Pickering series - Pickering series

A série Pickering (também conhecida como série Pickering-Fowler ) consiste em três linhas de hélio ionizado isoladamente encontrado, geralmente em absorção, no espectro de estrelas quentes como estrelas Wolf-Rayet . O nome vem de Edward Charles Pickering e Alfred Fowler . As linhas são produzidas por transições de um nível de energia superior de um elétron para um nível com número quântico principal n  = 4. As linhas têm comprimentos de onda:

  • 4339  Å ( n  = 10 a n  = 4)
  • 4541 Å ( n  = 9 a n  = 4)
  • 4859 Å ( n  = 8 a n  = 4)
  • 5412 Å ( n  = 7 a n  = 4)
  • 6560 Å ( n  = 6 a n  = 4)
  • 10124 Å ( n  = 5 a n  = 4)

As transições dos estados even-n se sobrepõem às linhas de hidrogênio e, portanto, são mascaradas em espectros estelares de absorção típicos. No entanto, eles são vistos em emissão nos espectros de estrelas Wolf-Rayet, já que essas estrelas têm pouco ou nenhum hidrogênio.

Em 1896, Pickering publicou observações de linhas até então desconhecidas no espectro da estrela Zeta Puppis . Pickering atribuiu a observação a uma nova forma de hidrogênio com níveis de transição de meio-inteiro . Fowler conseguiu produzir linhas semelhantes a partir de uma mistura de hidrogênio-hélio em 1912 e apoiou a conclusão de Pickering quanto à sua origem. Niels Bohr , no entanto, incluiu uma análise da série em sua 'trilogia' sobre a estrutura atômica e concluiu que Pickering e Fowler estavam errados e que as linhas espectrais surgem em vez do hélio ionizado , He + . Fowler estava inicialmente cético, mas acabou convencido de que Bohr estava correto, e em 1915 "os espectroscopistas haviam transferido [a série Pickering] definitivamente [do hidrogênio] para o hélio". O trabalho teórico de Bohr na série Pickering demonstrou a necessidade de "um reexame de problemas que pareciam já ter sido resolvidos dentro das teorias clássicas" e forneceu uma confirmação importante para sua teoria atômica.

Veja também

Referências

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