Línea espectral

Fenómeno óptico

Líneas de emisión ( espectro discreto )

Líneas de absorción (espectro discreto)

Líneas de absorción de aire, bajo iluminación indirecta, con la fuente de luz directa no visible, para que el gas no esté directamente entre la fuente y el detector. Aquí, las líneas de Fraunhofer en la luz solar y la dispersión de Rayleigh de esta luz solar es la "fuente". Este es el espectro de un cielo azul algo cerca del horizonte, apuntando hacia el este alrededor de las 3 o 4 pm (es decir, el Sol hacia el oeste ^{[se necesita aclaración ]} ) en un día despejado.

Una línea espectral es una línea oscura o brillante en un espectro por lo demás uniforme y continuo , que resulta de la emisión o absorción de luz en un rango de frecuencia estrecho, en comparación con las frecuencias cercanas. Las líneas espectrales se utilizan a menudo para identificar átomos y moléculas . Estas "huellas dactilares" se pueden comparar con las "huellas dactilares" recogidas previamente de átomos ^[1] y moléculas, ^[2] y, por lo tanto, se utilizan para identificar los componentes atómicos y moleculares de estrellas y planetas , lo que de otro modo sería imposible.

Tipos de espectros de líneas

Espectro continuo de una lámpara incandescente (centro) y líneas de espectro discretas de una lámpara fluorescente (abajo)

Las líneas espectrales son el resultado de la interacción entre un sistema cuántico (generalmente átomos , pero a veces moléculas o núcleos atómicos ) y un solo fotón . Cuando un fotón tiene aproximadamente la cantidad correcta de energía (que está conectado a su frecuencia) ^[3] para permitir un cambio en el estado de energía del sistema (en el caso de un átomo de esto es por lo general un electrón cambiar orbitales), el fotón se absorbe. Luego se volverá a emitir espontáneamente, ya sea en la misma frecuencia que el original o en cascada, donde la suma de las energías de los fotones emitidos será igual a la energía del absorbido (asumiendo que el sistema vuelve a su estado original). estado). ^{[ cita requerida ]}

Una línea espectral puede observarse como una línea de emisión o una línea de absorción . El tipo de línea que se observa depende del tipo de material y su temperatura en relación con otra fuente de emisión. Se produce una línea de absorción cuando los fotones de una fuente caliente de amplio espectro atraviesan un material frío. La intensidad de la luz, en un rango de frecuencia estrecho, se reduce debido a la absorción por el material y la reemisión en direcciones aleatorias. Por el contrario, se produce una línea de emisión brillante cuando se detectan fotones de un material caliente en presencia de un amplio espectro de una fuente fría. La intensidad de la luz, en un rango de frecuencia estrecho, aumenta debido a la emisión del material.

Las líneas espectrales son altamente específicas de los átomos y se pueden utilizar para identificar la composición química de cualquier medio capaz de dejar pasar la luz. Se descubrieron varios elementos por medios espectroscópicos, incluidos helio , talio y cesio . Las líneas espectrales también dependen de las condiciones físicas del gas, por lo que son muy utilizadas para determinar la composición química de estrellas y otros cuerpos celestes que no se pueden analizar por otros medios, así como sus condiciones físicas.

Los mecanismos distintos de la interacción átomo-fotón pueden producir líneas espectrales. Dependiendo de la interacción física exacta (con moléculas, partículas individuales, etc.), la frecuencia de los fotones involucrados variará ampliamente y se pueden observar líneas a través del espectro electromagnético , desde ondas de radio hasta rayos gamma .

Nomenclatura

Las líneas espectrales fuertes en la parte visible del espectro a menudo tienen una designación de línea de Fraunhofer única , como K para una línea a 393,366 nm que emerge de Ca ⁺ ionizado individualmente , aunque algunas de las "líneas" de Fraunhofer son mezclas de múltiples líneas de varias diferentes especies . En otros casos, las líneas se designan de acuerdo con el nivel de ionización agregando un número romano a la designación del elemento químico . Los átomos neutros se indican con el número romano I, los átomos ionizados individualmente con II, y así sucesivamente, de modo que, por ejemplo, Fe IX representa ocho veces el hierro ionizado..

Las designaciones más detalladas generalmente incluyen la longitud de onda de la línea y pueden incluir un número de multiplete (para líneas atómicas) o designación de banda (para líneas moleculares). Muchas líneas espectrales de hidrógeno atómico también tienen designaciones dentro de sus respectivas series , como la serie Lyman o la serie Balmer . Originalmente, todas las líneas espectrales se clasificaron en series: la serie Principal , la serie Sharp y la serie Difusa . Estas series existen en los átomos de todos los elementos, y los patrones para todos los átomos están bien predichos por la fórmula de Rydberg-Ritz.. Posteriormente, estas series se asociaron con suborbitales.

Ampliación de línea y desplazamiento

Hay varios efectos que controlan la forma de la línea espectral . Una línea espectral se extiende sobre un rango de frecuencias, no una sola frecuencia (es decir, tiene un ancho de línea distinto de cero). Además, su centro puede desplazarse de su longitud de onda central nominal. Hay varias razones para esta ampliación y este cambio. Estas razones pueden dividirse en dos categorías generales: la ampliación debido a las condiciones locales y la ampliación debido a las condiciones extendidas. El ensanchamiento debido a las condiciones locales se debe a efectos que se mantienen en una pequeña región alrededor del elemento emisor, generalmente lo suficientemente pequeña como para asegurar el equilibrio termodinámico local.. El ensanchamiento debido a condiciones extendidas puede resultar de cambios en la distribución espectral de la radiación a medida que atraviesa su camino hacia el observador. También puede resultar de la combinación de radiación de varias regiones que están lejos unas de otras.

Ampliación debido a efectos locales

Ampliación natural

La vida útil de los estados excitados da como resultado una ampliación natural, también conocida como ampliación de la vida útil. El principio de incertidumbre relaciona la vida útil de un estado excitado (debido a la desintegración radiativa espontánea o el proceso Auger ) con la incertidumbre de su energía. Algunos autores utilizan el término "ensanchamiento radiativo" para referirse específicamente a la parte del ensanchamiento natural causado por la desintegración radiativa espontánea. ^[4] Una vida útil corta tendrá una gran incertidumbre energética y una emisión amplia. Este efecto de ampliación da como resultado un perfil lorentziano sin cambios . El ensanchamiento natural se puede alterar experimentalmente solo en la medida en que las tasas de desintegración se puedan suprimir o mejorar artificialmente. ^[5]

Ampliación de Doppler térmico

Los átomos de un gas que emiten radiación tendrán una distribución de velocidades. Cada fotón emitido será "rojo" - o "azul" - desplazado por el efecto Doppler dependiendo de la velocidad del átomo en relación con el observador. Cuanto mayor sea la temperatura del gas, más amplia será la distribución de velocidades en el gas. Dado que la línea espectral es una combinación de toda la radiación emitida, cuanto mayor es la temperatura del gas, más amplia es la línea espectral emitida por ese gas. Este efecto de ampliación se describe mediante un perfil gaussiano y no hay ningún cambio asociado.

Ampliación de presión

La presencia de partículas cercanas afectará la radiación emitida por una partícula individual. Hay dos casos límite en los que esto ocurre:

• Ensanchamiento de la presión de impacto o ensanchamiento por colisión : La colisión de otras partículas con la partícula emisora ​​de luz interrumpe el proceso de emisión y, al acortar el tiempo característico del proceso, aumenta la incertidumbre en la energía emitida (como ocurre en el ensanchamiento natural). ^[6] La duración de la colisión es mucho más corta que la vida útil del proceso de emisión. Este efecto depende tanto de la densidad como de la temperatura del gas. El efecto de ampliación se describe mediante un perfil de Lorentz y puede haber un cambio asociado.
• Ampliación de la presión cuasiestática : la presencia de otras partículas cambia los niveles de energía en la partícula emisora, ^{[ aclaración necesaria ]} alterando así la frecuencia de la radiación emitida. La duración de la influencia es mucho más larga que la vida útil del proceso de emisión. Este efecto depende de la densidad del gas, pero es bastante insensible a la temperatura . La forma del perfil de la línea está determinada por la forma funcional de la fuerza perturbadora con respecto a la distancia de la partícula perturbadora. También puede haber un cambio en el centro de la línea. La expresión general para la forma lineal resultante del ensanchamiento de la presión cuasiestática es una generalización de 4 parámetros de la distribución gaussiana conocida comodistribución estable . ^[7]

El ensanchamiento de presión también puede clasificarse por la naturaleza de la fuerza perturbadora de la siguiente manera:

• El ensanchamiento lineal de Stark se produce a través del efecto lineal de Stark , que resulta de la interacción de un emisor con un campo eléctrico de una partícula cargada a distancia.${\displaystyle r}$, provocando un cambio de energía que es lineal en la intensidad del campo. ${\displaystyle (\Delta E\sim 1/r^{2})}$
• El ensanchamiento de la resonancia ocurre cuando la partícula perturbadora es del mismo tipo que la partícula emisora, lo que introduce la posibilidad de un proceso de intercambio de energía.${\displaystyle (\Delta E\sim 1/r^{3})}$
• El ensanchamiento cuadrático de Stark se produce a través del efecto cuadrático de Stark , que resulta de la interacción de un emisor con un campo eléctrico, lo que provoca un cambio de energía cuadrático en la intensidad del campo.${\displaystyle (\Delta E\sim 1/r^{4})}$
• El ensanchamiento de Van der Waals ocurre cuando la partícula emisora ​​está siendo perturbada por fuerzas de Van der Waals . Para el caso cuasiestático, un perfil de Van der Waals ^{[nota 1]} suele ser útil para describir el perfil. El cambio de energía en función de la distancia ^{[ definición necesaria ]} se da en las alas, por ejemplo, por el potencial de Lennard-Jones .${\displaystyle (\Delta E\sim 1/r^{6})}$

Ampliación no homogénea

El ensanchamiento no homogéneo es un término general para el ensanchamiento porque algunas partículas emisoras se encuentran en un entorno local diferente de otras y, por lo tanto, emiten a una frecuencia diferente. Este término se usa especialmente para sólidos, donde las superficies, los límites de grano y las variaciones de estequiometría pueden crear una variedad de entornos locales para que los ocupe un átomo determinado. En los líquidos, los efectos del ensanchamiento no homogéneo a veces se reducen mediante un proceso llamado estrechamiento por movimiento .

Ampliación debido a efectos no locales

Ciertos tipos de ensanchamiento son el resultado de condiciones en una gran región del espacio y no simplemente de condiciones que son locales a la partícula emisora.

Ampliación de opacidad

La radiación electromagnética emitida en un punto particular del espacio puede reabsorberse a medida que viaja a través del espacio. Esta absorción depende de la longitud de onda. La línea se ensancha porque los fotones en el centro de la línea tienen una mayor probabilidad de reabsorción que los fotones en las alas de la línea. De hecho, la reabsorción cerca del centro de la línea puede ser tan grande que provoque una autoinversión en la que la intensidad en el centro de la línea sea menor que en las alas. Este proceso también se denomina a veces ensimismamiento .

Ampliación Doppler macroscópica

La radiación emitida por una fuente en movimiento está sujeta al desplazamiento Doppler debido a una proyección de velocidad finita en la línea de visión. Si diferentes partes del cuerpo emisor tienen diferentes velocidades (a lo largo de la línea de visión), la línea resultante se ampliará, con el ancho de la línea proporcional al ancho de la distribución de velocidad. Por ejemplo, la radiación emitida por un cuerpo giratorio distante, como una estrella , se ampliará debido a las variaciones de velocidad en la línea de visión en lados opuestos de la estrella. Cuanto mayor sea la velocidad de rotación, más amplia será la línea. Otro ejemplo es una capa de plasma que implosiona en un Z-pinch .

Efectos combinados

Cada uno de estos mecanismos puede actuar de forma aislada o en combinación con otros. Suponiendo que cada efecto es independiente, el perfil de línea observado es una convolución de los perfiles de línea de cada mecanismo. Por ejemplo, una combinación del ensanchamiento térmico Doppler y el ensanchamiento de la presión de impacto produce un perfil de Voigt .

Sin embargo, los diferentes mecanismos de ampliación de línea no siempre son independientes. Por ejemplo, los efectos de colisión y los cambios Doppler de movimiento pueden actuar de manera coherente, dando como resultado en algunas condiciones incluso un estrechamiento de colisión , conocido como efecto Dicke .

Líneas espectrales de elementos químicos

Bandas

La frase "líneas espectrales", cuando no se califica, generalmente se refiere a líneas que tienen longitudes de onda en la banda visible del espectro electromagnético completo . Muchas líneas espectrales ocurren en longitudes de onda fuera de este rango. En longitudes de onda más cortas, que corresponden a energías más altas, las líneas espectrales ultravioleta incluyen la serie Lyman de hidrógeno . En las longitudes de onda mucho más cortas de los rayos X , las líneas se conocen como rayos X característicos porque permanecen prácticamente sin cambios para un elemento químico dado, independientemente de su entorno químico. Las longitudes de onda más largas corresponden a energías más bajas, donde las líneas espectrales infrarrojas incluyen elSerie Paschen de hidrógeno. En longitudes de onda aún más largas, el espectro de radio incluye la línea de 21 cm utilizada para detectar hidrógeno neutro en todo el cosmos .

Luz visible

Para cada elemento, la siguiente tabla muestra las líneas espectrales que aparecen en el espectro visible a aproximadamente 400-700 nm.

v t mi Líneas espectrales de los elementos químicos.
Elemento	Z	Símbolo	Líneas espectrales
hidrógeno	1	H
helio	2	Él
litio	3	Li
berilio	4	Ser
boro	5	B
carbón	6	C
nitrógeno	7	norte
oxígeno	8	O
flúor	9	F
neón	10	Nordeste
sodio	11	N / A
magnesio	12	Mg
aluminio	13	Alabama
silicio	14	Si
fósforo	15	PAG
azufre	dieciséis	S
cloro	17	Cl
argón	18	Arkansas
potasio	19	K
calcio	20	California
escandio	21	Carolina del Sur
titanio	22	Ti
vanadio	23	V
cromo	24	Cr
manganeso	25	Minnesota
planchar	26	Fe
cobalto	27	Co
níquel	28	Ni
cobre	29	Cu
zinc	30	Zn
galio	31	Georgia
germanio	32	Ge
arsénico	33	Como
selenio	34	Se
bromo	35	Br
criptón	36	Kr
rubidio	37	Rb
estroncio	38	Sr
itrio	39	Y
circonio	40	Zr
niobio	41	Nótese bien
molibdeno	42	Mes
tecnecio	43	Tc
rutenio	44	Ru
rodio	45	Rh
paladio	46	Pd
plata	47	Ag
cadmio	48	CD
indio	49	En
estaño	50	Sn
antimonio	51	Sb
telurio	52	Te
yodo	53	I
xenón	54	Xe
cesio	55	Cs
bario	56	Licenciado en Letras
lantano	57	La
cerio	58	Ce
praseodimio	59	Pr
neodimio	60	Dakota del Norte
prometeo	61	Pm
samario	62	Sm
europio	63	UE
gadolinio	64	Di-s
terbio	sesenta y cinco	Tuberculosis
disprosio	66	Dy
holmio	67	Ho
erbio	68	Er
tulio	69	Tm
iterbio	70	Yb
lutecio	71	Lu
hafnio	72	Hf
tantalio	73	Ejército de reserva
tungsteno	74	W
renio	75	Re
osmio	76	Os
iridio	77	Ir
platino	78	Pt
oro	79	Au
talio	81	Tl
dirigir	82	Pb
bismuto	83	Bi
polonio	84	Correos
radón	86	Rn
radio	88	Real academia de bellas artes
actinio	89	C.A
torio	90	Th
protactinio	91	Pensilvania
uranio	92	U
neptunio	93	Notario público
plutonio	94	Pu
americio	95	Soy
curio	96	Cm
berkelio	97	Bk
californio	98	Cf
einstenio	99	Es

Ver también

• Espectro de absorción
• Línea espectral atómica
• Modelo de Bohr
• Configuración electronica
• Espectro de emisión
• Transformada de Fourier
• Línea Fraunhofer
• Tabla de espectros de emisión de lámparas de descarga de gas
• Línea de hidrógeno ( línea de 21 cm)
• Serie espectral de hidrógeno
• Espectroscopia
• Splatalogue

Notas

1. "Perfil de Van der Waals" aparece en minúsculas en casi todas las fuentes, como: Mecánica estadística de la superficie líquida por Clive Anthony Croxton, 1980, Una publicación de Wiley-Interscience, ISBN  0-471-27663-4 , ISBN 978-0 -471-27663-0 ; y en Journal of Technical Physics, Volumen 36, por Instytut Podstawowych Problemów Techniki (Polska Akademia Nauk), editor: Państwowe Wydawn. Naukowe., 1995, 

Referencias

1. Kramida, Alexander; Ralchenko, Yuri (1999), NIST Atomic Spectra Database, NIST Standard Reference Database 78 , National Institute of Standards and Technology , consultado el 27 de junio de 2021
2. Rothman, LS; Gordon, IE; Babikov, Y .; Barbe, A .; Chris Benner, D .; Bernath, PF; Birk, M .; Bizzocchi, L .; Boudon, V .; Brown, LR; Campargue, A .; Chance, K .; Cohen, EA; Coudert, LH; Devi, VM; Drouin, BJ; Fayt, A .; Flaud, J.-M .; Gamache, RR; Harrison, JJ; Hartmann, J.-M .; Hill, C .; Hodges, JT; Jacquemart, D .; Jolly, A .; Lamouroux, J .; Le Roy, RJ; Li, G .; Long, DA; et al. (2013). "La base de datos espectroscópica molecular HITRAN2012" . Revista de espectroscopia cuantitativa y transferencia radiativa . 130 : 4-50. Código bibliográfico : 2013JQSRT.130 .... 4R . doi : 10.1016 / j.jqsrt.2013.07.002 . ISSN 0022-4073 . 
3. Einstein, Albert (1905). " En un punto de vista heurístico sobre la producción y transformación de la luz ".
4. Krainov, Vladimir; Reiss, Howard; Smirnov, Boris (1997). Procesos radiativos en física atómica . Wiley. doi : 10.1002 / 3527605606 . ISBN 978-0-471-12533-4.
5. Por ejemplo, en el siguiente artículo, la descomposición se suprimió a través de una cavidad de microondas, reduciendo así el ensanchamiento natural: Gabrielse, Gerald; H. Dehmelt (1985). "Observación de la emisión espontánea inhibida". Cartas de revisión física . 55 (1): 67–70. Código Bibliográfico : 1985PhRvL..55 ... 67G . doi : 10.1103 / PhysRevLett.55.67 . PMID 10031682 . 
6. "Ampliación por colisión" . Fas.harvard.edu. Archivado desde el original el 24 de septiembre de 2015 . Consultado el 24 de septiembre de 2015 .
7. Melocotón, G. (1981). "Teoría del ensanchamiento y desplazamiento de la presión de las líneas espectrales" . Avances en Física . 30 (3): 367–474. Código bibliográfico : 1981AdPhy..30..367P . doi : 10.1080 / 00018738100101467 . Archivado desde el original el 14 de enero de 2013.

Lectura adicional

• Griem, Hans R. (1997). Principios de la espectroscopia de plasma . Prensa de la Universidad de Cambridge. ISBN 0-521-45504-9.
• Griem, Hans R. (1974). Ampliación de la línea espectral por plasma . Nueva York: Academic Press . ISBN 0-12-302850-7.
• Griem, Hans R. (1964). Espectroscopia de plasma . Nueva York: McGraw-Hill Book Company.