Оваа статија е кандидат за добри статии

Спектрална линија

Од Википедија, бесплатната енциклопедија
Одете на навигација Одете на пребарување
Од горе надолу: континуиран спектар без линии; спектар што се состои од неколку линии за емисија ; континуиран спектар со апсорпциони линии
Спектар со апсорпциони линии означени со стрели во графичка претстава

Спектрална линија - тесен дел од спектарот на електромагнетно зрачење , каде што интензитетот на зрачењето е зголемен или ослабен во споредба со соседните региони на спектарот. Во првиот случај, линијата се нарекува емисија , во втората - линија за апсорпција . Позицијата на една линија во спектарот обично се одредува со бранова должина , фреквенција или енергија на фотонот .

Најчесто, спектралните линии се појавуваат при транзиција помеѓу дискретни нивоа на енергија во квантните системи : молекули , атоми и јони , како и атомски јадра . За секој хемиски елемент, атомите и јоните имаат своја структура на нивоа на енергија, а нивниот сет на спектрални линии е единствен, што значи дека спектралните линии може да се користат за да се одреди присуството и квантитативната содржина на одредени хемиски елементи во предметот што се испитува.

Спектралните линии се мали, но не се еднобојни . Распределбата на интензитетот на зрачењето во линијата се нарекува профил или контура на спектралната линија , чија форма зависи од многу фактори наречени механизми за проширување. Меѓу нив се природната ширина на спектралната линија , проширувањето на Доплер и други ефекти.

Спектрални линии се забележани во сите опсези на електромагнетно зрачење : од гама зраци до радио бранови , а линиите во различни опсези се должат на различни процеси: на пример, линиите на атомски јадра спаѓаат во опсегот на гама и Х-зраци , и разни линии на молекули - главно во опсегот на инфрацрвени и радио бранови ... Профилите и карактеристиките на спектралните линии содржат различни информации за условите на животната средина од каде настанале.

Опис

Спектралните линии претставуваат тесни делови од спектарот на електромагнетно зрачење , каде што интензитетот на зрачењето е зголемен или ослабен во споредба со соседните региони на спектарот. Во првиот случај, линиите се нарекуваат емисиони линии , во вториот - апсорпциони линии . Позицијата на линијата во спектарот обично се одредува со бранова должина или фреквенција , каде - брзината на светлината , или енергијата на фотонот , каде - Константа на Планк [1] [2] [3] .

Името на терминот „спектрална линија“ се објаснува со појавата на спектарот кога се набудува со спектрограф со призма или решетка со дифракција : тесните максими или минимуми во спектарот изгледаат како светли или темни линии во однос на позадината на континуирано опсег на осветленост [1] [4] .

Механизам на настанување

Во повеќето случаи, спектралните линии произлегуваат од транзиции помеѓу дискретни нивоа на енергија во квантните системи : молекули , атоми и јони , како и атомски јадра . Исто така, спектрални линии може да се генерираат, на пример, со циклотронско зрачење и плазма процеси [2] [3] [5] . Емисијата во линии од кристали се смета за емисија на ексцитони - квазичестички , кои се врзана состојба на електрон и дупка [6] .

Во атоми и други квантни системи, транзиции од повисоко ниво на енергија до пониско може да се појави спонтано, во овој случај, за време на транзицијата, се емитува фотон со енергија еднаква на енергетската разлика помеѓу нивоата, и таквите премини се нарекуваат спонтани . Ако фотонот со иста енергија го погоди истиот атом на енергетско ниво , тогаш фотонот се апсорбира, а атомот оди на ниво на енергија ... Ако таков фотон го погоди атомот на ниво , тогаш има стимулирана емисија на друг фотон со иста бранова должина и насока на движење, а атомот оди на ниво ... Со постојани транзиции во една насока, се емитуваат или апсорбираат фотони со иста енергија, затоа, наспроти позадината на континуираниот спектар, се забележува светла или темна линија[7][8] .

Така, брановите должини на спектралните линии ја карактеризираат структурата на енергетските нивоа на квантниот систем. Особено, секој хемиски елемент и јон има своја структура на нивоа на енергија, што значи единствен сет на спектрални линии [1] [4] . Линиите во наб observedудуваниот спектар можат да се идентификуваат со линиите на познати хемиски елементи, затоа, спектралните линии може да се користат за да се утврди присуството на одредени хемиски елементи во предметот што се испитува[9] . Квантитативното одредување на хемискиот состав на спектарскиот извор од линиите е предмет на спектрална анализа [10] .

Покрај брановата должина, линиите се карактеризираат со коефициенти на транзиција на Ајнштајн . Може да размислите за спонтани транзиции од нивото на : бројот на такви премини, што значи дека бројот на емитирани фотони во оваа линија по единица волумен (се зема 1 см 3 ) е пропорционален со бројот атоми во овој волумен, кои се на ниво ... Коефициентот на спонтана транзиција на Ајнштајн е таков коефициент на пропорционалност: бројот на фотони емитирани во права атоми во одреден временски период еднакви ... Број на обратни премини од нивото до ниво во овој волумен, предизвикан од апсорпција на фотон, е пропорционален не само со количината атоми на ниво , но и густината на зрачење на соодветната фреквенција во линијата: ... Бројот на апсорбирани фотони се изразува со Ајнштајновиот коефициент на апсорпција и за одреден временски период еднакви ... Слично на тоа, за принудни транзиции од нивото на : бројот на емитирани фотони на овој начин е [2] [11] .

Меѓу спектралните линии, се разликуваат забранети линии. Забранетите линии одговараат на транзиции што се забранети со правилата за селекција ; затоа, коефициентите на Ајнштајн за нив се многу мали и веројатноста за транзиција по единица време за нив е значително помала отколку за другите транзиции, наречени дозволени. Нивоата на енергија од кои се можни само забранети транзиции се нарекуваат метастабилни: обично, времето на престој на атомот на метастабилно ниво е од 10 −5 секунди до неколку дена, а на вообичаеното ниво, тоа е околу 10 −8 секунди. Ова води до фактот дека во нормални услови таквите линии не се почитуваат, бидејќи за време на кое атомот е на метастабилно ниво, тој постојано се судира со други атоми и им ја пренесува својата енергија на возбуда. Меѓутоа, при мала густина на материјата, судирите на атоми се случуваат доста ретко, затоа, голем број атоми во метастабилни состојби се акумулираат, спонтаните премини од нив стануваат чести и забранетите емисиони линии стануваат интензивни како дозволените [12] [13] На

Спектрална линија профил

Параметри на спектрална линија: бранова должина λ 0 , половина ширина FWHM и еквивалентна ширина W

Линиите во спектарот имаат мала ширина, но не и монохроматски : распределбата на интензитетот на зрачење во линија се нарекува профил или контура на спектралната линија , чија форма зависи од многу фактори (види подолу [⇨] ) [1] [14] . Интензитетот на зрачење во спектарот е опишан со дистрибутивната функција на енергијата по бранова должина или фреквенција. За да се оддели емисијата или апсорпцијата во линијата од зрачењето во континуираниот спектар, екстраполација на спектралните региони во непосредна близина на линијата се изведува во регионот каде што се набудува линијата, како да е отсутен. Можно е да се означи интензитетот на емисијата на набудуваниот спектар на фреквенцијата како , и екстраполирано - како ... За емисионите линии, разликата помеѓу овие количини се нарекува интензитет на зрачење во линијата со фреквенција , за водови за апсорпција - по длабочина на линијата. Друг параметар - резидуален интензитет - се изразува како [3] [15] [16] . Ако интензитетот на спектарот во линијата за апсорпција достигне нула, тогаш линијата се нарекува заситена [17] .

Половина ширина , или ширина на линија, е разликата помеѓу брановите должини или фреквенции на кои интензитетот на радијацијата или длабочината на линијата е половина од максималната. Овој параметар е означен како ... Областа на линијата лоцирана во внатрешноста на половина ширина се нарекува централен дел, а областите лоцирани на страните се нарекуваат крилја [3] [14] [16] .

За да се опише интензитетот на апсорпционите линии, се користи концептот на еквивалентна ширина : ова е големината на регионот во бранови должини ( ) или во фреквенции ( ), во кој континуираниот спектар емитува вкупно иста количина енергија што се апсорбира во целата линија. Формално, преку резидуален интензитет се дефинира како или - слично расудување може да се спроведе за спектарот во однос на бранови должини, а не фреквенции. Во теорија, интеграцијата треба да се направи од порано , но во пракса, тие се интегрирани преку конечен интервал што ги вклучува главните делови на линијата - по правило, ширината на интервалот не е повеќе од неколку десетици нанометри [18] [19] . Со други зборови, ова е ширина на правоаголник со висина еднаква на интензитетот на континуираниот спектар, чијашто површина е еднаква на површината над спектралната линија [3] [16] [20] .

Бидејќи бројот на фотони апсорбирани или емитирани во линија зависи само од бројот на атоми во соодветната состојба и густината на зрачењето (види погоре [⇨] ), тогаш, кога другите работи се еднакви, колку е поголема ширината на линијата, толку е помала нејзината длабочина или интензитет [21] .

Механизми за проширување

Постојат многу фактори кои доведуваат до зголемување на ширината на линијата и поради што спектралните линии не се еднобојни - тие се нарекуваат механизми за проширување [1] [3] [14] .

Природна ширина

Ширината на природната спектрална линија , исто така наречена минимална, се должи на квантните ефекти [22] . Во рамките на класичната механика, овој феномен се објаснува со слабеење на зрачењето , затоа природната ширина се нарекува и ширина на зрачење [23] . Ако просечниот животен век на состојбата од која минува атомот е еднаков на , тогаш, врз основа на принципот на неизвесност, енергијата на оваа состојба е одредена точно , каде - намалена константа на Планк , Дали е константна Планк . Тогаш е неизвесноста на фреквенцијата на зрачење што одговара на оваа енергија ... Бидејќи енергијата на фотонот во линијата зависи од енергијата и на почетната и на крајната состојба, половина ширина на линијата се изразува како што следува [24] :

каде што индексите означуваат нивоа и [24] . Природната ширина е нужно присутна за сите линии, но, по правило, таа е многу мала во споредба со другите ефекти, доколку ги има [25] . Типичната вредност на ширината на природната линија е 10 −3 Å [23] , а забранетите линии имаат особено мали природни ширини [26] .

Доплер -проширување

Ефектот на Доплер може да придонесе за проширување на линијата - во овој случај, проширувањето се нарекува Доплер . Ако изворот на зрачење има нулта радијална брзина во однос на набудувачот, тогаш брановата должина на зрачењето што го прима набverудувачот се менува во однос на онаа што го емитува изворот: особено, се забележува поместување на линиите во спектарот. Ако различни делови од изворот се движат со различни радијални брзини, на пример, за време на неговото вртење , тогаш поместувањето на линиите од различни делови на изворот се покажува различно, линиите со различни поместувања се додаваат во изворниот спектар, а линиите излегуваат да се прошират. Исто така, покрај движењето на одделни делови од изворот, придонесот за проширувањето на Доплер може да го направи и термичкото движење на честичките што емитуваат во линијата [16] [27] .

Доплеровото поместување за ниски радијални брзини се изразува со формулата , каде - фреквентно поместување на линијата, - фреквенција на линија, - радијална брзина, Дали е брзината на светлината . Со Максвелова дистрибуција на брзина на атоми, просечната брзина на атомот е на температура и масата на атомот е , каде Дали Болцман е константа . Просечната брзина одговара на поместувањето од центарот на линијата, при што интензитетот на линијата е д пати помал отколку во центарот, и овој параметар е приближно близу до половина од половина ширина [27] [28] . На температури од неколку илјади степени Келвинската ширина во оптичките линии зема вредности 10 -1 -10 -2 Å [3] [29] .

Ефекти на притисок

Механизмите за проширување на линијата, предизвикани од влијанието на туѓите честички, се нарекуваат ефекти на притисок , бидејќи со зголемување на притисокот, се зголемува и влијанието на овие честички. На пример, ефектите од притисокот вклучуваат судир на возбудени атоми со други честички, како резултат на што атомите ја губат енергијата на возбуда. Како резултат на тоа, просечниот животен век на атомот во возбудена состојба се намалува и, во согласност со принципот на несигурност, нивото на дифузија се зголемува во споредба со природната (види погоре [⇨] ) [3] [30] . Меѓутоа, судирите исто така можат да ги направат линиите потесни: ако ефектите на притисокот с yet уште не се премногу силни, но средната слободна патека на атомот се покажува помала од брановата должина на емитираниот фотон, тогаш брзината на атомот може да се промени во текот на зрачењето, што ја намалува големината на проширувањето на Доплер. Овој феномен е познат како Дик -ефект [31] .

Минувањето на честичките покрај атомите што емитуваат нема помало влијание. Кога честичка се приближува до атом, полето на силата во близина на вториот се менува, што доведува до промена на нивото на енергија во атомот. Поради движењето на честичките, поместувањето на нивоата постојано се менува и се разликува помеѓу атомите во одреден временски момент, така што линиите исто така се покажуваат проширени. Наиболее сильно влияет эффект Штарка : прохождение заряженных частиц, таких как ионы и свободные электроны , вызывает переменное смещение энергетических уровней в атоме [32] .

Эффект Зеемана и эффект Штарка

При воздействии магнитного поля энергетические уровни атомов расщепляются на несколько подуровней с близкими значениями энергии. С разных подуровней одного уровня возможны переходы на разные подуровни другого уровня, причём энергии таких переходов отличаются, и, следовательно, спектральная линия расщепляется на три или больше спектральных линии, каждая из которых соответствует определённому переходу между подуровнями. Это явление известно как эффект Зеемана . При эффекте Зеемана профили расщеплённых частей линии зачастую сливаются между собой, что вызывает наблюдаемое уширение линии, а не расщепление [3] [33] [34] .

Эффект Штарка , возникающий в постоянном электрическом поле , также приводит к расщеплению энергетических уровней, и, как следствие — к расщеплению спектральных линий, как и эффект Зеемана [35] .

Инструментальный профиль

Кроме механизмов уширения (см. выше [⇨] ), на профиль линии влияет аппаратная функция приборов и их спектральное разрешение . Оптические инструменты имеют конечное разрешение, в частности, из-за дифракции , поэтому даже достаточно узкая линия всё равно будет иметь некоторую ширину и профиль, называемый инструментальным — зачастую инструментальный профиль и определяет наблюдаемую ширину линии [2] [3] [36] .

Наблюдение и анализ

Спектральные линии встречаются во всех областях электромагнитного спектра : например, в гамма-диапазон попадает линия, образующаяся при аннигиляции электрона и позитрона , а также различные линии атомных ядер . К рентгеновскому диапазону относятся линии атомных ядер, либо ионов с высокой степенью ионизации, в ультрафиолетовом и оптическом диапазоне наблюдаются линии различных ионов и атомов . В инфракрасном диапазоне преобладают линии вращательных и колебательных переходов молекул и присутствуют линии атомных переходов между высокими уровнями энергии. В диапазон радиоволн попадают линии молекул и линии переходов между высокими уровнями энергии атомов, а также линии переходов между уровнями сверхтонкого расщепления , например, радиолиния нейтрального водорода [3] [5] .

Эмиссионные линии можно наблюдать, например, в спектре нагретого разреженного газа. Если же пропустить излучение источника с непрерывным спектром через тот же самый газ в охлаждённом состоянии, то на фоне непрерывного спектра будут наблюдаться линии поглощения на тех же длинах волн [37] .

Параметры спектральных линий и их профили содержат большое количество информации об условиях в среде, где они возникли, поскольку разные механизмы уширения приводят к образованию различных профилей [1] [3] [38] . Кроме того, интенсивность линии зависит от концентрации атомов или ионов, излучающих или поглощающей в этой линии. Например, для линий поглощения зависимость эквивалентной ширины линии от концентрации вещества называется кривой роста — следовательно, по интенсивности линии можно определять концентрацию того или иного вещества [39] [40] .

Кроме того, на длины волн спектральных линий может влиять красное смещение : доплеровское , гравитационное или космологическое , причём красное смещение для всех линий одинаково. Например, если известно, что красное смещение вызвано эффектом Доплера и известна его величина, можно определить лучевую скорость источника излучения [4] [41] [42] .

История изучения

Задолго до открытия спектральных линий, в 1666 году Исаак Ньютон впервые наблюдал спектр Солнца , а в 1802 году Уильям Волластон создал щелевой спектроскоп . В 1814 году Йозеф Фраунгофер обнаружил в спектре Солнца спектральные линии поглощения, которые впоследствии стали называться фраунгоферовыми [43] [44] .

В 1842 году Кристиан Доплер предложил метод определения лучевых скоростей звёзд по смещению линий в их спектрах. В 1868 году Уильям Хаггинс впервые применил этот метод на практике [44] .

В 1860 году Густав Кирхгоф и Роберт Бунзен определили, что каждая спектральная линия порождаются определённым химическим элементом. В 1861 году Кирхгоф смог определить химический состав Солнца по линиям в его спектре, а в 1869 году Норман Локьер открыл неизвестный ранее элемент в спектре Солнца, названный гелием — на Земле этот элемент был обнаружен только в 1895 году [43] [44] .

В 1885 году Иоганн Бальмер эмпирически вывел формулу для длин волн некоторых спектральных линий водорода . В 1888 году Йоханнес Ридберг обобщил эту формулу для переходов между любыми двумя уровнями в атоме водорода — формулу Ридберга . В 1896 году Питер Зееман обнаружил эффект, позже названный в его честь [45] [46] .

Эти и другие открытые явления нуждались в теоретическом объяснении. После появления квантовой механики , в 1913 году Нильс Бор выдвинул свою квантовую теорию строения атома , которая объясняла формулу Ридберга, а в 1924 году Вольфганг Паули сформулировал принцип запрета , позволивший объяснить эффект Зеемана. В 1927 году Вернер Гейзенберг сформулировал принцип неопределённости , который обуславливает естественную ширину линии [45] [47] .

Дальнейшему изучению спектральных линий способствовало изобретение более совершенных оптических приборов. Кроме того, в 1958 году был изобретён лазер , который создаёт излучение в очень узких линиях, что позволяет эффективно использовать приборы с высоким спектральным разрешением [45] [48] .

Примечания

  1. 1 2 3 4 5 6 Анциферов П. С. Спектральная линия . Большая российская энциклопедия . Дата обращения: 2 августа 2021. Архивировано 27 февраля 2021 года.
  2. 1 2 3 4 Юков Е. А. Спектральная линия // Физическая энциклопедия : [в 5 т.] / Гл. ред. А. М. Прохоров . — М. : Большая российская энциклопедия, 1994. — Т. 4: Пойнтинга — Робертсона — Стримеры. — 704 с. — 40 000 экз.ISBN 5-85270-087-8 .
  3. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Черепащук А. М. Спектральные линии . Астронет . Дата обращения: 2 августа 2021. Архивировано 2 августа 2021 года.
  4. 1 2 3 Spectral Line . Astronomy . Swinburne University of Technology . Дата обращения: 2 августа 2021. Архивировано 25 июля 2021 года.
  5. 1 2 Darling D. Spectral lines . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 3 августа 2021. Архивировано 3 августа 2021 года.
  6. Силин А. П. Экситон // Физическая энциклопедия : [в 5 т.] / Гл. ред. А. М. Прохоров . — М. : Большая российская энциклопедия, 1999. — Т. 5: Стробоскопические приборы — Яркость. — 692 с. — 20 000 экз.ISBN 5-85270-101-7 .
  7. Кононович, Мороз, 2004 , с. 182—183.
  8. Karttunen et al., 2007 , p. 95.
  9. Кононович, Мороз, 2004 , с. 185.
  10. Анциферов П. С. Спектральный анализ . Большая российская энциклопедия . Дата обращения: 3 августа 2021. Архивировано 25 февраля 2021 года.
  11. Соболев, 1985 , с. 83—84.
  12. Черепащук А. М. Запрещённые спектральные линии . Астронет . Дата обращения: 3 августа 2021. Архивировано 3 августа 2021 года.
  13. Соболев, 1985 , с. 293—296.
  14. 1 2 3 Контур спектральной линии . Большая российская энциклопедия . Дата обращения: 3 августа 2021. Архивировано 7 марта 2021 года.
  15. Кононович, Мороз, 2004 , с. 191—192.
  16. 1 2 3 4 Karttunen et al., 2007 , pp. 99—100.
  17. Spectral Line Profile . Astronomy . Swinburne University of Technology. Дата обращения: 4 августа 2021. Архивировано 2 августа 2021 года.
  18. Соболев, 1985 , с. 131.
  19. Tatum J. Stellar Atmospheres . 9.1: Introduction, Radiance, and Equivalent Width (англ.) . Physics LibreTexts (25 January 2017) . Дата обращения: 1 сентября 2021.
  20. Equivalent Width . Astronomy . Swinburne University of Technology . Дата обращения: 2 августа 2021. Архивировано 26 февраля 2021 года.
  21. Соболев, 1985 , с. 87—88.
  22. Анциферов П. С. Уширение спектральных линий . Большая российская энциклопедия . Дата обращения: 4 августа 2021. Архивировано 1 марта 2021 года.
  23. 1 2 Соболев, 1985 , с. 88.
  24. 1 2 Karttunen et al., 2007 , p. 99.
  25. Line broadening (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 4 августа 2021. Архивировано 4 августа 2021 года.
  26. Юков Е. А. Естественная ширина спектральной линии // Физическая энциклопедия : [в 5 т.] / Гл. ред. А. М. Прохоров . — М. : Советская энциклопедия, 1990. — Т. 2: Добротность — Магнитооптика. — 704 с. — 100 000 экз.ISBN 5-85270-061-4 .
  27. 1 2 Кононович, Мороз, 2004 , с. 188—192.
  28. Tatum J. Stellar Atmospheres . 10.2: Thermal Broadening (англ.) . Physics LibreTexts (25 January 2017) . Дата обращения: 11 августа 2021. Архивировано 10 августа 2021 года.
  29. Соболев, 1985 , с. 88—90.
  30. Соболев, 1985 , с. 91—94.
  31. Corey GC, McCourt FR Dicke narrowing and collisional broadening of spectral lines in dilute molecular gases (англ.) // The Journal of Chemical Physics . — Washington: AIP Publishing , 1984. — 1 September ( vol. 81 , iss. 5 ). — P. 2318–2329 . — ISSN 0021-9606 . — doi : 10.1063/1.447930 .
  32. Соболев, 1985 , с. 91—98.
  33. Karttunen et al., 2007 , pp. 100—101.
  34. Вайнштейн Л. А., Томозов Л. Н. Зеемана эффект . Астронет . Дата обращения: 5 августа 2021. Архивировано 2 августа 2021 года.
  35. Stark effect (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 7 августа 2021. Архивировано 25 марта 2018 года.
  36. Дмитриевский О. Д. Аппаратная функция // Физическая энциклопедия : [в 5 т.] / Гл. ред. А. М. Прохоров . — М. : Советская энциклопедия, 1988. — Т. 1: Ааронова — Бома эффект — Длинные линии. — 707 с. — 100 000 экз.
  37. Karttunen et al., 2007 , p. 96.
  38. Юков Е. А. Контур спектральной линии // Физическая энциклопедия : [в 5 т.] / Гл. ред. А. М. Прохоров . — М. : Советская энциклопедия, 1990. — Т. 2: Добротность — Магнитооптика. — 704 с. — 100 000 экз.ISBN 5-85270-061-4 .
  39. Соболев, 1985 , с. 133—139.
  40. Черепащук А. М. Кривая роста . Астронет . Дата обращения: 4 августа 2021. Архивировано 2 августа 2021 года.
  41. Кононович, Мороз, 2004 , с. 188—190.
  42. Karttunen et al., 2007 , p. 413.
  43. 1 2 Karttunen et al., 2007 , p. 207.
  44. 1 2 3 История астрономии . Институт истории естествознания и техники им. С.И. Вавилова . Дата обращения: 5 августа 2021. Архивировано 29 июня 2020 года.
  45. 1 2 3 A Timeline of Atomic Spectroscopy . Spectroscopy Online . Дата обращения: 5 августа 2021. Архивировано 23 января 2021 года.
  46. Karttunen et al., 2007 , pp. 98—99.
  47. Spectroscopy and Quantium Mechanics . MIT Spectroscopy Lab . MIT Press . Дата обращения: 5 августа 2021. Архивировано 24 февраля 2020 года.
  48. The Era of Modern Spectroscopy . MIT Spectroscopy Lab . Дата обращения: 6 августа 2021. Архивировано 6 августа 2019 года.

Литература