H-epsilon está moi próxima á do CaH a 396,847&nbsp;nm, e non pode resolverse nun espectrómetro de baixa resolución. A liña H-zeta (transición 8-2) atópase mesturada de xeito semellante coa liña do átomo neutro de [[helio]] en estrelas quentes.

== Véxase tamén ==
=== Outros artigos ===
* [[Espectro do hidróxeno]]
* [[Espectroscopia astronómica]]
* [[Clasificación estelar]]
* [[Modelo atómico de Bohr]]
* [[Xustificación teórica e experimental da ecuación de Schrödinger]]
* [[H-alpha]]
* [[Fórmula de Rydberg]]
* [[Espectro electromagnético]]

== Notas ==
{{listaref|1}}
* ''Este artigo baséase total ou parcialmente no artigo [[w:en:Balmer series|Balmer series]] da Wikipedia en inglés ''

{{Control de autoridades}}

[[Categoría:Historia da física]]
[[Categoría:Astrometría]]
[[Categoría:Física nuclear]]
[[Categoría:Espectro electromagnético]]