O Hidrogênio é o elemento mais simples e abundante do Universo.
O modelo « clássico » do átomo de Hidrogênio é um elétron orbitando um núcleo constituído de um próton.
Os elétrons estão a distâncias precisas do núcleo. Em repouso (n=1), a órbita tem um raio de 10-11 metros (raio clássico de Bohr). O elétron pode ainda estar em órbitas maiores, associados a números inteiros n = 2, 3, 4, ... , ∞
O núcleo possui um raio de 10-15 mètros. O átomo em repouso é, então, 10 000 vezes maior que o núcleo. Se o núcleo tivesse o tamanho de uma esfera de 10 cm, o átomo teria o tamanho de um campo de futebol.
O átomo pode mudar de seu estado fundamental (n=1) a um estado excitado ao absorver um fóton. Ele pode também fazer o caminho contrário, emitindo luz em um determinado comprimento de onda (cor), dependendo do nível de energia entre os estados excitados e fundamental.
A passagem do nível n2 ao nível n1 corresponde a uma emissão (ou absorção) de comprimento de onda λ tal que
com R=1.1x107 m-1
Observatoire de Paris / ASM
Se o átomo recebe energia suficiente, o elétron passa do nível n = 1 ao nível n = ∞. Isto é, o átomo perde seu elétron e torna-se um íon. O comprimento de onda correspondente é 0,91 x 10-6 m (ultra-violeta).
Espectro de emissão (acima) e absorção (abaixo) do Hidrogênio. Crédito :ENS-Lyon, F. Trouillet
Na camada externa de uma estrela, os átomos de Hidrogênio são excitados pelos fótons das estrelas, absorvendo somente as cores que fazem os elétrons irem de um nível a outro. Este mecanismo define os raios espectrais que encontramos no espectro da estrela.