E7 Física Atômica e Linhas Espectrais

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O elemento central deste modelo é o átomo, e em particular o átomo de hidrogênio, que serve como base para todos os diagnósticos espectrais em astrofísica.

O modelo de Bohr fornece os possíveis níveis de energia deste átomo de hidrogênio, cada um mais raso que o anterior à medida que o número quântico identificador aumenta. As séries de Lyman, Balmer e Paschen correspondem, cada uma, ao conjunto de transições atômicas que terminam em um dos três níveis de energia mais baixos, e a fórmula de Rydberg garante que cada uma dessas transições tenha um comprimento de onda associado, preciso e previsível.

O alargamento Doppler térmico, produzido pela velocidade térmica do átomo dentro do gás, determina a largura mínima possível da linha espectral associada a cada transição: quanto maior a temperatura do gás, maior a velocidade térmica de seus átomos, resultando em uma linha espectral cada vez mais larga.

A equação de Boltzmann, por sua vez, fornece a população relativa de cada nível de energia desse átomo: a uma dada temperatura, a fração de átomos que ocupam um nível excitado diminui exponencialmente à medida que a energia desse nível aumenta acima do estado fundamental. Um aumento na temperatura faz com que os níveis de energia mais altos do átomo se tornem mais populados, enquanto uma maior separação de energia entre dois níveis, inversamente, faz com que esses níveis mais altos se tornem menos populados.

A equação de Saha estende esse mesmo raciocínio à ionização do átomo: a proporção de átomos ionizados para átomos neutros aumenta com a temperatura do gás e diminui quando há mais elétrons livres ao redor desse átomo. Assim, desde o átomo de hidrogênio com o qual este documento começa até o estado de ionização com o qual termina, passando pelo modelo de Bohr, o alargamento Doppler térmico e a equação de Boltzmann, a física atômica faz com que o estado do próprio átomo — seus níveis populados, a largura de suas linhas e seu grau de ionização — determine completamente a classificação espectral das atmosferas estelares e também o estado observado das nebulosas.

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