Тази статия е кандидат за добри статии

Спектрална линия

От Уикипедия, свободната енциклопедия
Отидете на навигация Отидете на търсене
От горе до долу: непрекъснат спектър без линии; спектър, състоящ се от няколко емисионни линии ; непрекъснат спектър с абсорбционни линии
Спектър с абсорбиращи линии, маркирани със стрелки в графично представяне

Спектрална линия - тесен участък от спектъра на електромагнитно излъчване , където интензитетът на излъчване се увеличава или отслабва в сравнение със съседните области на спектъра. В първия случай линията се нарича емисионна линия , във втория - абсорбционна линия . Положението на линия в спектъра обикновено се определя от дължината на вълната , честотата или енергията на фотона .

Най -често спектралните линии се появяват по време на преходи между дискретни енергийни нива в квантовите системи : молекули , атоми и йони , както и атомни ядра . За всеки химичен елемент атомите и йоните имат своя собствена структура от енергийни нива и техният набор от спектрални линии е уникален, което означава, че спектралните линии могат да се използват за определяне на наличието и количественото съдържание на определени химични елементи в обекта, който се изследва.

Спектралните линии са малки, но не монохромни . Разпределението на интензитета на излъчване в линията се нарича профил или контур на спектралната линия , чиято форма зависи от много фактори, наречени механизми за разширяване. Сред тях са естествената ширина на спектралната линия , доплеровото разширяване и други ефекти.

Спектрални линии се наблюдават във всички диапазони на електромагнитно излъчване : от гама лъчи до радиовълни , а линиите в различни диапазони се дължат на различни процеси: например линиите на атомните ядра попадат в гама и рентгеновите диапазони и различни линии от молекули - главно в инфрачервените и радиовълновите диапазони ... Профилите и характеристиките на спектралните линии съдържат различна информация за условията на околната среда, където са възникнали.

Описание

Спектралните линии представляват тесни участъци от спектъра на електромагнитното излъчване , където интензитетът на излъчване се увеличава или отслабва в сравнение със съседните области на спектъра. В първия случай линиите се наричат емисионни линии , във втория - абсорбционни линии . Положението на линията в спектъра обикновено се определя или от дължината на вълната или честота , където - скоростта на светлината или енергията на фотона , където - Константата на Планк [1] [2] [3] .

Името на термина "спектрална линия" се обяснява с появата на спектъра при наблюдението му със спектрограф с призма или дифракционна решетка : тесните максимуми или минимуми в спектъра изглеждат като ярки или тъмни линии на фона на непрекъсната лента за яркост [1] [4] .

Механизъм на възникване

В повечето случаи спектралните линии възникват от преходи между дискретни енергийни нива в квантовите системи : молекули , атоми и йони , както и атомни ядра . Също така, спектрални линии могат да бъдат генерирани например чрез циклотронно излъчване и плазмени процеси [2] [3] [5] . Излъчването в линии от кристали се разглежда като излъчване на екситони - квазичастици , които са свързано състояние на електрон и дупка [6] .

В атомите и други квантови системи преминава от по -високо енергийно ниво към по -ниска може да възникне спонтанно, в този случай по време на прехода се излъчва фотон с енергия, равна на енергийната разлика между нивата, и такива преходи се наричат спонтанни . Ако фотон със същата енергия удари същия атом на енергийно ниво , тогава фотонът се абсорбира и атомът отива на енергийното ниво ... Ако такъв фотон удари атом на ниво , тогава има стимулирано излъчване на друг фотон със същата дължина на вълната и посока на движение и атомът отива до нивото ... При непрекъснато преминаващи преходи в една посока се излъчват или абсорбират фотони със същата енергия, поради което на фона на непрекъснатия спектър се наблюдава светла или тъмна линия[7][8] .

По този начин дължините на вълните на спектралните линии характеризират структурата на енергийните нива на квантова система. По -специално, всеки химичен елемент и йон има своя собствена структура от енергийни нива, което означава уникален набор от спектрални линии [1] [4] . Линиите в наблюдавания спектър могат да бъдат идентифицирани с линиите на известни химични елементи, следователно спектрални линии могат да се използват за определяне на наличието на определени химични елементи в обекта, който се изследва[9] . Количественото определяне на химичния състав на източника на спектъра от линиите е предмет на спектрален анализ [10] .

В допълнение към дължината на вълната, линиите се характеризират с преходните коефициенти на Айнщайн . Можете да обмислите спонтанни преходи от нивото На : броят на такива преходи, което означава, че броят на излъчените фотони в тази линия по единица обем (взема се 1 cm 3 ) е пропорционален на броя атоми в този обем, които са на нивото ... Коефициент на спонтанен преход на Айнщайн е такъв коефициент на пропорционалност: броят на фотоните, излъчвани в една линия атоми за определен период от време равно на ... Брой обратни преходи от нивото до нивото в този обем, причинен от поглъщането на фотон, е пропорционален не само на количеството атоми на ниво , но и плътността на излъчване на съответната честота в реда: ... Броят на погълнатите фотони се изразява с коефициента на поглъщане на Айнщайн и за определен период от време равно на ... По същия начин, за принудителни преходи от нивото На : броят на излъчените по този начин фотони е [2] [11] .

Сред спектралните линии се разграничават забранените линии. Забранените линии съответстват на преходи, забранени от правилата за подбор ; следователно коефициентите на Айнщайн за тях са много малки и вероятността за преход за единица време за тях е значително по -малка, отколкото за други преходи, наречени разрешени. Нивата на енергия, от които са възможни само забранени преходи, се наричат ​​метастабилни: обикновено времето на престой на атом на метастабилно ниво е от 10-5 секунди до няколко дни, а на обичайното ниво е около 10 -8 секунди. Това води до факта, че при нормални условия такива линии не се наблюдават, тъй като през времето, когато един атом е на метастабилно ниво, той многократно се сблъсква с други атоми и прехвърля своята енергия на възбуждане към тях. При ниска плътност на материята сблъсъците на атомите се случват доста рядко, поради което се натрупват голям брой атоми в метастабилни състояния, спонтанните преходи от тях стават чести и забранените емисионни линии стават толкова интензивни, колкото позволените [12] [13] .

Профил на спектрална линия

Параметри на спектралната линия: дължина на вълната λ 0 , полуширина FWHM и еквивалентна ширина W

Линиите в спектъра имат малка ширина, но не монохромна : разпределението на интензитета на излъчване в една линия се нарича профил или контур на спектралната линия , чиято форма зависи от много фактори (виж по -долу [⇨] ) [1] [14] . Интензитетът на излъчване в спектъра се описва чрез функцията за разпределение на енергията по дължина на вълната или честота. За да се отдели излъчването или поглъщането в линията от излъчването в непрекъснатия спектър, се извършва екстраполация на спектралните области, съседни на линията, към областта, където се наблюдава линията, сякаш тя отсъства. Възможно е да се определи интензитетът на излъчване на наблюдавания спектър на честотата как , и екстраполиран - като ... За емисионните линии разликата между тези количества се нарича интензивност на излъчване в линията на честотата , за абсорбционни линии - по дълбочината на линията. Друг параметър - остатъчен интензитет - се изразява като [3] [15] [16] . Ако интензитетът на спектъра в абсорбционната линия достигне нула, тогава линията се нарича наситена [17] .

Полуширината или ширината на линията е разликата между дължините на вълните или честотите, при които интензитетът на излъчване или дълбочината на линията са наполовина максималните. Този параметър се обозначава като ... Районът на линията, разположен вътре в полуширината, се нарича централна част, а областите, разположени отстрани, се наричат ​​крила [3] [14] [16] .

За да се опише интензивността на абсорбционните линии, се използва концепцията за еквивалентна ширина : това е размерът на региона в дължини на вълните ( ) или в честоти ( ), при който непрекъснатият спектър излъчва общо същото количество енергия, което се абсорбира в цялата линия. Формално тя се определя чрез остатъчния интензитет като или - подобни разсъждения могат да бъдат проведени за спектъра по отношение на дължини на вълните, а не на честоти. На теория интеграцията трябва да се извършва от преди , но на практика те са интегрирани през краен интервал, който включва основните части на линията - като правило ширината на интервала е не повече от няколко десетки нанометра [18] [19] . С други думи, това е ширината на правоъгълник с височина, равна на интензивността на непрекъснатия спектър, чиято площ е равна на площта над спектралната линия [3] [16] [20] .

Тъй като броят на абсорбираните или излъчваните фотони в една линия зависи само от броя на атомите в съответното състояние и плътността на излъчване (виж по -горе[⇨] ), тогава, при равни други условия, колкото по -голяма е ширината на линията, толкова по -ниска е нейната дълбочина или интензивност [21] .

Механизми за разширяване

Има много фактори, които водят до увеличаване на ширината на линията и поради което спектралните линии не са монохроматични - те се наричат ​​разширяващи механизми [1] [3] [14] .

Естествена ширина

Естествената ширина на спектралната линия , наричана още минимална, се дължи на квантовите ефекти [22] . В рамките на класическата механика това явление се обяснява със затихване на радиацията , поради което естествената ширина се нарича още радиационна ширина [23] . Ако средният живот на състоянието, от което преминава атомът, е равно на , тогава, по силата на принципа на несигурност, енергията на това състояние се определя точно до , където - намалена константа на Планк , Планк е постоянен . Тогава несигурността на честотата на излъчване, съответстваща на тази енергия, е ... Тъй като енергията на фотона в линията зависи от енергията както на началното, така и на крайното състояние, полуширината на линията се изразява по следния начин [24] :

където индексите означават нива и [24] . Естествената ширина присъства задължително за всички линии, но като правило е много малка в сравнение с други ефекти, ако има такива [25] . Типичната стойност на естествената ширина на линията е 10 −3 Å [23] , а забранените линии имат особено малки естествени ширини [26] .

Доплерово разширяване

Доплеровият ефект може да допринесе за разширяването на линията - в този случай разширяването се нарича Доплер . Ако радиационният източник има ненулева радиална скорост спрямо наблюдателя, тогава дължината на вълната на радиацията, която наблюдателят получава, се променя спрямо тази, която източникът излъчва: по -специално се наблюдава изместване на линиите в спектъра. Ако различни части на източника се движат с различни радиални скорости, например, по време на въртенето му , тогава изместването на линиите от различни части на източника се оказва различно, линиите с различни измествания се добавят в спектъра на източника, а линиите се оказват разширени. Освен това, в допълнение към движението на отделни части на източника, приносът за доплеровото разширяване може да бъде направен от топлинното движение на частици, излъчващи по линията [16] [27] .

Доплеровото изместване за ниски радиални скорости се изразява с формулата , където - честотно изместване на линията, - честота на линията, - радиална скорост, Това е скоростта на светлината . С разпределение на скоростта на атомите по Максуел , средната скорост на атома е при температура и масата на атома е , където Константата на Болцман ли е. Средната скорост съответства на изместването от центъра на линията, при което интензитетът на линията е e пъти по-малък, отколкото в центъра, и този параметър е доста близо до половината от полуширината [27] [28] . При температури от няколко хиляди градуса по Келвин ширината в оптичните линии приема стойности 10 -1 -10 -2 Å [3] [29] .

Ефекти на налягането

Механизмите на разширяване на линията, които са причинени от влиянието на чужди частици, се наричат ефекти на налягането , тъй като с увеличаване на налягането, влиянието на тези частици също се увеличава. Например, ефектите под налягане включват сблъсъци на възбудени атоми с други частици, в резултат на което атомите губят енергията си на възбуждане. В резултат на това средният живот на атом в възбудено състояние намалява и в съответствие с принципа на несигурност нивото на дифузия се увеличава в сравнение с естествения (виж по -горе [⇨] ) [3] [30] . Сблъсъците обаче също могат да направят линиите по -тесни: ако ефектите на налягането все още не са твърде силни, но средният свободен път на атома се окаже по -малък от дължината на вълната на излъчения фотон, тогава скоростта на атома може да се промени по време на радиацията, която намалява величината на доплеровото разширяване. Това явление е известно като ефекта на Дике [31] .

Не по -малко влияние оказва преминаването на частици покрай излъчващите атоми. Когато една частица се приближи до атом, силовото поле близо до последния се променя, което води до изместване на енергийните нива в атома. Поради движението на частиците изместването на нивата непрекъснато се променя и се различава между атомите в определен момент от време, така че линиите също се оказват разширени. 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