Spektrální čára - Spectral line

Kontinuální spektrum

Absorpční potrubí pro vzduch pod nepřímým osvětlením, s přímým zdrojem světla není vidět, takže plyn není přímo mezi zdrojem a detektorem. Tady, Fraunhoferovy linie na slunci a Rayleighův rozptyl tohoto slunečního světla je „zdroj“. Toto je spektrum modré oblohy poněkud blízko obzoru, směřující na východ kolem 15 nebo 16 hodin (tj. Slunce na západ^{[je zapotřebí objasnění ]}) za jasného dne.

A spektrální čára je tmavá nebo jasná čára v jinak uniformní a spojité spektrum, vyplývající z emise nebo vstřebávání z světlo v úzkém frekvenčním rozsahu ve srovnání s blízkými frekvencemi. Spektrální čáry se často používají k identifikaci atomy a molekuly. Tyto „otisky prstů“ lze srovnávat s dříve shromážděnými „otisky prstů“ atomů a molekul,^[1] a jsou tedy používány k identifikaci atomových a molekulárních složek hvězdy a planety, což by jinak bylo nemožné.

Typy čárových spekter

Kontinuální spektrum an žárovka (střední) a diskrétní spektrální čáry a zářivka (dno)

Spektrální čáry jsou výsledkem interakce mezi a kvantový systém (obvykle atomy, ale někdy molekuly nebo atomová jádra ) a jeden foton. Když má foton přibližně správné množství energie (které je spojeno s jeho frekvencí)^[2] umožnit změnu energetického stavu systému (v případě atomu se obvykle jedná o elektron měnící se orbitaly ), foton je absorbován. Poté bude spontánně znovu emitován, a to buď na stejné frekvenci jako originál, nebo v kaskádě, kde se součet energií emitovaných fotonů bude rovnat energii absorbovaného (za předpokladu, že se systém vrátí k původnímu Stát).^{[Citace je zapotřebí ]}

Spektrální čára může být pozorována buď jako emisní potrubí nebo absorpční linie. Který typ vedení je pozorován, závisí na typu materiálu a jeho teplotě ve vztahu k jinému zdroji emisí. Absorpční linie se vytváří, když fotony z horkého zdroje širokého spektra procházejí studeným materiálem. Intenzita světla v úzkém frekvenčním rozsahu je snížena v důsledku absorpce materiálem a opětovné emise v náhodných směrech. Naproti tomu jasná emisní čára je produkována, když jsou fotony z horkého materiálu detekovány v přítomnosti širokého spektra ze studeného zdroje. Intenzita světla se v úzkém frekvenčním rozsahu zvyšuje v důsledku emise materiálem.

Spektrální čáry jsou vysoce atomově specifické a lze je použít k identifikaci chemického složení jakéhokoli média schopného propouštět světlo. Spektroskopickými prostředky bylo objeveno několik prvků, včetně hélium, thalium, a cesium. Spektrální čáry také závisí na fyzikálních podmínkách plynu, takže se široce používají ke stanovení chemického složení hvězdy a další nebeská tělesa, která nelze analyzovat jinými prostředky, stejně jako jejich fyzikální podmínky.

Mechanismy jiné než interakce atom-foton mohou vytvářet spektrální čáry. V závislosti na přesné fyzické interakci (s molekulami, jednotlivými částicemi atd.) Se bude frekvence zúčastněných fotonů značně lišit a čáry lze pozorovat napříč elektromagnetické spektrum, z rádiové vlny na gama paprsky.

Nomenklatura

Silné spektrální čáry v viditelné část spektra často mají jedinečný Fraunhoferova linie označení, například K. pro linii při 393,366 nm vycházející z jednotlivě ionizované Ca.⁺, i když některé z Fraunhoferových „linií“ jsou směsi více linek z několika různých druh. V ostatních případech jsou linky označeny podle úrovně ionizace přidáním a Římské číslo k označení chemický prvek, takže Ca⁺ má také označení Ca II nebo Ca^II. Neutrální atomy jsou označovány římskou číslicí I, jednotlivě ionizované atomy II atd., Takže například Fe^IX (IX, římský devět) představuje osmkrát ionizovaný žehlička.

Podrobnější označení obvykle obsahují řádek vlnová délka a může zahrnovat a multiplet číslo (pro atomové čáry) nebo označení pásma (pro molekulární linie). Mnoho spektrálních čar atomové vodík mít také označení v rámci svých příslušných série, tak jako Lyman série nebo Série Balmer. Původně byly všechny spektrální čáry rozděleny do sérií: Základní série, Ostrá série, a Difuzní série. Tyto řady existují napříč atomy všech prvků a vzorce pro všechny atomy jsou dobře předpovídány Rydberg-Ritzův vzorec. Z tohoto důvodu obsahuje databáze spektrálních čar NIST sloupec pro Ritzovy vypočítané čáry. Tyto série byly později spojeny s suborbitály.

Rozšíření a posun linky

Existuje řada efektů, které řídí tvar spektrální čáry. Spektrální čára se rozprostírá na rozsahu frekvencí, ne na jedné frekvenci (tj. Má nenulovou šířku čáry). Kromě toho může být jeho střed posunut z nominální centrální vlnové délky. Existuje několik důvodů pro toto rozšíření a posun. Tyto důvody lze rozdělit do dvou obecných kategorií - rozšíření v důsledku místních podmínek a rozšíření v důsledku rozšířených podmínek. Rozšíření v důsledku místních podmínek je způsobeno účinky, které se drží v malé oblasti kolem emitujícího prvku, obvykle dostatečně malé k zajištění lokální termodynamická rovnováha. Rozšíření v důsledku rozšířených podmínek může být výsledkem změn spektrálního rozložení záření, které prochází svou cestou k pozorovateli. Může to také vyplynout z kombinace záření z řady oblastí, které jsou od sebe daleko.

Rozšíření v důsledku místních účinků

Přirozené rozšíření

Životnost vzrušených stavů vede k přirozenému rozšiřování, známému také jako prodloužení životnosti. The princip nejistoty se týká životnosti vzrušeného stavu (kvůli spontánní radiační rozpad nebo Proces šneku ) s nejistotou jeho energie. Krátká životnost bude mít velkou energetickou nejistotu a široké emise. Tento efekt rozšíření má za následek nezměněný Lorentzianův profil. Přirozené rozšíření lze experimentálně změnit pouze do té míry, do jaké lze uměle potlačit nebo zvýšit rychlosti rozpadu.^[3]

Tepelné Dopplerovo rozšíření

Atomy v plynu, které emitují záření, budou mít distribuci rychlostí. Každý emitovaný foton bude „červený“ - nebo „modrý“ - posunutý o Dopplerův jev v závislosti na rychlosti atomu vzhledem k pozorovateli. Čím vyšší je teplota plynu, tím širší je distribuce rychlostí v plynu. Protože spektrální čára je kombinací veškerého emitovaného záření, čím vyšší je teplota plynu, tím širší je spektrální čára emitovaná z tohoto plynu. Tento rozšiřující účinek je popsán v a Gaussův profil a neexistuje žádný související posun.

Zvyšování tlaku

Přítomnost blízkých částic ovlivní záření vyzařované jednotlivými částicemi. K tomu dochází ve dvou omezujících případech:

Rozšíření nárazového tlaku nebo kolizní rozšíření: Kolize jiných částic s emitujícími částicemi světla přerušuje proces emise a zkrácením charakteristické doby procesu zvyšuje nejistotu v emitované energii (jak se vyskytuje při přirozeném rozšíření).^[4] Doba kolize je mnohem kratší než životnost emisního procesu. Tento efekt závisí na obou hustota a teplota plynu. Efekt rozšíření popisuje a Lorentzianův profil a může dojít k souvisejícímu posunu.
Kvazistatické rozšiřování tlaku: Přítomnost dalších částic posune energetické hladiny v emitující částice,^{[je zapotřebí objasnění ]} čímž se mění frekvence emitovaného záření. Doba působení je mnohem delší, než je životnost emisního procesu. Tento efekt závisí na hustota plynu, ale je dosti necitlivý teplota. Tvar přímkového profilu je určen funkční formou rušivé síly vzhledem ke vzdálenosti od rušivé částice. Může dojít také k posunu ve středu čáry. Obecným výrazem pro tvar čáry vyplývající z rozšíření kvazistatického tlaku je 4parametrické zobecnění Gaussova rozdělení známé jako stabilní distribuce.^[5]

Rozšíření tlaku lze také klasifikovat podle povahy rušivé síly následovně:

Lineární Starkovo rozšíření dochází přes lineární Starkův efekt, který je výsledkem interakce emitoru s elektrickým polem nabité částice na dálku ${ displaystyle r}$ , což způsobuje posun energie, který je lineární v intenzitě pole. ${ displaystyle ( Delta E sim 1 / r ^ {2})}$
Rozšíření rezonance nastává, když je rušivá částice stejného typu jako emitující částice, což zavádí možnost procesu výměny energie. ${ displaystyle ( Delta E sim 1 / r ^ {3})}$
Kvadratické Starkovo rozšíření dochází přes kvadratický Starkův efekt, který je výsledkem interakce emitoru s elektrickým polem a způsobuje kvadratický posun energie v intenzitě pole. ${ displaystyle ( Delta E sim 1 / r ^ {4})}$
Van der Waalsovo rozšíření nastane, když je emitující částice narušena van der Waalsovy síly. Pro kvazistatický případ, a profil van der Waals^{[poznámka 1]} je často užitečný při popisu profilu. Posun energie jako funkce vzdálenosti^{[je nutná definice ]} je dán v křídlech např. the Lennard-Jonesův potenciál. ${ displaystyle ( Delta E sim 1 / r ^ {6})}$

Nehomogenní rozšíření

Nehomogenní rozšíření je obecný termín pro rozšíření, protože některé emitující částice jsou v jiném místním prostředí od ostatních, a proto emitují s jinou frekvencí. Tento termín se používá zejména pro pevné látky, kde povrchy, hranice zrn a variace stechiometrie mohou vytvořit řadu místních prostředí pro obsazení daného atomu. V kapalinách jsou účinky nehomogenního rozšíření někdy sníženy tzv. Procesem pohybové zúžení.

Rozšíření v důsledku nemístních účinků

Určité typy rozšíření jsou výsledkem podmínek ve velké oblasti vesmíru, nikoli pouze za podmínek, které jsou lokální pro emitující částice.

Rozšíření neprůhlednosti

Elektromagnetické záření vyzařované v určitém bodě ve vesmíru může být reabsorbováno při svém pohybu vesmírem. Tato absorpce závisí na vlnové délce. Čára je rozšířena, protože fotony ve středu čáry mají větší pravděpodobnost reabsorpce než fotony v křídlech čáry. Ve skutečnosti může být reabsorpce blízko středu čáry tak velká, že způsobí a samočinný obrat ve kterém je intenzita ve středu čáry menší než v křídlech. Tento proces se také někdy nazývá samoabsorpce.

Makroskopické rozšiřování Dopplera

Vyzařování vyzařovaného pohybujícím se zdrojem podléhá Dopplerův posun kvůli projekci rychlosti konečné viditelnosti. Pokud mají různé části emitujícího tělesa různé rychlosti (podél linie viditelnosti), výsledná čára se rozšíří, přičemž šířka čáry bude úměrná šířce rozdělení rychlosti. Například záření vyzařované ze vzdáleného rotujícího tělesa, jako je a hvězda, bude rozšířen kvůli kolísání rychlosti přímky na opačných stranách hvězdy. Čím větší je rychlost otáčení, tím širší je čára. Dalším příkladem je imploding plazma skořápka v a Z-pinch.

Radiační rozšíření

Radiační rozšíření spektrálního absorpčního profilu nastává, protože rezonanční absorpce ve středu profilu je nasycena při mnohem nižších intenzitách než rezonanční křídla. Jak tedy intenzita stoupá, absorpce v křídlech stoupá rychleji než absorpce ve středu, což vede k rozšíření profilu. K radiačnímu rozšíření dochází i při velmi nízké intenzitě světla.

Kombinované efekty

Každý z těchto mechanismů může působit izolovaně nebo v kombinaci s ostatními. Za předpokladu, že každý efekt je nezávislý, je pozorovaný liniový profil konvolucí liniových profilů každého mechanismu. Například kombinace tepelného Dopplerova rozšíření a rozšíření nárazového tlaku poskytuje a Voigtův profil.

Různé mechanismy rozšiřování linek však nejsou vždy nezávislé. Například kolizní efekty a pohybové Dopplerovy posuny mohou působit koherentně, což může za určitých podmínek vést i ke kolizi zúžení, známý jako Dickeho efekt.

Spektrální linie chemických prvků

Viditelné světlo

V následující tabulce jsou pro každý prvek uvedeny spektrální čáry, které se objevují v viditelné spektrum při přibližně 400-700 nm.


Spektrální čáry z chemické prvky
Živel	Z	Symbol	Spektrální čáry
vodík	1	H
hélium	2	On
lithium	3	Li
berylium	4	Být
bór	5	B
uhlík	6	C
dusík	7	N
kyslík	8	Ó
fluor	9	F
neon	10	Ne
sodík	11	Na
hořčík	12	Mg
hliník	13	Al
křemík	14	Si
fosfor	15	P
síra	16	S
chlór	17	Cl
argon	18	Ar
draslík	19	K.
vápník	20	Ca.
skandium	21	Sc
titan	22	Ti
vanadium	23	PROTI
chrom	24	Cr
mangan	25	Mn
žehlička	26	Fe
kobalt	27	Spol
nikl	28	Ni
měď	29	Cu
zinek	30	Zn
galium	31	Ga
germanium	32	Ge
arsen	33	Tak jako
selen	34	Se
bróm	35	Br
krypton	36	Kr
rubidium	37	Rb
stroncium	38	Sr
ytrium	39	Y
zirkonium	40	Zr
niob	41	Pozn
molybden	42	Mo
technecium	43	Tc
ruthenium	44	Ru
rhodium	45	Rh
palladium	46	Pd
stříbrný	47	Ag
kadmium	48	CD
indium	49	v
cín	50	Sn
antimon	51	Sb
telur	52	Te
jód	53	Já
xenon	54	Xe
cesium	55	Čs
baryum	56	Ba
lanthan	57	Los Angeles
cer	58	Ce
praseodym	59	Pr
neodym	60	Nd
promethium	61	Odpoledne
samarium	62	Sm
evropské	63	Eu
gadolinium	64	Gd
terbium	65	Tb
dysprosium	66	Dy
holmium	67	Ho
erbium	68	Er
thulium	69	Tm
yterbium	70	Yb
lutetium	71	Lu
hafnium	72	Hf
tantal	73	Ta
wolfram	74	Ž
rhenium	75	Re
osmium	76	Os
iridium	77	Ir
Platina	78	Pt
zlato	79	Au
thalium	81	Tl
Vést	82	Pb
vizmut	83	Bi
polonium	84	Po
radon	86	Rn
rádium	88	Ra
aktinium	89	Ac
thorium	90	Čt
protactinium	91	Pa
uran	92	U
neptunium	93	Np
plutonium	94	Pu
americium	95	Dopoledne
kurium	96	Cm
berkelium	97	Bk
kalifornium	98	Srov
einsteinium	99	Es

Jiné vlnové délky

Bez kvalifikace „spektrální čáry“ obecně znamenají, že se jedná o čáry s vlnovými délkami, které spadají do rozsahu viditelného spektra. Existuje však také mnoho spektrálních čar, které se objevují na vlnových délkách mimo tento rozsah. Na mnohem kratších vlnových délkách rentgenových paprsků jsou tyto známé jako charakteristické rentgenové paprsky. Jiné frekvence mají také atomové spektrální čáry, například Lyman série, který spadá do ultrafialový rozsah.

Viz také

Poznámky

^ „van der Waalsův profil“ se téměř ve všech zdrojích zobrazuje jako malá písmena, například: Statistická mechanika povrchu kapaliny Clive Anthony Croxton, 1980, publikace Wiley-Interscience, ISBN 0-471-27663-4, ISBN 978-0-471-27663-0; a v Časopis technické fyziky, Svazek 36, Instytut Podstawowych Problemów Techniki (Polska Akademia Nauk), vydavatel: Państwowe Wydawn. Naukowe., 1995,

Reference

^ 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 .; Šance, 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 .; et al. (2013). „Molekulární spektroskopická databáze HITRAN2012“. 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.
^ Einstein, Albert (1905). "Na heuristickém pohledu na produkci a transformaci světla ".
^ Například v následujícím článku byl rozpad potlačen mikrovlnnou dutinou, čímž se snížilo přirozené rozšíření: Gabrielse, Gerald; H. Dehmelt (1985). "Pozorování inhibovaných spontánních emisí". Dopisy o fyzické kontrole. 55 (1): 67–70. Bibcode:1985PhRvL..55 ... 67G. doi:10.1103 / PhysRevLett.55.67. PMID 10031682.
^ „Collisional Broadening“. Fas.harvard.edu. Archivovány od originál dne 24. 09. 2015. Citováno 2015-09-24.
^ Peach, G. (1981). "Teorie rozšíření tlaku a posunu spektrálních čar". Pokroky ve fyzice. 30 (3): 367–474. Bibcode:1981AdPhy..30..367P. doi:10.1080/00018738100101467. Archivovány od originál dne 14.01.2013.

Další čtení

Griem, Hans R. (1997). Principy plazmové spektroskopie. Cambridge: University Press. ISBN 0-521-45504-9.
Griem, Hans R. (1974). Rozšíření spektrální čáry plazmou. New York: Akademický tisk. ISBN 0-12-302850-7.
Griem, Hans R. (1964). Plazmová spektroskopie. New York: McGraw-Hill Book Company.

[6] „van der Waalsův profil“ se téměř ve všech zdrojích zobrazuje jako malá písmena, například: Statistická mechanika povrchu kapaliny Clive Anthony Croxton, 1980, publikace Wiley-Interscience, ISBN 0-471-27663-4, ISBN 978-0-471-27663-0; a v Časopis technické fyziky, Svazek 36, Instytut Podstawowych Problemów Techniki (Polska Akademia Nauk), vydavatel: Państwowe Wydawn. Naukowe., 1995,

[RothmanGordon2013-1] 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 .; Šance, 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 .; et al. (2013). „Molekulární spektroskopická databáze HITRAN2012“. 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] Einstein, Albert (1905). "Na heuristickém pohledu na produkci a transformaci světla ".

[3] Například v následujícím článku byl rozpad potlačen mikrovlnnou dutinou, čímž se snížilo přirozené rozšíření: Gabrielse, Gerald; H. Dehmelt (1985). "Pozorování inhibovaných spontánních emisí". Dopisy o fyzické kontrole. 55 (1): 67–70. Bibcode:1985PhRvL..55 ... 67G. doi:10.1103 / PhysRevLett.55.67. PMID 10031682.

[4] „Collisional Broadening“. Fas.harvard.edu. Archivovány od originál dne 24. 09. 2015. Citováno 2015-09-24.

[5] Peach, G. (1981). "Teorie rozšíření tlaku a posunu spektrálních čar". Pokroky ve fyzice. 30 (3): 367–474. Bibcode:1981AdPhy..30..367P. doi:10.1080/00018738100101467. Archivovány od originál dne 14.01.2013.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[poznámka 1]