Modele planetaire de l`atome d`hydrogene

C`est en effet la longueur d`onde observée expérimentalement, correspondant à la deuxième ligne bleu-vert dans la série Balmer. Plus impressionnant est le fait que la même recette simple prédit toutes les lignes de spectre d`hydrogène, y compris les nouvelles observées dans les expériences ultérieures. Qu`est-ce que la nature nous dit? Ces deux dernières équations peuvent être utilisées pour calculer les rayons des orbites d`électrons autorisés (quantisés) dans tout atome semblable à l`hydrogène. Il est impressionnant que la formule donne la taille correcte de l`hydrogène, qui est mesurée expérimentalement pour être très proche du rayon de Bohr. L`équation précédente nous indique également que le rayon orbital est proportionnel à N2, N2, taille 12 {n rSup {taille 8 {2}}} {} comme illustré dans la figure 13,19. D`après les hypothèses de Bohr, nous allons maintenant dériver un certain nombre de propriétés importantes de l`atome d`hydrogène de la physique classique que nous avons couverte dans le texte. Nous commençons par noter la force centripète qui provoque l`électron à suivre un chemin circulaire est fourni par la force Coulomb. Pour être plus général, nous notons que cette analyse est valable pour tout atome à électron unique. Donc, si un noyau a ZZ taille 12 {Z} {} protons (Z = 1 (Z = 1 taille 12 {Z = 1} {} pour l`hydrogène, 2 pour l`hélium, etc.) et un seul électron, cet atome est appelé un atome d`hydrogène. Les spectres des ions hydrogène ressemblent à de l`hydrogène, mais ils sont déplacés vers une énergie plus élevée par la force plus attrayante entre l`électron et le noyau. L`amplitude de la force centripète est MEV2/RN, MEV2/RN, taille 12 {m rSub {taille 8 {e}} v rSup {taille 8 {2}}/r rSub {taille 8 {n}}} {} alors que la force de Coulomb est kZqeqe/RN2. kZqeqe/RN2. taille 12 {k gauche (ital “ZQ” rSub {taille 8 {e}} droite) gauche (q rSub {taille 8 {e}} droite)/r rSub {taille 8 {n}} rSup {taille 8 {2}}} {} l`hypothèse tacite est que le noyau est plus massif que l`électron stationnaire, et les orbites électroniques à ce sujet.

Ceci est cohérent avec le modèle planétaire de l`atome. Assimiler ces l`énergie d`un photon émis par un atome d`hydrogène est donnée par la différence de deux niveaux d`énergie de l`hydrogène: lorsque nous utilisons un prisme pour analyser la lumière blanche provenant du soleil, plusieurs lignes sombres dans le spectre solaire sont observées (figure). Les lignes d`absorption solaire sont appelées lignes de Fraunhofer après Joseph von Fraunhofer, qui a mesuré avec précision leurs longueurs d`onde. En 1854 – 1861, Gustav Kirchhoff et Robert Bunsen découvrent que, pour les divers éléments chimiques, le spectre d`émission d`un élément correspond exactement à son spectre d`absorption des lignes. La différence entre le spectre d`absorption et le spectre d`émission est expliquée dans la figure. Un spectre d`absorption est observé lorsque la lumière traverse un gaz. Ce spectre apparaît comme des lignes noires qui se produisent seulement à certaines longueurs d`onde sur le fond du spectre continu de la lumière blanche (figure). Les longueurs d`onde manquantes nous indiquent quelles longueurs d`onde du rayonnement sont absorbées par le gaz. Le spectre d`émission est observé lorsque la lumière est émise par un gaz.

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