E7 Fisica Atomica y Lineas Espectrales

Tópico

El protagonista de este modelo es el átomo, y en particular el átomo de hidrógeno como caso base de todo diagnóstico espectral en astrofísica.

El modelo de Bohr da los niveles de energía posibles de ese átomo de hidrógeno, cada uno de ellos menos profundo que el anterior a medida que crece el número cuántico que lo identifica; las series de Lyman, de Balmer y de Paschen corresponden, cada una, al conjunto de transiciones del átomo que terminan en uno de los tres niveles más bajos, y la fórmula de Rydberg hace que cada una de esas transiciones tenga asociada una longitud de onda exacta y predecible.

El ensanchamiento Doppler térmico, producido por la propia velocidad térmica de ese átomo dentro del gas, fija el ancho mínimo posible que puede tener la línea espectral asociada a cada transición: cuanto mayor es la temperatura del gas, mayor es la velocidad térmica de sus átomos, y eso hace que la línea espectral resultante sea cada vez más ancha.

La ecuación de Boltzmann da, a su vez, la población relativa de cada nivel de ese átomo: a una temperatura dada, la fracción de átomos que ocupan un nivel excitado decae de forma exponencial cuanto mayor es la energía de ese nivel por encima del nivel fundamental. Que la temperatura suba hace que los niveles más altos del átomo se pueblen más, mientras que una mayor separación energética entre dos niveles hace, en cambio, que esos niveles altos queden más despoblados.

La ecuación de Saha extiende ese mismo razonamiento a la ionización del átomo: la razón entre átomos ionizados y átomos neutros crece con la temperatura del gas y decrece cuando hay más electrones libres alrededor de ese átomo. Así, desde el átomo de hidrógeno con el que arranca este documento hasta ese estado de ionización con el que termina, pasando por el modelo de Bohr, el ensanchamiento Doppler térmico y la ecuación de Boltzmann, la física atómica hace que el estado de un mismo átomo —sus niveles poblados, el ancho de sus líneas y su grado de ionización— determine por completo la clasificación espectral de las atmósferas estelares y también el estado observado de las nebulosas.

ID:3928