Tento článek je kandidátem dobrých článků

Spektrální čára

z Wikipedie, otevřené encyklopedie
Přejít na navigaci Přejít na hledání
Od shora dolů: souvislé spektrum bez čar; spektrum sestávající z několika emisních čar ; spojité spektrum s absorpčními čarami
Spektrum s absorpčními čarami označenými šipkami v grafickém znázornění

Spektrální čára - úzká část spektra elektromagnetického záření , kde je intenzita záření zvýšena nebo oslabena ve srovnání se sousedními oblastmi spektra. V prvním případě se čára nazývá emisní čára , ve druhém - absorpční čára . Poloha čáry ve spektru je obvykle specifikována vlnovou délkou , frekvencí nebo energií fotonu .

Spektrální čáry se nejčastěji objevují během přechodů mezi jednotlivými úrovněmi energie v kvantových systémech : molekuly , atomy a ionty , stejně jako atomová jádra . Atomy a ionty mají pro každý chemický prvek vlastní strukturu energetických úrovní a jejich sada spektrálních čar je jedinečná, což znamená, že spektrální čáry lze použít ke stanovení přítomnosti a kvantitativního obsahu určitých chemických prvků ve zkoumaném objektu.

Spektrální čáry jsou malé, ale nejsou jednobarevné . Rozložení intenzity záření v přímce se nazývá profil nebo obrys spektrální čáry , jejíž forma závisí na mnoha faktorech nazývaných rozšiřující mechanismy. Mezi ně patří přirozená šířka spektrální čáry , dopplerovské rozšíření a další efekty.

Spektrální čáry jsou pozorovány ve všech rozsazích elektromagnetického záření : od gama paprsků porádiové vlny a čáry v různých rozsazích jsou způsobeny různými procesy: například linie atomových jader spadají do gama a rentgenového spektra a různé řady molekul - hlavně v rozmezí infračervených a rádiových vln ... Profily a charakteristiky spektrálních čar obsahují různé informace o podmínkách prostředí, odkud pocházejí.

Popis

Spektrální čáry představují úzké úseky spektra elektromagnetického záření , kde je intenzita záření zvýšena nebo oslabena ve srovnání se sousedními oblastmi spektra. V prvním případě se čáry nazývají emisní čáry , ve druhém - absorpční čáry . Poloha čáry ve spektru je obvykle specifikována buď vlnovou délkou nebo frekvence , kde - rychlost světla nebo energie fotonu , kde - Planckova konstanta [1] [2] [3] .

Název termínu „spektrální čára“ je vysvětlen výskytem spektra při jeho pozorování spektrografem s hranolem nebo difrakční mřížkou : úzká maxima nebo minima ve spektru vypadají na pozadí spojitého světla jako tmavé nebo tmavé čáry pásmo jasu [1] [4] .

Mechanismus výskytu

Ve většině případů spektrální čáry vznikají z přechodů mezi jednotlivými úrovněmi energie v kvantových systémech : molekuly , atomy a ionty , stejně jako atomová jádra . Spektrální čáry lze také generovat například cyklotronovým zářením a plazmatickými procesy [2] [3] [5] . Emise v řádcích krystaly je považována za emisi excitonů - kvazičástic , které jsou vázaným stavem elektronu a díry [6] .

V atomech a dalších kvantových systémech přechody z vyšší energetické hladiny na nižší může nastat spontánně, v tomto případě je během přechodu emitován foton s energií rovnou energetickému rozdílu mezi úrovněmi a takové přechody se nazývají spontánní . Pokud foton se stejnou energií zasáhne stejný atom na energetické úrovni Poté se foton absorbuje a atom přejde na energetickou úroveň ... Pokud takový foton zasáhne atom na úrovni , pak dojde ke stimulované emisi jiného fotonu se stejnou vlnovou délkou a směrem pohybu a atom přejde na úroveň ... S neustále probíhajícími přechody v jednom směru jsou fotony stejné energie emitovány nebo absorbovány, proto je na pozadí souvislého spektra pozorována světlá nebo tmavá čára[7][8] .

Vlnové délky spektrálních čar tedy charakterizují strukturu energetických hladin kvantového systému. Zejména každý chemický prvek a ion má svou vlastní strukturu energetických úrovní, což znamená jedinečnou sadu spektrálních čar [1] [4] . Čáry v pozorovaném spektru lze identifikovat s čarami známých chemických prvků, proto lze spektrální čáry použít k určení přítomnosti určitých chemických prvků ve zkoumaném objektu[9] . Kvantitativní stanovení chemického složení zdroje spektra z čar je předmětem spektrální analýzy [10] .

Kromě vlnové délky jsou čáry charakterizovány Einsteinovými přechodovými koeficienty . Můžete zvážit spontánní přechody z úrovně na : počet těchto přechodů, což znamená, že počet emitovaných fotonů v tomto řádku o jednotkovém objemu (odebere se 1 cm 3 ) je úměrný počtu atomy v tomto objemu, které jsou na úrovni ... Einsteinův koeficient spontánního přechodu je takový koeficient proporcionality: počet fotonů emitovaných v řadě atomů za určité časové období rovná se ... Počet zpětných přechodů z úrovně na úroveň v tomto objemu, způsobeném absorpcí fotonu, je úměrné nejen množství atomy na úrovni , ale také hustota záření odpovídající frekvence v řádku: ... Počet absorbovaných fotonů je vyjádřen Einsteinovým absorpčním koeficientem a po určitou dobu rovná se ... Podobně pro vynucené přechody z úrovně na : počet takto emitovaných fotonů je [2] [11] .

Mezi spektrálními čarami se rozlišují zakázané čáry. Zakázané čáry odpovídají přechodům, které jsou zakázány pravidly výběru ; proto jsou pro ně Einsteinovy ​​koeficienty velmi malé a pravděpodobnost přechodu za jednotku času je pro ně výrazně menší než u jiných přechodů, nazývaných povoleno. Energetické hladiny, ze kterých jsou možné pouze zakázané přechody, se nazývají metastabilní: doba zdržení atomu na metastabilní úrovni je obvykle od 10–5 sekund do několika dnů a na obvyklé úrovni je přibližně 10–8 sekund. To vede k tomu, že za normálních podmínek takové čáry nejsou pozorovány, protože v průběhu času je atom na metastabilní úrovni, opakovaně se srazí s jinými atomy a přenese na ně svou excitační energii. Při nízké hustotě hmoty se však srážky atomů vyskytují zcela výjimečně, proto se hromadí velké množství atomů v metastabilních stavech, spontánní přechody z nich se stávají častými a zakázané emisní čáry jsou stejně intenzivní jako povolené [12] [13] .

Profil spektrální čáry

Parametry spektrální čáry: vlnová délka λ 0 , poloviční šířka FWHM a ekvivalentní šířka W

Čáry ve spektru mají malou šířku, ale nejsou jednobarevné : rozložení intenzity záření v čáře se nazývá profil nebo obrys spektrální čáry , jejíž forma závisí na mnoha faktorech (viz níže [⇨] ) [1] [14] . Intenzita záření ve spektru je popsána distribuční funkcí energie podle vlnové délky nebo frekvence. Pro oddělení emise nebo absorpce v linii od záření v kontinuálním spektru se extrapolace spektrálních oblastí sousedících s linií provádí do oblasti, kde je linie pozorována, jako by chyběla. Na frekvenci je možné určit intenzitu vyzařování pozorovaného spektra jak , a extrapolováno - jako ... U emisních vedení rozdíl mezi těmito veličinami se nazývá intenzita záření v řádku na frekvenci , pro absorpční čáry - podle hloubky čáry. Další parametr - zbytková intenzita - je vyjádřen jako [3] [15] [16] . Pokud intenzita spektra v absorpční čáře dosáhne nuly, pak se přímka nazývá nasycená [17] .

Poloviční šířka nebo šířka čáry je rozdíl mezi vlnovými délkami nebo frekvencemi, při kterých je intenzita záření nebo hloubka čáry poloviční z maxima. Tento parametr je označen jako ... Oblast čáry umístěná uvnitř poloviční šířky se nazývá centrální část a oblasti umístěné po stranách se nazývají křídla [3] [14] [16] .

K popisu intenzity absorpčních čar se používá koncept ekvivalentní šířky : toto je velikost oblasti ve vlnových délkách ( ) nebo ve frekvencích ( ), ve kterém spojité spektrum emituje celkem stejné množství energie, jaké je absorbováno v celé linii. Formálně je definován prostřednictvím zbytkové intenzity jako nebo - podobné úvahy lze provést pro spektrum z hlediska vlnových délek, nikoli frekvencí. Integraci by teoreticky mělo provádět od před , ale v praxi jsou integrovány přes konečný interval, který zahrnuje hlavní části čáry - šířka intervalu zpravidla není větší než několik desítek nanometrů [18] [19] . Jinými slovy se jedná o šířku obdélníku s výškou rovnou intenzitě spojitého spektra, jehož plocha se rovná ploše nad spektrální čárou [3] [16] [20] .

Protože počet fotonů absorbovaných nebo emitovaných v řadě závisí pouze na počtu atomů v odpovídajícím stavu a hustotě záření (viz výše [⇨] ), potom za jiných podmínek, čím větší je šířka čáry, tím nižší je její hloubka nebo intenzita [21] .

Rozšiřující mechanismy

Existuje mnoho faktorů, které vedou ke zvýšení šířky čáry, a kvůli nimž nejsou spektrální čáry jednobarevné - nazývají se rozšiřující mechanismy [1] [3] [14] .

Přirozená šířka

Přirozená šířka spektrální čáry , nazývaná také minimální, je dána kvantovými efekty [22] . V rámci klasické mechaniky je tento jev vysvětlován útlumem záření , proto se přirozená šířka nazývá také šířka záření [23] . Pokud je průměrná životnost stavu, ze kterého atom prochází, rovna , pak je na základě principu neurčitosti energie tohoto stavu určena přesně k , kde - snížená Planckova konstanta , Je Planck konstantní . Pak je nejistota frekvence záření odpovídající této energii ... Protože energie fotonu v řádku závisí na energii počátečního i konečného stavu, poloviční šířky čáry je vyjádřen následovně [24] :

kde indexy označují úrovně a [24] . Přirozená šířka je nutně přítomna pro všechny linie, ale zpravidla je velmi malá ve srovnání s jinými efekty, pokud existují [25] . Typická hodnota přirozené šířky čáry je 10 −3 Å [23] a zakázané čáry mají obzvláště malé přirozené šířky [26] .

Dopplerovo rozšíření

Dopplerův efekt může přispět k rozšíření linie - v tomto případě se rozšíření nazývá Doppler . Pokud má zdroj záření nenulovou radiální rychlost vzhledem k pozorovateli, pak se vlnová délka záření, které pozorovatel přijímá, mění vzhledem k tomu, které zdroj vyzařuje: zejména je pozorován posun čar ve spektru. Pokud se různé části zdroje pohybují s různými radiálními rychlostmi, například během jeho otáčení , pak se posunutí čar z různých částí zdroje ukáže být různé, ve zdrojovém spektru se přidají čáry s různými posuny a linky se ukáží být rozšířené. Kromě pohybu jednotlivých částí zdroje může být příspěvek k dopplerovskému rozšíření také tepelný pohyb částic emitujících v linii [16] [27] .

Dopplerův posun pro nízké radiální rychlosti je vyjádřen vzorcem , kde - frekvenční posun linky, - frekvence linky, - radiální rychlost, Je rychlost světla . S maxwellovským rozložením rychlosti atomů je průměrná rychlost atomu při teplotě a hmotnost atomu je , kde Je Boltzmann konstantní . Průměrná rychlost odpovídá posunu od středu čáry, při kterém je intenzita čáry e krát menší než ve středu, a tento parametr je spíše blízký polovině poloviční šířky [27] [28] . Při teplotách několika tisíc stupňů Kelvina v optických liniích nabývá hodnot 10 -1 -10 -2 Å [3] [29] .

Tlakové efekty

Mechanismy rozšiřování čar, které jsou způsobeny vlivem cizích částic, se nazývají tlakové efekty , protože s rostoucím tlakem se také zvyšuje vliv těchto částic. Například tlakové efekty zahrnují srážky excitovaných atomů s jinými částicemi, v důsledku čehož atomy ztrácejí excitační energii. V důsledku toho se průměrná životnost atomu v excitovaném stavu snižuje a v souladu s principem nejistoty se difúze hladiny zvyšuje ve srovnání s přirozenou (viz výše [⇨] ) [3] [30] . Srážky však mohou čáry také zúžit: pokud tlakové efekty ještě nejsou příliš silné, ale střední volná dráha atomu je menší než vlnová délka emitovaného fotonu, pak se rychlost atomu může během záření, které snižuje velikost dopplerovského rozšíření. Tento jev je známý jako Dickeho efekt [31] .

Průchod částic kolem emitujících atomů nemá menší vliv. Když se částice přiblíží k atomu, silové pole v jeho blízkosti se změní, což vede k posunu energetických hladin v atomu. V důsledku pohybu částic se posunutí úrovní v určitém časovém okamžiku neustále mění a liší se mezi atomy, takže se čáry také ukazují jako rozšířené. 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