Linhas de Emissão de Balmer no Óptico

No início do século XX os alemães Robert Wilhelm Bunsen e Gustav Kirchhoff trabalharam em problemas relacionados à estrutura atômica dos elementos químicos. Para estudar a estrutura atômica eles fizeram estuos da radiação emitida pela matéria sólida ou gasosa com o uso de um aparelho chamado espectrógrafo. Através destes estudos estes e outros cientistas começaram a estudar a luz emitida e absorvida pelos diversos elementos químicos e inauguraram uma área chamda espectroscopia.

Um pouco antes disto, em 1666, Newton descobriu o que seria o início da espectroscopia. Os feixes de luz de diferentes cores são refratados (desviados) para diferentes ângulos quando incidem em um prisma. A configuração que se tem ao projetar raios luminosos provenientes no prisma chama-se espectro.

Em 1885, um professor de matemática e latim, Johann Jakob Balmer, dedicou sua vida a expressar relações de harmonia numericamente, onde se baseava nas medidas de Angstrom para os comprimentos de apenas quatro linhas espectrais. Balmer escreveu o termo geral de uma série matemática, que reproduz os comprimentos de onda de cada raio observado do espectro.

As linhas de Balmer correspondem a um conjunto de transições eletrônicas num átomo de hidrogênio de estados exitados para o nível n=2 responsáveis pela emissão de radiação na zona do visível e do ultravioleta próximo. Na época, o modo como Balmer se referiu aos seus estudos sobre o espectro do hidrogênio poderiam ser considerado algo profético, pois a compreensão do átomo de hidrogênio teve muita importância para o desenvolvimento da Física Quântica. Balmer escreveu uma fórmula em termos do inverso do comprimento da onda, chamado número de onda (k).

As principais linhas de Balmer estão listadass na tabela abaixo. São também mostradas algumas linhas de Lyman para comparação. 

Lyα 1216 Å	Lyβ 1026 Å	Lyγ 973 Å	Ly∞912 Å	Hα 6563 Å
Hβ 4861 Å	Hγ 4340 Å	Hδ 4102 Å	H7 3970 Å	H8 3889 Å
H9 3835 Å	H10 3798 Å	H11 3771 Å	H12 3750 Å	H∞ 3646 Å

Tabela 1: Principais Linhas da Série de Balmer e algumas linhas da série de Lyman.

Mesmo com a generalização, a fórmula de Balmer ainda era empírica, pois não era explicada nem pela Mecânica Clássica nem pelo Eletromagnetismo. Porém em 1913 Niels Bohr fez a primeira explicação compatível com os dados de Balmer.

As linhas de Balmer estão presentes em estrelas e galáxias tanto na forma de linhas de absorção como na forma de linhas de emissão. O processo de formação destas linhas é diferente embora o processo físico seja semelhante.

Em estrelas, as linhas aparecem principalmente em absorção devido à presença da atmosfera estelar que absorve fótons provenientes dos seus núcleos. Grande parte das linhas de absorção observadas sâo devidas aos átomos de Hidrogênio que são muito abundantes na atmosfera de estrelas. Os fótons ao encontrarem elétrons ligado ao átomo de hidrogênio fazem estes elétrons ganharem  energia. Estes saltam para camadas superiores de maior energia, mais ainda permanecem ligado ao hidrogênio. Neste processo, a luz ou fótons de comprimentos de onda bem específicos "somem" dos espectros e aparecem na forma de linhas de absorção.

Em galáxias os fótons provenientes do núcleo das estrelas e que "sobreviveram" à viagem atrav[es da atmosfera de estrelas, conseguem escapar para o meio interestelar. Entretanto, as estrelas, estão, muitas vezes, imersas nas nuvens de gás que as originaram. Assim, estes fótons que escapam das estrelas estáo agora sujeitos a colidir com o gás que permeia o meio interestelar. Este gás é rico em hidrogênio e pode absorver parte destes fótons livres. Quando isso ocorre, estados excitados do átomo de hidrogênio podem ser acessados. Entretanto estes estados sáo meta estáveis e duram muito pouco tempo, de forma que os elétrons retornan às suas camadas de origem. Neste processso, chamado decaimento, o átomo de hidrogênio acaba liberando energia na forma de um fóton de luz.  Quando o decaimento ocorre de um n[ivel qualquer (ligado) para o primeiro estado excitado (nível 2), este decaimento ou linha de emissão formada recebe o nome de linha de Balmer, cujas principais transições estão na tabela acima.

Referências:

CARUSO, F. & OGURI, V., Física Moderna: Origens Clássicas e Fundamentos Quânticos. Ed CAMPUS, 2° Tiragem, 2006.
http://www.on.br/site_edu_dist_2011/pdf/modulo2/os_espectros_estelares.pdf
http://astro.if.ufrgs.br/rad/espec/espec.htm

                                  Figura 1: Espectros estelares: classificação espectral