Línea espectral

espectro continuo

Emission lines (discrete spectrum)

espectro de absorción con líneas de absorción (espectro descreto)

Líneas de absorción para el aire, bajo iluminación indirecta, con la fuente de luz directa no visible, por lo que el gas no está directamente entre fuente y detector. Aquí, Fraunhofer líneas en la luz del sol y Rayleigh dispersando esta luz del sol es el "fuente". Este es el espectro de un cielo azul algo cerca del horizonte, señalando al este alrededor de las 3 o 4 pm (es decir, Sol hacia el oeste) en un día claro.

Una línea espectral es una región más débil o más fuerte en un espectro 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 digitales" pueden compararse con los de átomos y moléculas recopilados previamente, 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 línea

espectro continuo de una lámpara incandescente (mid) y líneas discretas de espectro 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 relacionada con su frecuencia) para permitir un cambio en el estado de energía del sistema (en el caso de un átomo, generalmente es un electrón que cambia de orbital), el fotón es absorbido. Entonces la energía se volverá a emitir espontáneamente, ya sea como un fotón a la misma frecuencia que el original o en una cascada, donde la suma de las energías de los fotones emitidos será igual a la energía del absorbido (suponiendo que el sistema vuelve a su estado original).

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 de 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 pasan a través de un material más frío. La intensidad de la luz, en un rango de frecuencia estrecho, se reduce debido a la absorción por parte del 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, quizás en presencia de un espectro amplio de una fuente más fría. La intensidad de la luz, en un estrecho rango de frecuencia, aumenta debido a la emisión del material caliente.

Las líneas espectrales son altamente específicas de átomos y se pueden usar para identificar la composición química de cualquier medio. Varios elementos, incluidos el helio, el talio y el cesio, fueron descubiertos por medios espectroscópicos. Las líneas espectrales también dependen de la temperatura y la densidad del material, por lo que se utilizan mucho para determinar las condiciones físicas de las estrellas y otros cuerpos celestes que no pueden analizarse por otros medios.

Dependiendo del material y sus condiciones físicas, la energía de los fotones involucrados puede variar ampliamente, con líneas espectrales observadas a lo largo 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⁺, aunque algunas de las "líneas" de Fraunhofer son mezclas de múltiples líneas de varias especies diferentes. En otros casos, las líneas se designan según 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 hierro ionizado.

Las designaciones más detalladas suelen incluir la longitud de onda de la línea y pueden incluir un número de multiplete (para líneas atómicas) o una 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 clasificaban en series: la serie principal, la serie nítida 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. Estas series se asociaron más tarde con suborbitales.

Ampliación y cambio de línea

Hay una serie de 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 estar desplazado de su longitud de onda central nominal. Hay varias razones para esta ampliación y cambio. Estas razones pueden dividirse en dos categorías generales: ampliación debido a condiciones locales y ampliación debido a condiciones extendidas. El ensanchamiento debido a las condiciones locales se debe a los 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.

Ensanchamiento por efectos locales

Ensanchamiento 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 el tiempo de vida de un estado excitado (debido al decaimiento radiativo espontáneo o al 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 el decaimiento radiativo espontáneo. Una vida corta tendrá una gran incertidumbre energética y una amplia emisión. Este efecto de ampliación da como resultado un perfil lorentziano no desplazado. El ensanchamiento natural puede alterarse experimentalmente solo en la medida en que las tasas de disminución puedan suprimirse o mejorarse artificialmente.

Ensanchamiento 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 sea la temperatura del gas, más ancha será la línea espectral emitida por ese gas. Este efecto de ampliación se describe mediante un perfil gaussiano y no hay un cambio asociado.

Ampliación de la presión

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

• Ampliación de la presión de impacto o ampliación colisional: La colisión de otras partículas con la partícula emisora de luz interrumpe el proceso de emisión, y al acortar el tiempo característico para el proceso, aumenta la incertidumbre en la energía emitida (como ocurre en la ampliación natural). 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 es descrito por un perfil lorentziano y puede haber un cambio asociado.
• Ampliación de la presión cuasiática: La presencia de otras partículas cambia los niveles de energía en la partícula emisora, 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 línea se determina por la forma funcional de la fuerza de perturbación con respecto a la distancia de la partícula perturbable. También puede haber un cambio en el centro de línea. La expresión general de la forma de línea resultante de la ampliación de la presión cuasi estática es una generalización de 4 parámetros de la distribución Gausiana conocida como una distribución estable.

El ensanchamiento de la presión también se puede clasificar según la naturaleza de la fuerza perturbadora de la siguiente manera:

• Ampliación lineal Stark ocurre a través del efecto lineal Stark, que resulta de la interacción de un emisor con un campo eléctrico de una partícula cargada a distancia r{displaystyle r}, causando un cambio de energía que es lineal en la fuerza de campo. ()Δ Δ E♪ ♪ 1/r2){displaystyle (Delta Esim 1/r^{2})}
• Ampliación de la resonancia se produce cuando la partícula perturbadora es del mismo tipo que la partícula emisora, que introduce la posibilidad de un proceso de intercambio energético. ()Δ Δ E♪ ♪ 1/r3){displaystyle (Delta Esim 1/r^{3})}
• Stark Quadratic en ampliación se produce a través del efecto Stark cuadrático, que resulta de la interacción de un emisor con un campo eléctrico, causando un cambio en la energía que es cuadrática en la fuerza de campo. ()Δ Δ E♪ ♪ 1/r4){displaystyle (Delta Esim 1/r^{4})}
• Van der Waals en ampliación ocurre cuando la partícula emisora está siendo perturbiada por las fuerzas de Van der Waals. Para el caso cuasiático, un perfil de Van der Waals suele ser útil para describir el perfil. El cambio de energía como función de distancia entre las partículas que interactúan se da en las alas por ejemplo el potencial de Lennard-Jones. ()Δ Δ E♪ ♪ 1/r6){displaystyle (Delta Esim 1/r^{6})}

Ensanchamiento no homogéneo

Ensanchamiento no homogéneo es un término general para ensanchamiento porque algunas partículas emisoras se encuentran en un entorno local diferente al 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 estequiométricas pueden crear una variedad de entornos locales para que los ocupe un átomo dado. En líquidos, los efectos del ensanchamiento no homogéneo a veces se reducen mediante un proceso llamado estrechamiento de movimiento.

Ampliación por efectos no locales

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

Ampliación de la opacidad

La ampliación de la opacidad es un ejemplo de un mecanismo de ampliación no local. La radiación electromagnética emitida en un punto particular del espacio puede reabsorberse a medida que viaja por el 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 como para causar una autoinversión en la que la intensidad en el centro de la línea es menor que en las alas. Este proceso también se denomina a veces autoabsorción.

Ensanchamiento Doppler macroscópico

La radiación emitida por una fuente en movimiento está sujeta al desplazamiento Doppler debido a una proyección de velocidad de línea de visión finita. Si diferentes partes del cuerpo emisor tienen diferentes velocidades (a lo largo de la línea de visión), la línea resultante se ensanchará, con un ancho de 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 los lados opuestos de la estrella (este efecto generalmente se denomina ampliación rotacional). Cuanto mayor sea la velocidad de rotación, más ancha 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 Doppler térmico 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 desplazamientos Doppler de movimiento pueden actuar de manera coherente, dando como resultado, en algunas condiciones, incluso un estrechamiento de colisión, conocido como el efecto Dicke.

Líneas espectrales de elementos químicos

Bandas

La frase "líneas espectrales", cuando no está calificada, 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 del 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 la serie Paschen del 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 e Líneas espectrales de los elementos químicos
Elemento	Z	Signatura	Líneas espectrales
hidrógeno	1	H
helio	2	Él
litio	3	Li
beryllium	4	Be
Boron	5	B
carbono	6	C
nitrógeno	7	N
oxígeno	8	O
fluorina	9	F
neón	10	Ne
sodio	11	Na
magnesio	12	Mg
aluminio	13	Al
silicio	14	Si
fósforo	15	P
azufre	16	S
cloro	17	Cl
argon	18	Ar
potasio	19	K
calcio	20	Ca
escaso	21	Sc
titanio	22	Ti
vanadium	23	V
cromo	24	Cr
manganeso	25	Mn
plancha	26	Fe
cobalto	27	Co
Nickel	28	Ni
cobre	29	Cu
zinc	30	Zn
gallium	31	Ga
germanio	32	Ge
arsenic	33	As
selenio	34	Se
bromo	35	Br
krypton	36	Kr
rubidium	37	Rb
estroncio	38	Sr
Yttrium	39	Y
zirconium	40	Zr
niobio	41	Nb
molibdeno	42	Mo
technetium	43	Tc
rutenio	44	Ru
rhodium	45	Rh
palladium	46	Pd
plata	47	Ag
cadmio	48	Cd
indio	49	In
lata	50	Sn
antimonio	51	Sb
dicurium	52	Te
Yodo	53	I
xenón	54	Xe
cesio	55	Cs
bario	56	Ba
lanthanum	57	La
cercio	58	Ce
praseodymium	59	Pr
neodimio	60	Nd
prometio	61	Pm
samarium	62	Sm
europio	63	Eu
gadolinio	64	Gd
terbium	65	Tb
disprosio	66	Dy
Holmium	67	Ho
erbium	68	Er
thulium	69	T m
ytterbium	70	Yb
lutetium	71	Lu
hafnium	72	Hf
equivalente	73	Ta
tungsteno	74	W
rhenium	75	Re
osmium	76	Os
iridium	77	Ir
platino	78	Pt
oro	79	Au
mercurio	80	Hg
thallium	81	Tl
plomo	82	Pb
bismuth	83	Bi
polonio	84	Po
astatine	85	At
radón	86	Rn
francio	87	Fr.
radio	88	Ra
actinium	89	Ac
thorium	90	Th
protactinio	91	Pa
uranio	92	U
neptunium	93	Np
plutonio	94	Pu
americium	95	Am
curio	96	Cm
berkelium	97	Bk
californio	98	Cf
einsteinium	99	Es
fermium–oganesson	101–118	Fm-Og