linha espectral - Spectral line


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espectro contínuo
espectro contínuo
linhas de absorção
Linhas de absorção (espectro discreto)
Linhas de absorção para o ar, sob uma iluminação indirecta, com a fonte de luz directa não visível, de modo que o gás não é directamente entre a fonte e o detector. Aqui, linhas de Fraunhofer na luz solar e espalhamento Rayleigh desta luz solar é a "fonte". Este é o espectro de um céu azul pouco perto do horizonte, a leste apontando em cerca de três ou quatro horas (isto é, Sol para o ocidente) num dia claro.

Uma linha espectral é uma linha escura ou clara numa outra forma uniforme e espectro contínuo , resultante da emissão ou absorção de luz numa gama de frequências estreita, em comparação com as frequências próximas. Linhas espectrais são muitas vezes usadas para identificar átomos e moléculas . Estas "impressões digitais" podem ser comparadas com as "impressões digitais" previamente recolhidos de átomos e moléculas, e são, portanto, utilizados para identificar os componentes atómicas e moleculares de estrelas e planetas , o que de outro modo seriam impossíveis.

Tipos de espectros de linha

Espectro contínuo de uma lâmpada incandescente (meio) e linhas de espectro discretas de uma lâmpada fluorescente (inferior)

Linhas espectrais são o resultado da interacção entre um sistema quântico (geralmente átomos , mas, por vezes, moléculas ou núcleos atómicos ) e um único fotão . Quando um fot tem sobre a quantidade de energia para permitir uma mudança no estado de energia do sistema (no caso de um átomo de este é geralmente um electrão mudando orbitais ), o fotão é absorvido. Em seguida, será espontaneamente re-emitida, quer na mesma frequência que o original ou numa cascata, onde a soma das energias dos fotões emitidos irá ser igual à energia de um absorvida (assumindo que o sistema regressa ao seu original Estado).

Uma linha espectral podem ser observadas quer como uma linha de emissão ou de uma linha de absorção . Qual o tipo de linha é observada depende do tipo de material e a sua temperatura em relação a outra fonte de emissão. Uma linha de absorção é produzida quando fotões a partir de uma fonte de espectro quente, largo passar através de um material frio. A intensidade da luz, ao longo de um intervalo de frequência estreita, é reduzida devido à absorção pelo material e re-emissão em direcções aleatórias. Em contraste, uma linha de emissão luminosa é produzido quando fotões a partir de um material quente são detectadas na presença de um largo espectro de uma fonte de frio. A intensidade da luz, ao longo de um intervalo de frequência estreita, é aumentado devido à emissão pelo material.

Linhas espectrais são altamente específicos do átomo, e pode ser usada para identificar a composição química de qualquer meio capaz de permitir que a luz passe através dele. Vários elementos foram descobertos por meios espectroscópicos, incluindo como hélio , tálio , e césio . Linhas espectrais também depender das condições físicas do gás, de modo que são amplamente utilizados para determinar a composição química de estrelas e outros corpos celestes que não podem ser analisados por outros meios, bem como as suas condições físicas.

Excepto interacção átomo de fotão mecanismos podem produzir linhas espectrais. Dependendo da interacção física exacta (com moléculas, as partículas individuais, etc.), a frequência dos fotões envolvidas irão variar amplamente, e as linhas podem ser observadas em todo o espectro electromagnético , a partir de ondas de rádio de raios gama .

Nomenclatura

Linhas espectrais fortes no visível uma parte do espectro, muitas vezes têm uma única linha de Fraunhofer designação, tal como K por uma linha a 393.366 nm emergentes a partir isoladamente ionizado Ca + , embora alguns do Fraunhofer "linhas" são misturas de várias linhas de vários diferente espécies . Em outros casos, as linhas são designados de acordo com o nível de ionização por adição de um numeral romano para a designação do elemento químico , de modo que o Ca + também tem a designação Ca II . Átomos neutros são indicadas com o número romano I, isoladamente átomos ionizados com II, e assim por diante, de modo que, por exemplo, Fe IX (IX, romano 9) corresponde a oito vezes ionizado ferro . Designações mais detalhados geralmente incluem a linha de comprimento de onda e pode incluir um multipleto número (por linhas atómicos) ou designação banda (para linhas moleculares). Muitas linhas espectrais de atómica de hidrogénio também têm designações de sua respectiva série , tal como a série de Lyman ou série de Balmer . Originalmente todas as linhas espectrais foram classificados em séries de séries de Princípio, série afiada , e série difusa . Estes existem série entre átomos de todos os elementos e o princípio combinação Rydberg-Ritz é uma fórmula que prevê o padrão de linhas de ser encontrado em todos os átomos dos elementos. Por esta razão, a base de dados NIST linha espectral contém uma coluna para linhas Ritz calculados. Estas séries foram mais tarde associado com suborbitals.

ampliação da linha e mudança

Uma linha espectral estende-se ao longo de um intervalo de frequências, não uma única frequência (isto é, tem uma largura de linha diferente de zero). Além disso, o seu centro pode ser deslocado a partir do seu comprimento de onda central nominal. Há várias razões para essa ampliação e mudança. Estes motivos podem ser divididos em duas categorias gerais - ampliando devido às condições locais e ampliando devido às condições estendidos. Ampliando devido às condições locais é devido aos efeitos que detêm em uma pequena região ao redor do elemento emissor, geralmente pequeno o suficiente para assegurar o equilíbrio termodinâmico local . Ampliando devido às condições estendidos podem resultar de modificações na distribuição espectral da radiação, uma vez que atravessa o seu caminho para o observador. Pode também resultar da combinação de radiação a partir de uma série de regiões, que estão distantes umas das outras.

Ampliando devido a efeitos locais

ampliação Natural

O princípio da incerteza refere-se a tempo de vida de um estado animado (devido ao decaimento radiativo espontânea ou o processo de Auger ) com a incerteza da sua energia. A curta vida terá uma grande incerteza energia e uma emissão amplo. Este efeito ampliação resulta em um unshifted perfil Lorentzian . O alargamento natural pode ser experimentalmente alterada apenas na medida em que as taxas de decaimento pode ser artificialmente aumentada ou suprimida.

Alargamento Doppler térmica

Os átomos em um gás que são emissores de radiação terá uma distribuição de velocidades. Cada fotão emitido será "vermelho" - ou "azul" -shifted pelo efeito Doppler , dependendo da velocidade do átomo em relação ao observador. Quanto mais elevada for a temperatura do gás, maior a distribuição das velocidades do gás. Uma vez que a linha espectral é uma combinação de toda a radiação emitida, quanto maior for a temperatura do gás, quanto maior for a linha espectral emitida a partir desse gás. Este efeito de ampliação está descrita por um perfil de Gauss e não há nenhuma mudança associada.

ampliação pressão

A presença de partículas vizinhas irá afectar a radiação emitida por uma partícula individual. Há dois casos limites por que isso ocorre:

  • Impacto alargamento pressão ou alargamento de colisão : O colisão de outras partículas com a partícula emissores interrompe o processo de emissão, e encurtando o tempo característico para o processo, aumenta a incerteza sobre a energia emitida (como ocorre em ampliação natural). A duração da colisão é muito mais curta do que a duração do processo de emissão. Este efeito depende tanto da densidade e a temperatura do gás. O efeito de ampliação está descrita por um perfil de Lorentz e pode haver uma mudança associada.
  • Ampliação pressão quasiestático : A presença de outras partículas desloca os níveis de energia na partícula emissores, alterando, assim, a frequência da radiação emitida. A duração da influência é muito maior do que a duração do processo de emissão. Este efeito depende da densidade do gás, mas é bastante insensível à temperatura . A forma do perfil de linha é determinada pela forma funcional da força perturbadora em função da distância a partir da partícula de perturbação. Também pode haver uma mudança no centro da linha. A expressão geral para a LineShape resultante do alargamento pressão quasiestático é uma generalização de 4 parâmetros da distribuição de Gauss conhecida como uma distribuição estável .

ampliação pressão também podem ser classificados pela natureza da força perturbadora da seguinte forma:

  • Linear Stark ampliação ocorre através do efeito Stark linear , que resulta da interacção de um emissor com um campo eléctrico de uma partícula carregada a uma distância , causando uma mudança de energia que é linear na intensidade de campo.
  • Ressonância ampliação ocorre quando a partícula é perturbador do mesmo tipo que o emissor de partícula, que introduz a possibilidade de um processo de troca de energia.
  • Quadrática alargamento Stark ocorre através do efeito Stark quadrática , que resulta da interacção de um emissor com um campo eléctrico, provocando uma mudança na energia que é quadrática na intensidade de campo.
  • Van der Waals ampliação ocorre quando a partícula emissor está a ser perturbado por forças de van der Waals . Para o caso quase-estático, um van der Waals perfil é muitas vezes útil para descrever o perfil. A mudança de energia como uma função de distância é dada nas asas por exemplo o potencial de Lennard-Jones .

alargamento não homogêneo

Ampliação não homogénea é um termo geral para a ampliação porque algumas partículas emissores estão em um ambiente local diferente dos outros, e, portanto, emitem a uma frequência diferente. Este termo é utilizado especialmente para os sólidos, em que as superfícies, fronteiras de grão e variações estequiometria pode criar uma variedade de ambientes de locais para um dado átomo de ocupar. No caso de líquidos, os efeitos de alargamento não homogénea é, por vezes, reduzida por um processo chamado de estreitamento dinâmicas .

Ampliando devido a efeitos não-locais

Certos tipos de ampliação são o resultado de condições mais de uma grande região de espaço em vez de simplesmente em condições que são locais para o emissor de partícula.

ampliação opacidade

A radiação electromagnética emitida a um ponto específico no espaço pode ser reabsorvido à medida que viaja através do espaço. Esta absorção depende do comprimento de onda. A linha é alargada porque os fotões no centro da linha têm uma maior probabilidade de reabsorção do que os fotões com as asas de linha. Na verdade, a reabsorção perto do centro da linha pode ser tão grande a ponto de causar uma auto inversão em que a intensidade no centro da linha é menor do que nas asas. Este processo também é chamado às vezes auto-absorção .

Alargamento Doppler macroscópica

A radiação emitida por uma fonte de movimento está sujeito a desvio Doppler devido a uma velocidade de projecção linha-de-vista finito. Se diferentes partes do corpo emissor têm velocidades diferentes (ao longo da linha de vista), a linha resultante será alargada, com a linha de largura proporcional à largura da distribuição de velocidade. Por exemplo, a radiação emitida a partir de um corpo em rotação distante, tal como uma estrela , será ampliado devido às variações de linha-de-vista em velocidade em lados opostos da estrela. Quanto maior for a velocidade de rotação, o mais ampla da linha. Outro exemplo é uma implosão plasma concha numa Z-pitada .

ampliação radiativo

ampliação radiativo do perfil de absorção espectral ocorre porque a absorção no ressonância no centro do perfil é saturado em intensidades muito mais baixas do que o wings.Therefore off-ressonante, como intensidade sobe, absorção nas asas sobe mais rápida do que a absorção no centro , levando a uma ampliação do perfil. ampliação radiativo ocorre mesmo em intensidades de luz muito baixos.

efeitos combinados

Cada um destes mecanismos pode actuar isoladamente, ou em combinação com outros. Assumindo que cada efeito é independente, o perfil de linha é observada uma convolução dos perfis de linha de cada mecanismo. Por exemplo, uma combinação do alargamento Doppler térmico e o alargamento da pressão de impacto produz um perfil de Voigt .

No entanto, os diferentes mecanismos de linha ampliando nem sempre são independentes. Por exemplo, os efeitos de colisões, e os deslocamentos Doppler dinâmicas podem agir de um modo coerente, resultante, sob algumas condições, mesmo em um colisional estreitamento , conhecido como o efeito Dicke .

linhas espectrais dos elementos químicos

Luz visível

Para cada elemento, a tabela seguinte mostra as linhas espectrais que aparecem no espectro visível , de cerca de 400nm-700nm.

Elemento Z Símbolo linhas espectrais
hidrogênio 1 H visible.png espectro Hidrogénio
hélio 2 Ele visible.png espectro de hélio
lítio 3 Li visible.png espectro de lítio
berílio 4 Estar visible.png espectro de berílio
boro 5 B Boron visible.png espectro
carbono 6 C visible.png espectro de carbono
azoto 7 N visible.png espectro de azoto
oxigênio 8 O visible.png espectro de oxigênio
flúor 9 F visible.png espectro de flúor
néon 10 Ne visible.png espectro Neon
sódio 11 N / D visible.png espectro de sódio
magnésio 12 mg visible.png espectro de magnésio
alumínio 13 al visible.png espectro de alumínio
silício 14 Si visible.png espectro de silício
fósforo 15 P Fósforo visible.png espectro
enxofre 16 S visible.png espectro de enxofre
cloro 17 Cl visible.png espectro de cloro
argão 18 Ar Argon visible.png espectro
potássio 19 K visible.png espectro de potássio
cálcio 20 Ca visible.png espectro de cálcio
escândio 21 Sc visible.png espectro Scandium
titânio 22 Ti visible.png espectro de titânio
vanádio 23 V Vanadium visible.png espectro
crômio 24 Cr visible.png espectro cromo
manganês 25 Mn visible.png espectro de manganês
ferro 26 Fe visible.png espectro de ferro
cobalto 27 co visible.png espectro Cobalt
níquel 28 Ni visible.png espectro de níquel
cobre 29 Cu visible.png espectro de cobre
zinco 30 Zn visible.png espectro de zinco
gálio 31 Ga visible.png espectro de gálio
germânio 32 Ge visible.png espectro de germânio
arsênico 33 Como visible.png espectro Arsenic
selênio 34 Se visible.png espectro de selênio
bromo 35 Br visible.png espectro de bromo
criptônio 36 kr Krypton visible.png espectro
rubídio 37 Rb visible.png espectro de rubídio
estrôncio 38 Sr visible.png espectro de estrôncio
ítrio 39 Y visible.png espectro de ítrio
zircônio 40 zr visible.png espectro de zircônio
nióbio 41 Nb visible.png espectro de nióbio
molibdênio 42 Mo visible.png espectro de molibdênio
tecnécio 43 Tc visible.png espectro de tecnécio
rutênio 44 ru visible.png espectro de rutênio
ródio 45 Rh Ródio visible.png espectro
paládio 46 Pd visible.png espectro Palladium
prata 47 Ag visible.png espectro de prata
cádmio 48 CD visible.png espectro de cádmio
índio 49 Em visible.png espectro de índio
lata 50 Sn visible.png espectro de Estanho
antimônio 51 Sb visible.png espectro de antimônio
telúrio 52 te visible.png espectro de telúrio
iodo 53 Eu visible.png espectro de iodo
xênon 54 Xe Xenon visible.png espectro
césio 55 Cs visible.png espectro de césio
bário 56 BA visible.png espectro de bário
lantânio 57 La visible.png espectro de lantânio
cério 58 Ce visible.png espectro de cério
praseodímio 59 Pr Praseodímio visible.png espectro
neodímio 60 Nd visible.png espectro de neodímio
promécio 61 PM Promethium visible.png espectro
samário 62 Sm Samário visible.png espectro
európio 63 Eu visible.png espectro de európio
gadolínio 64 Gd visible.png espectro de gadolínio
térbio 65 tuberculose Térbio visible.png espectro
disprósio 66 Dy visible.png espectro de disprósio
holmium 67 Ho visible.png espectro Holmium
erbium 68 Er Erbium visible.png espectro
túlio 69 Tm Túlio visible.png espectro
itérbio 70 Yb visible.png espectro itérbio
lutécio 71 Lu visible.png espectro lutécio
háfnio 72 hf visible.png espectro de háfnio
tântalo 73 Ta Tântalo visible.png espectro
tungstênio 74 W visible.png espectro de tungstênio
rênio 75 Rênio visible.png espectro
ósmio 76 Os visible.png espectro de ósmio
irídio 77 Ir visible.png espectro Iridium
platina 78 Pt visible.png espectro Platinum
ouro 79 Au visible.png espectro de ouro
mercúrio 80 Hg visible.png espectro Mercury
tálio 81 Tl visible.png espectro de tálio
conduzir 82 Pb visible.png espectro de chumbo
bismuto 83 Bi Bismuth visible.png espectro
polônio 84 Po visible.png espectro Polonium
radão 86 Rn Radon visible.png espectro
rádio 88 Ra visible.png espectro Radium
actínio 89 CA visible.png espectro Actinium
tório 90 º visible.png espectro de tório
protactínio 91 Pa Protactinium visible.png espectro
urânio 92 você visible.png espectro de urânio
neptúnio 93 Np visible.png espectro Neptunium
plutônio 94 Pu visible.png espectro de plutônio
amerício 95 Sou visible.png espectro amerício
curandeiro 96 Cm visible.png espectro cúrio
berkelium 97 Bk visible.png espectro Berkelium
californium 98 Cf visible.png espectro Californium
einsteinium 99 Es Einsteinium visible.png espectro

outros comprimentos de onda

Sem qualificação, "linhas espectrais" geralmente implica que se está falando sobre linhas com comprimentos de onda que se enquadram na faixa do espectro visível. No entanto, existem também muitas linhas espectrais que mostram-se em comprimentos de onda fora desta gama. Nos comprimentos de onda muito mais curtos de raios X, estes são conhecidos como raios X característicos . Outras frequências têm linhas espectrais atómicos, bem como a série de Lyman , que cai no ultravioleta gama.

Veja também

Notas

Referências

Outras leituras