Serie Pickering

La serie de Pickering (también conocida como serie de Pickering-Fowler ) consta de tres líneas de helio ionizado una vez 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 superior 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 n 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 ningún 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 semi-enteros . ^{[ 4 ] [ 5 ]} Fowler logró producir líneas similares a partir de una mezcla de hidrógeno-helio en 1912, y apoyó la conclusión de Pickering sobre 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 una vez , He ⁺ . ^{[ 10 ]} Fowler inicialmente se mostró escéptico ^{[ 11 ]} pero finalmente se convenció ^{[ 12 ]} de que Bohr tenía razón, ^{[ 7 ]} y para 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 "una reevaluación de problemas que parecían ya resueltos dentro de las teorías clásicas" y proporcionó una importante confirmación para su teoría atómica. ^{[ 1 ]}

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

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

El límite teórico para la longitud de onda en la ecuación de Pickering-Fowler viene dado por: ${\displaystyle \lambda _{\infty }^{\text{PF}}={\frac {4}{R_{\infty }}}}$, que es aproximadamente 364,556 nm, que es el mismo límite que en la serie de Balmer ( serie espectral de hidrógeno para${\displaystyle n_{2}=2}$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 transiciones parciales ("medio hidrógeno"). Sin embargo, Niels Bohr demostró, utilizando su modelo, que se debía al helio ionizado una sola vez.${\displaystyle {}_{2}{\text{Él}}^{+}}$, un átomo similar al hidrógeno . Esto también demuestra la predictibilidad del modelo de Bohr.

• PROTOHIDRÓGENO