Ця стаття є кандидатом в хороші статті

спектральна лінія

Матеріал з Вікіпедії - вільної енциклопедії
Перейти до навігації Перейти до пошуку
Зверху вниз: безперервний спектр без ліній; спектр, що складається з декількох емісійних ліній ; безперервний спектр з лініями поглинання
Спектр з лініями поглинання, зазначеними стрілками, в графічному поданні

Спектральна лінія - вузьку ділянку спектра електромагнітного випромінювання , де інтенсивність випромінювання посилена або ослаблена в порівнянні з сусідніми областями спектру. У першому випадку лінія називається емісійної лінією , у другому - лінією поглинання . Положення лінії в спектрі зазвичай задається довжиною хвилі , частотою або енергією фотона .

Найчастіше спектральні лінії виникають при переходах між дискретними рівнями енергії в квантових системах : молекулах , атомах і іони , а також атомних ядрах . У кожного хімічного елемента атоми і іони мають власну структуру енергетичних рівнів, і набір спектральних ліній у них унікальний, а значить, по спектральним лініях можна визначати присутність і кількісний вміст тих чи інших хімічних елементів в досліджуваному об'єкті.

Спектральні лінії мають малу ширину, але вони не монохромні . Розподіл інтенсивності випромінювання в лінії називається профілем або контуром спектральної лінії , вид якого залежить від безлічі факторів, які називаються механізмами розширення. Серед них - природна ширина спектральної лінії , доплеровское розширення та інші ефекти.

Спектральні лінії спостерігаються у всіх діапазонах електромагнітного випромінювання : від гамма-променів до радіохвиль , причому лінії в різних діапазонах обумовлені різними процесами: наприклад, лінії атомних ядер потрапляють в гамма-і рентгенівський діапазони , а різні лінії молекул - в основному в інфрачервоний і радіохвильової діапазони . Профілі і характеристики спектральних ліній містять різну інформацію про умови середовища, де вони виникли.

опис

Спектральні лінії являють собою вузькі ділянки спектра електромагнітного випромінювання , на яких інтенсивність випромінювання посилена або ослаблена в порівнянні з сусідніми областями спектру. У першому випадку лінії називаються емісійними лініями , у другому - лініями поглинання . Положення лінії в спектрі зазвичай задається або довжиною хвилі , Або частотою , де - швидкість світла , або ж енергією фотона , де - постійна Планка [1] [2] [3] .

Назва терміна «спектральна лінія» пояснюється зовнішнім виглядом спектра при спостереженні його за допомогою спектрографа з призмою або дифракційної гратами : вузькі максимуми або мінімуми в спектрі виглядають як яскраві або темні лінії на тлі смуги безперервної яскравості [1] [4] .

механізм виникнення

У більшості випадків спектральні лінії виникають через переходів між дискретними рівнями енергії в квантових системах : молекулах , атомах і іони , а також атомних ядрах . Також спектральні лінії можуть породжуватися, наприклад, циклотронним випромінюванням і процесами в плазмі [2] [3] [5] . Випромінювання в лініях кристалами розглядається як випромінювання екситонів - квазічастинок , що представляють собою зв'язаний стан електрона і дірки [6] .

В атомах і інших квантових системах переходи з більш високого енергетичного рівня на більш низький можуть відбуватися мимовільно, в такому випадку при переході випромінюється фотон з енергією, що дорівнює різниці енергії рівнів, а такі переходи називаються спонтанними . Якщо фотон з такою ж енергією потрапляє в такий же атом на енергетичному рівні , То фотон поглинається, а атом переходить на енергетичний рівень . Якщо ж такий фотон потрапляє в атом на рівні , То відбувається вимушене випромінювання ще одного фотона з тією ж довжиною хвилі і напрямком руху, а атом переходить на рівень . При постійно йдуть переходах в одну сторону випромінюються або поглинаються фотони однієї і тієї ж енергії, тому на тлі безперервного спектра спостерігається світла або темна лінія[7][8] .

Таким чином, довжини хвиль спектральних ліній характеризують структуру енергетичних рівнів квантової системи. Зокрема, кожен хімічний елемент і іон має власну структуру енергетичних рівнів, а значить, унікальний набір спектральних ліній [1] [4] . Лінії в спостережуваному спектрі можуть бути ототожнені з лініями відомих хімічних елементів, отже, по спектральним лініях можна визначати присутність тих чи інших хімічних елементів в досліджуваному об'єкті[9] . Кількісне визначення хімічного складу джерела спектра по лініях є предметом спектрального аналізу [10] .

Крім довжини хвилі, лінії характеризуються ейнштейнівська коефіцієнтами переходу . Можна розглянути спонтанні переходи з рівня на : Кількість таких переходів, а значить, число випущених фотонів в цій лінії одиничним об'ємом (береться 1 см 3) пропорційно кількості атомів в цьому обсязі, що знаходяться на рівні . Ейнштейнівської коефіцієнт спонтанного переходу є таким коефіцієнтом пропорційності: кількість фотонів, що випромінюються в лінії атомами за проміжок часу дорівнює . Число зворотних переходів з рівня на рівень в цьому обсязі, викликаних поглинанням фотона, пропорційно не тільки кількістю атомів в на рівні , Але і щільності випромінювання відповідної частоти в лінії: . Кількість поглинених фотонів виражається ейнштейнівської коефіцієнтом поглинання і за проміжок часу одно . Аналогічно і для вимушених переходів з рівня на : Число випроменених таким чином фотонів дорівнює [2] [11] .

Серед спектральних ліній виділяють заборонені лінії . Заборонені лінії відповідають переходам, які заборонені правилами відбору , тому ейнштейнівські коефіцієнти для них дуже малі і ймовірність переходу в одиницю часу у них істотно менше, ніж у інших переходів, званих дозволеними. Енергетичні рівні, з яких можливі тільки заборонені переходи, називаються метастабільними: зазвичай час знаходження атома на метастабільних рівні становить від 10 -5 секунд до кількох діб, а на звичайному - близько 10 -8 секунд. Це призводить до того, що в звичайних умовах такі лінії не спостерігається, оскільки за час знаходження атома на метастабільних рівні він багаторазово зіштовхується з іншими атомами і передає їм свою енергію збудження. Однак при низькій щільності речовини зіткнення атомів відбуваються досить рідко, тому накопичується велика кількість атомів в метастабільних станах, спонтанні переходи з них стають частими і заборонені емісійні лінії стають такими ж інтенсивними, як і дозволені [12] [13] .

Профіль спектральної лінії

Параметри спектральної лінії: довжина хвилі λ 0, полушіріна FWHM і еквівалентна ширина W

Лінії в спектрі мають малу ширину, але не монохромні : розподіл інтенсивності випромінювання в лінії називається профілем або контуром спектральної лінії , вид якого залежить від безлічі факторів (див. Нижче [⇨] ) [1] [14] . Інтенсивність випромінювання в спектрі описується функцією розподілу енергії по довжинах хвиль або частотам. Для відділення випромінювання або поглинання в лінії від випромінювання в безперервному спектрі проводиться екстраполяція сусідніх з лінією областей спектра на область, де спостерігається лінія, як якщо б вона була відсутня. Можна позначити інтенсивність випромінювання спостережуваного спектру на частоті як , А екстраполювати - як . Для емісійних ліній різниця цих величин називається інтенсивністю випромінювання в лінії на частоті , Для ліній поглинання - глибиною лінії. Інший параметр - залишкова інтенсивність - виражається як [3] [15] [16] . Якщо в лінії поглинання інтенсивність спектра доходить до нуля, то лінія називається насиченою [17] .

Полуширина , або ж ширина лінії - це різниця між довжинами хвиль або частотами, на яких інтенсивність випромінювання або глибина лінії становить половину від максимальної. Цей параметр позначається як . Область лінії, що знаходиться всередині півширини, називається центральною частиною, а області, що знаходяться по сторонам - крилами [3] [14] [16] .

Для опису інтенсивності ліній поглинання використовується поняття еквівалентної ширини : Це розмір області в довжинах хвиль ( ) Або в частотах ( ), В якому безперервний спектр випромінює сумарно стільки ж енергії, скільки поглинається у всій лінії. Формально вона визначається через залишкову інтенсивність як або - аналогічні міркування можна провести для спектра по довжинах хвиль, а не частотам. Теоретично, інтегрування повинно проводитися від до , Але на практиці інтегрують на кінцевому інтервалі, що включає в себе основні частини лінії - як правило, ширина інтервалу становить не більше декількох десятків нанометрів [18] [19] . Іншими словами, це ширина прямокутника з висотою, яка дорівнює інтенсивності безперервного спектра, площа якого дорівнює площі над спектральної лінією [3] [16] [20] .

Оскільки кількість фотонів, що поглинаються або випромінюваних в лінії, залежить тільки від кількості атомів в належному стані і щільності випромінювання (див. Вище [⇨] ), то, при інших рівних, чим більше ширина лінії, тим менше її глибина або інтенсивність [21] .

механізми розширення

Існує безліч факторів, які призводять до збільшення ширини лінії і через які спектральні лінії не є монохроматичними - вони називаються механізмами розширення [1] [3] [14] .

природна ширина

Природна ширина спектральної лінії , також звана мінімальної, обумовлена квантовими ефектами [22] . В рамках класичної механіки таке явище пояснюється радіаційним загасанням , тому природна ширина також називається радіаційної [23] . Якщо середній час життя стану, з якого переходить атом, так само , То в силу принципу невизначеності енергія цього стану визначена з точністю до , де - наведена постійна Планка , - постійна Планка . Тоді невизначеність частоти випромінювання, що відповідає цій енергії, становить . Оскільки енергія фотона в лінії залежить від енергії та початкового, і кінцевого стану, то полушіріна лінії виражається в такий спосіб [24] :

де індекси позначають рівні і [24] . Природна ширина обов'язково присутній у всіх ліній, але, як правило, вона дуже мала в порівнянні з іншими ефектами при їх наявності [25] . Типове значення природної ширини лінії становить 10 -3 Å [23] , а особливо малі природні ширини мають заборонені лінії [26] .

доплеровське розширення

Внесок в розширення ліній може вносити ефект Доплера - в такому випадку розширення називається доплеровским . Якщо джерело випромінювання має ненульову променеву швидкість щодо спостерігача, то довжина хвилі випромінювання, яке приймає спостерігач, змінюється щодо тієї, яку випромінює джерело: зокрема, спостерігається зміщення ліній у спектрі. Якщо різні частини джерела рухаються з різною променевої швидкістю, наприклад, при його обертанні , то зміщення ліній від різних частин джерела виявляється різним, в спектрі джерела складаються лінії з різним зсувом і лінії виявляються розширеними. Також, крім руху окремих частин джерела, внесок в доплеровское розширення може вносити тепловий рух частинок, що випромінюють в лінії [16] [27] .

Доплеровське зміщення для невеликих променевих швидкостей виражається формулою , де - зміщення лінії по частоті, - частота лінії, - променева швидкість, - швидкість світла . При максвелловскую розподілі атомів за швидкостями середня швидкість атома при температурі і масі атома становить , де - постійна Больцмана . Середня швидкість відповідає зсуву від центру лінії, на якому інтенсивність лінії в e разів менше, ніж в центрі, а цей параметр досить близький до половини півширини [27] [28] . При температурах порядку декількох тисяч кельвінів ширина ліній в оптичному діапазоні приймає значення 10 -2 -10 -1 Å [3] [29] .

ефекти тиску

Механізми розширення ліній, які обумовлені впливом сторонніх часток, називаються ефектами тиску , так як при збільшенні тиску збільшується і вплив цих частинок. Наприклад, до ефектів тиску відносяться зіткнення збуджених атомів з іншими частинками, в результаті яких атоми втрачають свою енергію збудження. В результаті середній час життя атома в збудженому стані зменшується, і, відповідно до принципу невизначеності, збільшується розмитість рівня в порівнянні з природною (див. Вище [⇨] ) [3] [30] . Однак зіткнення можуть і робити лінії вужчими: в разі, якщо ефекти тиску ще не дуже сильні, але довжина вільного пробігу атома виявляється менше, ніж довжина хвилі випромінюваного фотона, то за час випромінювання швидкість атома може змінюватися, що зменшує величину доплерівського розширення. Це явище відоме як ефект Дікке [31] .

Не менший вплив надає і проходження частинок повз випромінюючих атомів. При зближенні частки з атомом силове поле поблизу останнього змінюється, що призводить до зміщення енергетичних рівнів в атомі. Через рух частинок зміщення рівнів постійно змінюється і різниться між атомами в певний момент часу, тому лінії також виявляються розширеними. Найбільш сильно впливає ефект Штарка : проходження заряджених частинок, таких як іони і вільні електрони , викликає змінне зміщення енергетичних рівнів в атомі [32] .

Ефект Зеемана і ефект Штарка

При впливі магнітного поля енергетичні рівні атомів розщеплюються на кілька підрівнів з близькими значеннями енергії. З різних підрівнів одного рівня можливі переходи на різні підрівні іншого рівня, причому енергії таких переходів відрізняються, і, отже, спектральна лінія розщеплюється на три або більше спектральних лінії, кожна з яких відповідає певному переходу між підрівнями. Це явище відоме як ефект Зеемана . При ефекті Зеемана профілі розщеплених частин лінії часто зливаються між собою, що викликає спостережуване розширення лінії, а не розщеплення [3] [33] [34] .

Ефект Штарка , що виникає в постійному електричному полі , також призводить до розщеплення енергетичних рівнів, і, як наслідок - до розщеплення спектральних ліній, як і ефект Зеемана [35] .

інструментальний профіль

Крім механізмів розширення (див. Вище [⇨] ), на профіль лінії впливає апаратна функція приладів і їх спектральний дозвіл . Оптичні інструменти мають кінцеве дозвіл, зокрема, через дифракції , тому навіть досить вузька лінія все одно буде мати деяку ширину і профіль, званий інструментальним - часто інструментальний профіль і визначає спостережувану ширину лінії [2] [3] [36] .

Спостереження і аналіз

Спектральні лінії зустрічаються у всіх областях електромагнітного спектра : наприклад, в гамма-діапазон потрапляє лінія, що утворюється при анігіляції електрона і позитрона , а також різні лінії атомних 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] .

Історія вивчення

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] .

Примітки

  1. 1 2 3 4 5 6 Анциферов П. С. Спектральная линия . Велика російська енциклопедія . 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 прим. - 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.: Велика російська енциклопедія, 1999. - Т. 5: Стробоскопічні прилади - Яскравість. - 692 с. - 20 000 прим. - 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 . Велика російська енциклопедія . 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 . Велика російська енциклопедія . 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 звернення 1 вересня 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 . Велика російська енциклопедія . 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 прим.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 прим.
  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 прим.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.

література