Спектрална линија

Од Википедија — слободната енциклопедија
Continuous spectrum
Непрекинат спектар
Absorption lines
Впивачки линии (прекинат спектар)
Апсорпциски линии за воздух, под индиректно осветлување, со директен извор на светлина не се видливи, така што гасот не е директen помеѓу изворот и детекторот. Ова е спектарот на синото небо, нешто блиску до хоризонтот, покажувајќи на исток околу 3 или 4 часот (т.е. сонце кон запад) на јасен ден.

Спектрална линија — темна или светла линија во континуиран спектар, што произлегува од емисија или апсорпција на светлина во тесен честотен опсег, во споредба со блиските честоти. Спектралните линии често се користат за идентификација на атоми и молекули. Овие „отпечатоци“ може да се споредат со претходно собраните „отпечатоци од прсти“ на атоми и молекули,[1] и на тој начин се користат за да се идентификуваат атомските и молекуларните компоненти на ѕвездите и планетите, што инаку би било невозможно.

Видови на спектар на линии[уреди | уреди извор]

Континуиран спектар на жарулка (во средина) и дискретни спектрални линии на флуоросцентна светилка (долу)

Спектралните линии се резултат на интеракција помеѓу квантниот систем (обично атоми, но понекогаш молекули или атомски јадра) и еден фотон. Кога фотонот има доволно енергија за да овозможи промена во енергетската состојба на системот (во случај на атом, ова обично се електрони што се менуваат со орбитали), фотонот се апсорбира. Тогаш тоа ќе биде спонтано повторно емитувано, или во иста честота како и оригиналот или во каскада, каде што збирот на енергијата на испуштените фотони ќе биде еднаков на енергијата на оној што се апсорбира (претпоставувајќи дека системот се враќа во првобитната состојба).

Спектрална линија може да се разгледува или како емисиона линија или линија на апсорпција. Кој вид на линија се набљудува зависи од видот на материјалот и неговата температура во однос на друг извор на емисија. Линија на апсорпција се произведува кога фотоните од топол извор на широк спектар минуваат низ ладен материјал. Интензитетот на светлината, во тесен честотен опсег, се намалува поради апсорпцијата од материјалот и повторната емисија во случаен правец. Спротивно на тоа, светла емисиона линија се произведува кога фотоните од топол материјал се откриваат во присуство на широк спектар од ладен извор. Интензитетот на светлината, преку тесен честотен опсег, се зголемува поради емисијата од материјалот.

Спектралните линии се високо атомски специфични и може да се користат за да се идентификува хемискиот состав на било кој медиум способен да му дозволи на светлината да помине низ неа. Неколку елементи биле откриени со спектроскопски средства, вклучително и хелиум, талиум и цезиум. Спектралните линии исто така зависат од физичките услови на гасот, па затоа се користат за одредување на хемискиот состав на ѕвездите и другите небесни тела кои не можат да се анализираат со други средства, како и нивните физички услови.

Механизмите, освен атомот-фотон интеракција може да произведе спектрални линии. Во зависност од точната физичка интеракција (со молекули, единечни честички и сл.), Честотата на вклучените фотони ќе се разликува многу, а линии може да се набљудуваат низ електромагнетниот спектар, од радиобранови до гама-зраци.

Номенклатура[уреди | уреди извор]

Силните спектрални линии во видливиот дел од спектарот често имаат уникатна ознака на линијата Фрауенхофер, како што е K за линија на 393.366 nm кои произлегуваат од самите јонизирани Ca +, иако некои од „линиите“ Фрауенхофер се мешавини од повеќе линии од неколку различни видови. Во други случаи, линиите се означуваат според нивото на јонизација со додавање римски број на означувањето на хемискиот елемент, така што Ca +, исто така, има ознака Ca II. Неутралните атоми се означуваат со римскиот број I, јонизираните атоми со II и така натаму, така што на пример Fe IX (IX, римски 9) претставува осум пати јонизирано железо. Подеталните ознаки обично вклучуваат линија бранова должина и може да вклучуваат повеќекратен број (за атомски линии) или означување на бендот (за молекуларни линии). Многу спектрални линии на атомски водород, исто така, имаат ознаки во нивните соодветни серии, како што се серијата Лајман или серијата Балмер.

Првично сите спектрални линии биле класифицирани во серијата на Принципи, Шарп серијата и Дифузните серии. Овие серии постојат низ атоми на сите елементи и комбинациониот принцип на Ридберг-Риц е формула која предвидува да се најде шема на линии во сите атоми на елементите.

Линија на ширење и поместување[уреди | уреди извор]

Спектралната линија се протега низ низа честоти, не само низ една честота (односно, има ненулова линеарна ширина). Покрај тоа, неговиот центар може да се префрли од својата номинална централна бранова должина. Постојат неколку причини за ова проширување и промена. Овие причини може да се поделат во две општи категории - проширување поради локалните услови и проширување поради проширени услови. Проширувањето поради локалните услови се должи на ефектите кои се одржуваат во мал регион околу елементот кој емитува, обично доволно мал за да обезбеди локална термодинамичка рамнотежа. Проширувањето поради проширените услови може да произлезе од промените во спектралната распределба на зрачењето, како што поминува низ нејзиниот пат кон набљудувачот. Исто така може да резултира од комбинирање на зрачење од голем број региони кои се далеку од едни на други.

Проширување поради локални ефекти[уреди | уреди извор]

Природно проширување[уреди | уреди извор]

Принципот на несигурност го поврзува животниот век на возбудена состојба (поради спонтано радијациско распаѓање или процеси на Аугер) со неизвесноста на неговата енергија. Краткиот животен век ќе има голема енергетска неизвесност и широка емисија. Овој проширен ефект резултира со непроменет Лоренцов профил. Природното проширување може да биде експериментално изменето само до степен до кој стапките на распаѓање можат да бидат вештачки потиснати или зголемени.[2]

Топлинско Доплерово проширување[уреди | уреди извор]

Атомите во гасот што емитуваат зрачење ќе имаат дистрибуција на брзини. Секој емитуван фотон ќе биде „црвен“ - или „син“ - префрлен со ефектот на Доплер во зависност од брзината на атомот во однос на набљудувачот. Колку е повисока температурата на гасот, толку е поширока дистрибуцијата на брзините во гасот. Бидејќи спектралната линија е комбинација на сите емитирани зрачења, колку е поголема температурата на гасот, толку е поширока спектралната линија која се испушта од тој гас. Овој проширен ефект е опишан со Гаусов профил и не постои поврзана промена.

Проширување заради притисокот[уреди | уреди извор]

Присуството на блиски честички ќе влијае на зрачењето кое го емитираат одделни честички. Постојат два ограничувачки случаи со кои се случува ова:

  • Проширување заради притисокот или судирно проширување: Судирот на други честички со емитувачката честица го прекинува процесот на емисија и со скратување на карактеристичното време за процесот, ја зголемува неизвесноста во емитуваната енергија (како што се случува во природно проширување).[3][4] Времетраењето на судирот е многу пократко од животниот век на процесот на емисија. Овој ефект зависи и од густината и од температурата на гасот. Ефектот на проширување е опишан со Лоренцовиот профил и може да има поврзана смена.
  • Квазистично проширување заради притисокот: Присуството на други честички ги поместува нивоата на енергија во емитувачката честичка, со што се менува честотата на емитираното зрачење. Времетраењето на влијанието е многу подолго од животниот век на процесот на емисија. Овој ефект зависи од густината на гасот, но е прилично нечувствителен на температурата. Формата на линискиот профил е определена од функционалната форма на вознемирувачката сила во однос на растојанието од вознемирувачката честичка. Исто така, може да има поместување во линијата центар. Генералниот израз за линијата на линиите што произлегува од квазистичното проширување на притисокот е 4-параметарска генерализација на Гаусовата дистрибуција позната како стабилна дистрибуција.[5]

Проширувањето на притисок може да се класифицира и според природата на силата на вознемирување, на следниов начин:

  • Линеарното проширување на Старк се случува преку линеарниот ефект на Старк, кој произлегува од интеракцијата на емитер со електричното поле на наелектризирана честичка на растојание , предизвикувајќи промена во енергијата што е линеарна во јачината на полето.
  • Резонантното проширување се јавува кога вознемирувачката честичка е од ист тип како емитувачката честичка, што ја воведува можноста за процес на размена на енергија.
  • Квадратното проширување на Старк се случува преку квадратниот Старк ефектот, кој произлегува од интеракцијата на емитер со електрично поле, предизвикувајќи промена во енергијата што е квадратна во јачината на полето.
  • Ван дер Валсово проширување настанува кога оддавачка честичка е придвижувана од Ван дер Валсови сили. За квазистатичките случаи, Ван дер Валсовиот профил[note 1] е честопати користен за опишување на профилот. Енергетската промена е функција од растојанието и е определена од на пример Ленард-Џонсовиот потенцијал.

Проширување поради нелокални ефекти[уреди | уреди извор]

Одредени видови проширувања се резултат на услови во голем простор на простор, а не само на услови кои се локални за емитувачката честичка.

Проширување на непроѕирноста[уреди | уреди извор]

Електромагнетното зрачење што емитираат во одредена точка во просторот може да се реапсорбира додека патува низ вселената. Оваа апсорпција зависи од брановата должина. Линијата е проширена затоа што фотоните во центарот на линијата имаат поголема веројатност за реапсорпција од фотоните на крилните линии. Навистина, реапсорпцијата близу до центарот на центарот може да биде толку голема што може да предизвика самопреврат во која интензитетот во центарот на линијата е помал отколку во крилјата. Овој процес понекогаш се нарекува самоапсорпција.

Макроскопско доплерско ширење[уреди | уреди извор]

Доколку различни делови од емитувачкото тело имаат различни брзини (по должината на видното поле), добиената линија ќе се прошири, со ширина на линија пропорционална со ширината на распределбата на брзината. На пример, зрачењето емитирана од далечното вртечко тело, како што е ѕвездата, ќе се прошири поради варијациите на брзината на видното поле на спротивните страни на ѕвездата. Колку е поголема стапката на ротација, толку е поширока линијата.

Радијациско проширување[уреди | уреди извор]

Радијациско проширување на профилот на спектрална апсорпција се јавува поради тоа што апсорпцијата на резонанца во центарот на профилот е заситена со многу пониски интензитети отколку нерезонантните крила. Затоа, како што се зголемува интензитетот, апсорпцијата на крилјата се зголемува побрзо од апсорпцијата во центарот, што доведува до проширување на профилот. Радијационото проширување се јавува дури и при многу ниски интензитети на светлината.

Комбинирани ефекти[уреди | уреди извор]

Секој од овие механизми може да дејствува изолирано или во комбинација со други. Претпоставувајќи дека секој ефект е независен, посматраниот профил на линија е конволуција на профилите на линии на секој механизам. На пример, комбинацијата на топлинско Доплерово проширување и проширување заради притисокот дава Фогтов профил.

Сепак, различните механизми за проширување на линијата не се секогаш независни. На пример, колизиските ефекти и движечките Доплерови поместувања можат да дејствуваат на кохерентен начин, што резултира во некои услови дури и во колизиско стеснување, познато како ефект на Дике.

Спектрални линии на хемиски елементи[уреди | уреди извор]

Видлива светлина[уреди | уреди извор]

За секој елемент, следната табела ги прикажува спектралните линии кои се појавуваат во видливиот спектар, од околу 400 nm - 700 nm.

Спектрални линии на хемиските елементи
Елемент Z Симбол Спектрални линии
H Hydrogen spectrum visible.png
He Helium spectrum visible.png
Li Lithium spectrum visible.png
Be Beryllium spectrum visible.png
B Boron spectrum visible.png
C Carbon spectrum visible.png
N Nitrogen spectrum visible.png
O Oxygen spectrum visible.png
F Fluorine spectrum visible.png
Ne Neon spectrum visible.png
Na Sodium spectrum visible.png
Mg Magnesium spectrum visible.png
Al Aluminium spectrum visible.png
Si Silicon spectrum visible.png
P Phosphorus spectrum visible.png
S Sulfur spectrum visible.png
Cl Chlorine spectrum visible.png
Ar Argon spectrum visible.png
K Potassium spectrum visible.png
Ca Calcium spectrum visible.png
Sc Scandium spectrum visible.png
Ti Titanium spectrum visible.png
V Vanadium spectrum visible.png
Cr Chromium spectrum visible.png
Mn Manganese spectrum visible.png
Fe Iron spectrum visible.png
Co Cobalt spectrum visible.png
Ni Nickel spectrum visible.png
Cu Copper spectrum visible.png
Zn Zinc spectrum visible.png
Ga Gallium spectrum visible.png
Ge Germanium spectrum visible.png
As Arsenic spectrum visible.png
Se Selenium spectrum visible.png
Br Bromine spectrum visible.png
Kr Krypton spectrum visible.png
Rb Rubidium spectrum visible.png
Sr Strontium spectrum visible.png
Y Yttrium spectrum visible.png
Zr Zirconium spectrum visible.png
Nb Niobium spectrum visible.png
Mo Molybdenum spectrum visible.png
Tc Technetium spectrum visible.png
Ru Ruthenium spectrum visible.png
Rh Rhodium spectrum visible.png
Pd Palladium spectrum visible.png
Ag Silver spectrum visible.png
Cd Cadmium spectrum visible.png
In Indium spectrum visible.png
Sn Tin spectrum visible.png
Sb Antimony spectrum visible.png
Te Tellurium spectrum visible.png
I Iodine spectrum visible.png
Xe Xenon spectrum visible.png
Cs Caesium spectrum visible.png
Ba Barium spectrum visible.png
La Lanthanum spectrum visible.png
Ce Cerium spectrum visible.png
Pr Praseodymium spectrum visible.png
Nd Neodymium spectrum visible.png
Pm Promethium spectrum visible.png
Sm Samarium spectrum visible.png
Eu Europium spectrum visible.png
Gd Gadolinium spectrum visible.png
Tb Terbium spectrum visible.png
Dy Dysprosium spectrum visible.png
Ho Holmium spectrum visible.png
Er Erbium spectrum visible.png
Tm Thulium spectrum visible.png
Yb Ytterbium spectrum visible.png
Lu Lutetium spectrum visible.png
Hf Hafnium spectrum visible.png
Ta Tantalum spectrum visible.png
W Tungsten spectrum visible.png
Re Rhenium spectrum visible.png
Os Osmium spectrum visible.png
Ir Iridium spectrum visible.png
Pt Platinum spectrum visible.png
Au Gold spectrum visible.png
Hg Mercury spectrum visible.png
Tl Thallium spectrum visible.png
Pb Lead spectrum visible.png
Bi Bismuth spectrum visible.png
Po Polonium spectrum visible.png
Rn Radon spectrum visible.png
Ra Radium spectrum visible.png
Ac Actinium spectrum visible.png
Th Thorium spectrum visible.png
Pa Protactinium spectrum visible.png
U Uranium spectrum visible.png
Np Neptunium spectrum visible.png
Pu Plutonium spectrum visible.png
Am Americium spectrum visible.png
Cm Curium spectrum visible.png
Bk Berkelium spectrum visible.png
Cf Californium spectrum visible.png
Es Einsteinium spectrum visible.png

Други бранови должини[уреди | уреди извор]

Без квалификација, „спектрални линии“ обично подразбираат дека се зборува за линии со бранови должини кои спаѓаат во опсегот на видливиот спектар. Сепак, постојат и многу спектрални линии кои се појавуваат на бранови должини надвор од овој опсег. На многу пократки бранови должини на Х-зраци, тие се познати како карактеристични Х-зраци. Другите честоти исто така имаат и атомски спектрални линии, како што е серијата Лајман, која паѓа во ултравиолетовиот опсег.

Поврзано[уреди | уреди извор]

Белешки[уреди | уреди извор]

  1. "van der Waals profile" appears as lowercase in almost all sources, such as: Statistical mechanics of the liquid surface by Clive Anthony Croxton, 1980, A Wiley-Interscience publication, ISBN 0-471-27663-4, ISBN 978-0-471-27663-0; and in Journal of technical physics, Volume 36, by Instytut Podstawowych Problemów Techniki (Polska Akademia Nauk), publisher: Państwowe Wydawn. Naukowe., 1995,

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. Rothman, L.S.; Gordon, I.E.; Babikov, Y.; Barbe, A.; Chris Benner, D.; Bernath, P.F.; Birk, M.; Bizzocchi, L.; Boudon, V.; Brown, L.R.; Campargue, A.; Chance, K.; Cohen, E.A.; Coudert, L.H.; Devi, V.M.; Drouin, B.J.; Fayt, A.; Flaud, J.-M.; Gamache, R.R.; Harrison, J.J.; Hartmann, J.-M.; Hill, C.; Hodges, J.T.; Jacquemart, D.; Jolly, A.; Lamouroux, J.; Le Roy, R.J.; Li, G.; Long, D.A.; и др. (2013). „The HITRAN2012 molecular spectroscopic database“. Journal of Quantitative Spectroscopy and Radiative Transfer. 130: 4–50. Bibcode:2013JQSRT.130....4R. doi:10.1016/j.jqsrt.2013.07.002. ISSN 0022-4073.
  2. For example, in the following article, decay was suppressed via a microwave cavity, thus reducing the natural broadening: Gabrielse, Gerald; H. Dehmelt (1985). „Observation of Inhibited Spontaneous Emission“. Physical Review Letters. 55 (1): 67–70. Bibcode:1985PhRvL..55...67G. doi:10.1103/PhysRevLett.55.67. PMID 10031682.
  3. „Collisional Broadening“. Fas.harvard.edu. Архивирано од изворникот на 2015-09-24. Посетено на 2015-09-24.CS1-одржување: бот: непознат статус на изворната URL (link)
  4. „Collisional Broadening“. Fas.harvard.edu. Посетено на 2015-05-02.
  5. Peach, G. (1981). „Theory of the pressure broadening and shift of spectral lines“. Advances in Physics. 30 (3): 367–474. Bibcode:1981AdPhy..30..367P. doi:10.1080/00018738100101467. Архивирано од изворникот на 2013-01-14.

Дополнителна литература[уреди | уреди извор]

  • Griem, Hans R. (1997). Principles of Plasma Spectroscopy. Cambridge: University Press. ISBN 0-521-45504-9.
  • Griem, Hans R. (1974). Spectral Line Broadening by Plasmas. New York: Academic Press. ISBN 0-12-302850-7.
  • Griem, Hans R. (1964). Plasma Spectroscopy. New York: McGraw-Hill book Company.