Dispense del corso di Elementi di Fisica Atomica e Molecolare

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Infatti l'intensità della radiazione ultravioletta emessa da alcune stelle particolarmente calde ètalmente forte che i fotoni riescono a "strappare" gli elettroni agli atomi di idrogeno del mezzointerstellare. Nella successiva ricombinazione ioni-elettroni, questi ultimi finiscono nelle shell piùesterne. Nelle successive transizioni verso lo stato fondamentale, verso cioé livelli energeticiminori, vengono irradiati fotoni. Poichè questo fenomeno avviene contemporaneamente per moltiatomi, la nebulosa prende la colorazione corrispondente all'energia dei fotoni emessi. Il colore dellanebulosa dipende quindi da quali atomi sono presenti.La presenza di atomi di idrogeno, di zolfo o di azoto la rende rossastra, mentre la presenza diossigeno le dà una colorazione verdina.52
Lo spettro degli atomi idrogenoidi in campo magnetico forteVediamo come si modifica lo spettro in presenza di un campo magnetico costante B.Abbiamo visto che i livelli energetici sono dati dalla relazione:E nlm=E n + µ B B(m+2m s ).Poiché valgono le regole di selezione∆l=±1∆m=0, ±1∆m s =0le righe spettrali corrispondenti alle transizioni tra gli stati con numero quantico principale n 1 →n 2avranno energia hω= E n2l’m’ - E n1lm = E n2 -E n1 + µ B B(∆m+2∆m s )= E n2 -E n1 + µ B B(∆m) con ∆m=0, ±1.Si osservano cioè tre righe spettrali (dette tripletto di Lorenz) a energia :⎛ ⎞2hω 0 =En 2 -En 1 = ⎜ 1 1RZ − ⎟2 2⎝ n1n 2 ⎠⎛ ⎞2hω + =En 2 -En 1 +µ B B= ⎜ 1 1RZ − ⎟ +µ⎜ 2 2 ⎟ B B= hω 0 +µ B B⎝ n1n 2 ⎠⎛ ⎞2hω - =En 2 -En 1 -µ B B = ⎜ 1 1RZ − ⎟ -µ 2 2B B=hω 0 -µ B B. Le transizioni permesse in approssimazione⎝ n1n 2 ⎠di dipolo tra gli stati n’d→np sono mostrate nella seguente figura:m s =-1/2m s =1/253
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