La notación Siegbahn se utiliza en espectroscopía de rayos X para nombrar las líneas espectrales que son características de los elementos. Fue presentado por Manne Siegbahn .
Las líneas características en los espectros de emisión de rayos X corresponden a transiciones electrónicas atómicas donde un electrón salta a una vacante en una de las capas internas de un átomo. Tal agujero en una capa interna puede haber sido producido por bombardeo con electrones en un tubo de rayos X , por otras partículas como en PIXE , por otros rayos X en fluorescencia de rayos X o por desintegración radiactiva del núcleo del átomo.
Aunque todavía se usa ampliamente en espectroscopía, esta notación no es sistemática y a menudo confusa. Por estas razones, la Unión Internacional de Química Pura y Aplicada (IUPAC) recomienda otra nomenclatura más nueva . La siguiente tabla muestra algunos de los niveles electrónicos comunes con sus nombres en notación Siegbahn y IUPAC.
Nivel de energía bajo | Alto nivel de energía | Notación Siegbahn | Notación IUPAC |
---|---|---|---|
K (1 s −1 ) | L 3 (2p 3/2 −1 ) | Kα 1 | KL 3 |
L 2 (2p 1/2 −1 ) | Kα 2 | KL 2 | |
M 3 (3p 3/2 −1 ) | Kβ 1 | KM 3 | |
M 2 (3p 1/2 −1 ) | Kβ 3 | KM 2 | |
L 3 (2p 3/2 −1 ) | M 5 (3d 5/2 −1 ) | Lα 1 | L 3 -M 5 |
M 4 (3d 3/2 −1 ) | Lα 2 | L 3 -M 4 | |
L 2 (2p 1/2 −1 ) | M 4 (3d 3/2 −1 ) | Lβ 1 | L 2 -M 4 |
M 5 (3d 5/2 −1 ) | N 7 (4f 7/2 −1 ) | Mα 1 | M 5 -N 7 |
Historia
El uso de las letras K y L para denotar rayos X se origina en un artículo de 1911 de Charles Glover Barkla , titulado The Spectra of the Fluorescent Röntgen Radiations . [1] ("Radiación de Röntgen" es un nombre arcaico para "rayos X" ) En 1913, Henry Moseley había diferenciado claramente dos tipos de líneas de rayos X para cada elemento, nombrándolos α y β. [2] En 1914, como parte de su tesis, Ivar Malmer ( sv: Ivar Malmer ), un estudiante de Manne Siegbahn , descubrió que las líneas α y β no eran líneas simples, sino dobletes. En 1916, Siegbahn publicó este resultado en la revista Nature , utilizando lo que se conocería como la notación Siegbahn. [3]
K-alfa
Las líneas de emisión K-alfa resultan cuando un electrón pasa a la capa "K" más interna (número cuántico principal 1) desde un orbital 2p de la segunda capa o capa "L" (con el número cuántico principal 2). La línea es en realidad un doblete, con energías ligeramente diferentes dependiendo de la energía de interacción espín-órbita entre el espín del electrón y el momento orbital del orbital 2p. K-alfa es típicamente, con mucho, la línea espectral de rayos X más fuerte para un elemento bombardeado con energía suficiente para causar una emisión de rayos X de máxima intensidad.
La emisión de K-alfa se compone de dos líneas espectrales, K-alfa 1 y K-alfa 2 (ver figura a la derecha). [4] La emisión de K-alfa 1 es más alta en energía y por lo tanto tiene una longitud de onda más baja que la emisión de K-alfa 2 . Un mayor número de electrones sigue la transición de K-alfa 1 (L 3 → K) en relación con la transición de K-alfa 2 (L 2 → K), lo que hace que la emisión de K-alfa 1 sea más intensa que la de K-alfa 2 . Para todos los elementos, la relación de las intensidades de K-alfa 1 y K-alfa 2 es muy cercana a 2: 1. [5] K-alfa 1 y K-alfa 2 están lo suficientemente cerca en longitud de onda que se utiliza un promedio de las dos longitudes de onda, K-alfa, en difractometría de rayos X sin separación por un monocromador, lo que causaría una pérdida significativa en el intensidad del haz incidente.
La línea análoga del espectro K-alfa en el hidrógeno se conoce como Lyman alfa ; sin embargo, debido a la pequeña carga nuclear del hidrógeno, esta línea está en el rango ultravioleta, no en el rango de los rayos X.
Un ejemplo de líneas K-alfa son las que se ven para el hierro como átomos de hierro que irradian rayos X en espiral hacia un agujero negro en el centro de una galaxia. [6] Para tales propósitos, la energía de la línea se calcula adecuadamente con una precisión de 2 dígitos mediante el uso de la ley de Moseley : E K-alpha1 = (3/4) Ry (Z-1) 2 = (10.2 eV) ( Z - 1) 2 , donde Z es el número atómico y Ry = energía de Rydberg = 13,6 eV. [7] Por ejemplo, K-alfa para el hierro ( Z = 26 ) se calcula de esta manera (10,2 eV) (25) 2 = 6,375 keV . Para fines astrofísicos, el Doppler y otros efectos (como el ensanchamiento gravitacional) muestran la línea K-alfa del hierro con una precisión superior a 6,4 keV. [8] [9] Además, la línea K-alfa en el cobre se utiliza con frecuencia como la fuente principal de radiación de rayos X en los instrumentos de espectrometría de difracción de rayos X (XRD) de laboratorio.
Valores de las energías de transición
- Los valores de diferentes tipos de energías de transición como K α , K β , L α , L β y así sucesivamente para diferentes elementos se pueden encontrar en la base de datos de energías de transición de rayos X del NIST y la base de datos atómica Spectr-W3 para espectroscopía de plasma. [10]
- Los valores de emisión de K-alfa para iones de suma de hidrógeno y similares al helio se pueden encontrar en la Tabla 1-5 del Folleto de datos de rayos X de LBNL. [11]
K-beta
Las emisiones de K-beta, similares a las emisiones de K-alfa, se producen cuando un electrón pasa a la capa "K" más interna (número cuántico principal 1) desde un orbital 3p de la tercera capa o capa "M" (con el número cuántico principal 3).
Los valores se pueden encontrar en la base de datos de energías de transición de rayos X. [12] [13]
Ver también
Referencias
- ^ Barkla, Charles G (1911). "Los espectros de las radiaciones fluorescentes de Röntgen" . The London, Edinburgh y Dublin Philosophical Magazine y Journal of Science . 22 (129): 396–412. doi : 10.1080 / 14786440908637137 .
- ^ Henry Moseley (1913). "Los espectros de alta frecuencia de los elementos" . The London, Edinburgh y Dublin Philosophical Magazine y Journal of Science . 26 (156): 1024-1034. doi : 10.1080 / 14786441308635052 .
- ^ MANNE SIEGBAHN (17 de febrero de 1916). "Relaciones entre las series K y L de los espectros de alta frecuencia" . Naturaleza . 96 (2416): 676. Código Bibliográfico : 1916Natur..96R.676S . doi : 10.1038 / 096676b0 . S2CID 36078913 .
- ^ Clark, CM; Dutrow, BL "Difracción de rayos X monocristalino" . Instrumentación y análisis geoquímicos . Carleton College . Consultado el 22 de abril de 2019 .
- ^ Klug, HP; Alexander, LE (1974). Procedimientos de difracción de rayos X: para materiales policristalinos y amorfos (2ª ed.). John Wiley and Sons, Inc. pág. 86. ISBN 978-0-471-49369-3.
- ^ Fukumura, Keigo; Tsuruta, Sachiko (1 de octubre de 2004). "Perfiles de línea fluorescente de hierro Kα de flujos de acreción en espiral en núcleos galácticos activos" . El diario astrofísico . 613 (2): 700–709. arXiv : astro-ph / 0405337 . Código Bibliográfico : 2004ApJ ... 613..700F . doi : 10.1086 / 423312 . S2CID 119372852 .
- ^ Mohr, Peter J .; Newell, David B .; Taylor, Barry N. (2016). "Valores recomendados por CODATA de las constantes físicas fundamentales: 2014". Reseñas de Física Moderna . 88 (3): 035009. arXiv : 1507.07956 . Código Bibliográfico : 2016RvMP ... 88c5009M . doi : 10.1103 / RevModPhys.88.035009 . S2CID 1115862 .
- ^ "Energías de transición de rayos X - Resultado de la búsqueda" . physics.nist.gov . Consultado el 3 de febrero de 2020 .
- ^ Lee, Julia C .; Iwasawa, Kazushi; Houck, John C .; Fabián, Andrew C .; Marshall, Herman L .; Canizares, Claude R. (10 de mayo de 2002). "La forma de la línea relativista de hierro Kα de MCG −6-30-15 medida con el espectrómetro de rejilla de transmisión de alta energía [ITAL] Chandra [/ ITAL] y el explorador de temporización de rayos X [ITAL] Rossi [/ ITAL]" . El diario astrofísico . 570 (2): L47 – L50. arXiv : astro-ph / 0203523 . Código Bibliográfico : 2002ApJ ... 570L..47L . doi : 10.1086 / 340992 .
- ^ Base de datos Spectr-W3
- ^ Folleto de datos de rayos X del Laboratorio Nacional Lawrence Berkeley [1]
- ^ AtomDB [2]
- ^ Base de datos de energías de transición de rayos X del NIST [3]
- Sistema de nomenclatura para espectroscopia de rayos X (1991) IUPAC .