Овај чланак је кандидат за добре чланке

Спектрална линија

Из Википедије, слободне енциклопедије
Иди на навигацију Иди на претрагу
Одозго према доле: континуирани спектар без линија; спектар који се састоји од неколико емисионих линија ; континуирани спектар са апсорпционим линијама
Спектар са апсорпционим линијама означеним стрелицама на графичком приказу

Спектрална линија - уски део спектра електромагнетног зрачења , где је интензитет зрачења повећан или ослабљен у поређењу са суседним регионима спектра. У првом случају, линија се назива емисиона линија , у другом - апсорпциона линија . Положај линије у спектру обично је одређен таласном дужином , фреквенцијом или енергијом фотона .

Најчешће се спектралне линије појављују током прелаза између дискретних нивоа енергије у квантним системима : молекули , атоми и јони , као и атомска језгра . За сваки хемијски елемент атоми и јони имају своју структуру нивоа енергије, а њихов скуп спектралних линија је јединствен, што значи да се спектралне линије могу користити за утврђивање присуства и квантитативног садржаја одређених хемијских елемената у објекту који се проучава.

Спектралне линије су мале, али нису једнобојне . Расподјела интензитета зрачења у линији назива се профил или контура спектралне линије , чији облик зависи од многих фактора који се називају механизми проширења. Међу њима су природна ширина спектралне линије , Доплерово проширење и други ефекти.

Спектралне линије се примећују у свим опсезима електромагнетног зрачења : од гама зрака до радио таласа , а линије у различитим опсезима су последица различитих процеса: на пример, линије атомских језгара падају у опсеге гама и рендгенских зрака , и разне линије молекула - углавном у инфрацрвеним и радио таласним опсезима ... Профили и карактеристике спектралних линија садрже различите информације о условима околине у којима су настали.

Опис

Спектралне линије представљају уске делове спектра електромагнетног зрачења , где је интензитет зрачења повећан или ослабљен у поређењу са суседним регионима спектра. У првом случају, линије се називају емисионе линије , у другом - апсорпционе линије . Положај линије у спектру се обично одређује или таласном дужином или учесталост , где - брзина светлости , или енергија фотона , где - Планцкова константа [1] [2] [3] .

Назив израза "спектрална линија" објашњава се појавом спектра када се посматра помоћу спектрографа са призмом или дифракционом решетком : уски максимуми или минимуми у спектру изгледају као светле или тамне линије на позадини непрекидне опсег осветљености [1] [4] .

Механизам настанка

У већини случајева спектралне линије настају услед прелаза између дискретних нивоа енергије у квантним системима : молекула , атома и јона , као и атомских језгара . Такође, спектралне линије могу се генерисати, на пример, циклотронским зрачењем и плазма процесима [2] [3] [5] . Емисија у редовима по кристалима се сматра емисија екцитонс - куасипартицлес , које су везани стање једног електрона и рупа [6] .

У атомима и другим квантним системима прелази са вишег нивоа енергије до ниже могу настати спонтано, у овом случају током преласка емитује се фотон са енергијом једнаком енергетској разлици између нивоа, а такви прелази се називају спонтани . Ако фотон исте енергије погоди исти атом на нивоу енергије , тада се фотон апсорбује, а атом одлази на енергетски ниво ... Ако такав фотон удари у атом на нивоу , тада долази до стимулисане емисије другог фотона са истом таласном дужином и смером кретања, а атом одлази на ниво ... Са константним прелазима у једном смеру, фотони исте енергије се емитују или апсорбују, па се на позадини континуираног спектра примећује светла или тамна линија[7][8] .

Дакле, таласне дужине спектралних линија карактеришу структуру нивоа енергије квантног система. Конкретно, сваки хемијски елемент и јон имају своју структуру нивоа енергије, што значи јединствен скуп спектралних линија [1] [4] . Линије у посматраном спектру могу се идентификовати са линијама познатих хемијских елемената, па се помоћу спектралних линија може утврдити присуство одређених хемијских елемената у објекту који се проучава[9] . Квантитативно одређивање хемијског састава извора спектра из линија предмет је спектралне анализе [10] .

Поред таласне дужине, линије карактеришу Ајнштајнов коефицијент прелаза . Можете размотрити спонтане прелазе са нивоа на : број таквих прелаза, што значи да је број емитованих фотона у овој линији по јединичној запремини (узима се 1 цм 3 ) сразмеран броју атоми у овој запремини, који су на нивоу ... Ајнштајнов коефицијент спонтане транзиције је такав коефицијент пропорционалности: број емитованих фотона у једној линији атома у одређеном временском периоду једнак ... Број обрнутих прелаза са нивоа до нивоа у овој запремини, узрокованој апсорпцијом фотона, пропорционална је не само количини атома у на нивоу , али и густину зрачења одговарајуће фреквенције у реду: ... Број апсорбованих фотона изражен је Ајнштајновим коефицијентом апсорпције и на одређено време једнак ... Слично, за принудне прелазе са нивоа на : број фотона који се емитују на овај начин је [2] [11] .

Међу спектралним линијама разликују се забрањене линије. Забрањене линије одговарају прелазима који су забрањени правилима одабира ; стога су Ајнштајнови коефицијенти за њих врло мали и вероватноћа преласка по јединици времена за њих је знатно мања него за остале прелазе, који се називају дозвољеним. Нивои енергије са којих су могући само забрањени прелази називају се метастабилни: обично је време боравка атома на метастабилном нивоу од 10-5 секунди до неколико дана, а на уобичајеном нивоу је око 10 -8 секунди. То доводи до чињенице да се под нормалним условима такве линије не примећују, јер се током времена док је атом на метастабилном нивоу, он више пута судара са другим атомима и преноси своју енергију побуде на њих. Међутим, при ниској густоћи материје судари атома догађају се прилично ријетко, стога се накупља велики број атома у метастабилним стањима, спонтани пријелази из њих постају чести, а забрањене емисионе линије постају интензивне колико и допуштене [12] [13] .

Профил спектралне линије

Спецтрал лине параметри: таласна дужина λ 0, пола ширине ФВХМ и еквивалентном ширине В

Линије у спектру имају малу ширину, али не и монохромну : расподела интензитета зрачења у линији назива се профил или контура спектралне линије , чији облик зависи од многих фактора (види доле) [⇨] ) [1] [14] . Интензитет зрачења у спектру описан је функцијом дистрибуције енергије по таласној дужини или фреквенцији. Да би се емисија или апсорпција у линији одвојили од зрачења у континуираном спектру, врши се екстраполација спектралних подручја која се налазе уз линију у регион у коме се линија посматра, као да је нема. Могуће је означити интензитет емисије посматраног спектра на фреквенцији како , и екстраполирано - као ... За емисионе линије, разлика између ових количина назива се интензитет зрачења у линији на фреквенцији , за апсорпционе водове - по дубини линије. Други параметар - заостали интензитет - изражава се као [3] [15] [16] . Ако интензитет спектра у апсорпционој линији достигне нулу, онда се линија назива засићеном [17] .

Пола ширине или ширине линије је разлика између таласних дужина или фреквенција на којима је интензитет зрачења или дубина линије упола максимална. Овај параметар се означава као ... Подручје линије које се налази унутар пола ширине назива се централни дио, а подручја која се налазе са стране називају се крила [3] [14] [16] .

За опис интензитета апсорпционих линија користи се концепт еквивалентне ширине : ово је величина региона у таласним дужинама ( ) или у фреквенцијама ( ), у којем континуирани спектар емитује укупно исту количину енергије која се апсорбује у читавој линији. Формално, кроз заостали интензитет се дефинише као или - слично резоновање се може спровести за спектар у смислу таласних дужина, а не фреквенција. У теорији, интеграцију треба вршити од пре него што , али у пракси су интегрисани преко коначног интервала који укључује главне делове линије - по правилу ширина интервала није већа од неколико десетина нанометара [18] [19] . Другим речима, ово је ширина правоугаоника чија је висина једнака интензитету континуираног спектра, чија је површина једнака површини изнад спектралне линије [3] [16] [20] .

Будући да број апсорбованих или емитованих фотона у једној линији зависи само од броја атома у одговарајућем стању и густине зрачења (види горе [⇨] ), дакле, под истим условима, што је већа ширина линије, мања је њена дубина или интензитет [21] .

Механизми проширења

Постоји много фактора који доводе до повећања ширине линије и због којих спектралне линије нису монохроматске - називају се механизми проширења [1] [3] [14] .

Природна ширина

Природна ширина спектралне линије , која се назива и минимална, је последица квантних ефеката [22] . У оквирима класичне механике, овај феномен се објашњава слабљењем зрачења , па се природна ширина назива и ширина зрачења [23] . Ако је просечан животни век стања из којег атом прелази једнак , тада се, на основу принципа несигурности, енергија овог стања одређује тачно на , где - смањена Планцкова константа , Да ли је Планцк константа . Тада је несигурност фреквенције зрачења која одговара овој енергији ... Пошто енергија фотона у линији зависи од енергије и почетног и крајњег стања, половина ширине линије изражава се на следећи начин [24] :

где индекси означавају нивое и [24] . Природна ширина је нужно присутна за све линије, али је, по правилу, врло мала у поређењу са другим ефектима, ако их има [25] . Типична вредност природне ширине линије је 10 −3 А [23] , а забрањене линије имају посебно мале природне ширине [26] .

Допплер проширење

Доплеров ефекат може допринети проширењу линије - у овом случају проширење се назива Допплер . Ако извор зрачења има радијалну брзину која није нула у односу на посматрача, тада се таласна дужина зрачења коју посматрач прима мења у односу на оно што извор емитује: нарочито се примећује померање линија у спектру. Ако се различити делови извора крећу различитим радијалним брзинама, на пример, током његове ротације , тада се истицање линија са различитих делова извора разликује, у спектру извора додају се линије са различитим померањима, а линије су се прошириле. Такође, поред кретања појединих делова извора, допринос Доплеровом проширењу може дати и термичко кретање честица које емитују у линији [16] [27] .

Доплерово померање за мале радијалне брзине изражено је формулом , где - померање фреквенције линије, - фреквенција линије, - радијална брзина, Је брзина светлости . Са Максвеловом расподелом брзина атома, просечна брзина атома је на температури и маса атома је , где Да ли је Болцманова константа . Просечна брзина одговара померању од центра линије, при чему је интензитет линије е пута мањи него у центру, а овај параметар је прилично близу половине полуширине [27] [28] . На температурама од неколико хиљада степени Келвина ширина оптичких линија поприма вредности 10 -1 -10 -2 А [3] [29] .

Ефекти притиска

Механизми проширења линија, који су узроковани утицајем страних честица, називају се ефекти притиска , будући да се са повећањем притиска повећава и утицај ових честица. На пример, ефекти притиска укључују судар побуђених атома са другим честицама, услед чега атоми губе енергију побуде. Као резултат тога, просечан животни век атома у побуђеном стању се смањује, а, у складу са принципом несигурности, дифузија нивоа се повећава у поређењу са природним (види горе [⇨] ) [3] [30] . Међутим, судари такође могу учинити линије ужим: ако ефекти притиска још нису прејаки, али се покаже да је средња слободна путања атома мања од таласне дужине емитованог фотона, тада се брзина атома може променити током зрачење, које смањује величину Доплеровог ширења. Овај феномен је познат као Дицкеов ефекат [31] .

Пролазак честица поред атома који емитују нема мањи утицај. Када се честица приближи атому, поље силе у близини овог последњег се мења, што доводи до померања нивоа енергије у атому. Услед кретања честица, померање нивоа се стално мења и разликује међу атомима у одређеном временском тренутку, па се и линије показују проширеним. 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