Línea espectral

Una línea espectral es una región más débil o más fuerte en un espectro uniforme y continuo . Puede resultar de la emisión o absorción de luz en un rango de frecuencia estrecho , en comparación con las frecuencias cercanas. Las líneas espectrales se utilizan a menudo para identificar átomos y moléculas . Estas "huellas dactilares" se pueden comparar con las recogidas previamente de átomos ^[1] y moléculas ^[2] y, por tanto, se utilizan para identificar los componentes atómicos y moleculares de estrellas y planetas , lo que de otro modo sería imposible.

Las líneas espectrales son el resultado de la interacción entre un sistema cuántico (normalmente átomos , pero a veces moléculas o núcleos atómicos ) y un único fotón . Cuando un fotón tiene aproximadamente la cantidad adecuada de energía (que está relacionada con su frecuencia) ^[3] para permitir un cambio en el estado energético del sistema (en el caso de un átomo, normalmente se trata de un electrón que cambia de orbital ), el fotón es absorbido. Luego, la energía se volverá a emitir espontáneamente, ya sea como un fotón a la misma frecuencia que el original o en cascada, donde la suma de las energías de los fotones emitidos será igual a la energía del absorbido (suponiendo que el sistema vuelva a su estado original).

Una línea espectral puede observarse como una línea de emisión o una línea de absorción . El tipo de línea que se observa depende del tipo de material y su temperatura relativa a otra fuente de emisión. Una línea de absorción se produce cuando los fotones de una fuente caliente de amplio espectro pasan a través de un material más frío. La intensidad de la luz, en un rango de frecuencia estrecho, se reduce debido a la absorción por el material y la reemisión en direcciones aleatorias. Por el contrario, una línea de emisión brillante se produce cuando se detectan fotones de un material caliente, quizás en presencia de un espectro amplio de una fuente más fría. La intensidad de la luz, en un rango de frecuencia estrecho, aumenta debido a la emisión por el material caliente.

Las líneas espectrales son muy específicas de cada átomo y se pueden utilizar para identificar la composición química de cualquier medio. Varios elementos, incluidos el helio , el talio y el cesio , se descubrieron por medios espectroscópicos. Las líneas espectrales también dependen de la temperatura y la densidad del material, por lo que se utilizan ampliamente para determinar las condiciones físicas de las estrellas y otros cuerpos celestes que no se pueden analizar por otros medios.

Dependiendo del material y sus condiciones físicas, la energía de los fotones involucrados puede variar ampliamente, observándose líneas espectrales a lo largo del espectro electromagnético , desde ondas de radio hasta rayos gamma .

Las líneas espectrales fuertes en la parte visible del espectro electromagnético a menudo tienen una designación de línea de Fraunhofer única , como K para una línea a 393,366 nm que emerge de un átomo de calcio ionizado simple, Ca ⁺ , aunque algunas de las "líneas" de Fraunhofer son mezclas de múltiples líneas de varias especies diferentes .

En otros casos, las líneas se designan según el nivel de ionización añadiendo un número romano a la designación del elemento químico . Los átomos neutros se denotan con el número romano I, los átomos de ionización simple con II, y así sucesivamente, de modo que, por ejemplo:

Cu II — ion cobre con carga +1, Cu ¹⁺

Fe III — ion de hierro con carga +2, Fe ²⁺

Las designaciones más detalladas suelen incluir la longitud de onda de la línea y pueden incluir un número de multiplete (para líneas atómicas) o una designación de banda (para líneas moleculares). Muchas líneas espectrales del hidrógeno atómico también tienen designaciones dentro de sus respectivas series , como la serie de Lyman o la serie de Balmer . Originalmente, todas las líneas espectrales se clasificaban en series: la serie principal , la serie nítida y la serie difusa . Estas series existen en los átomos de todos los elementos, y los patrones para todos los átomos se predicen bien mediante la fórmula de Rydberg-Ritz . Estas series se asociaron más tarde con los suborbitales.

Hay una serie de efectos que controlan la forma de la línea espectral . Una línea espectral se extiende sobre una pequeña banda espectral con un rango de frecuencias distinto de cero, no una sola frecuencia (es decir, un ancho espectral distinto de cero ). Además, su centro puede desplazarse de su longitud de onda central nominal. Hay varias razones para este ensanchamiento y desplazamiento. Estas razones pueden dividirse en dos categorías generales: ensanchamiento debido a condiciones locales y ensanchamiento debido a condiciones extendidas. El ensanchamiento debido a condiciones locales se debe a efectos que se mantienen en una pequeña región alrededor del elemento emisor, generalmente lo suficientemente pequeña como para asegurar el equilibrio termodinámico local . El ensanchamiento debido a condiciones extendidas puede resultar de cambios en la distribución espectral de la radiación a medida que recorre su camino hacia el observador. También puede resultar de la combinación de radiación de varias regiones que están lejos unas de otras.

La duración de vida de los estados excitados da como resultado un ensanchamiento natural, también conocido como ensanchamiento de duración de vida. El principio de incertidumbre relaciona la duración de vida de un estado excitado (debido a la desintegración radiativa espontánea o al proceso Auger ) con la incertidumbre de su energía. Algunos autores utilizan el término "ensanchamiento radiativo" para referirse específicamente a la parte del ensanchamiento natural causado por la desintegración radiativa espontánea. ^[4] Una duración de vida corta tendrá una gran incertidumbre energética y una emisión amplia. Este efecto de ensanchamiento da como resultado un perfil lorentziano no desplazado . El ensanchamiento natural puede alterarse experimentalmente solo en la medida en que las tasas de desintegración puedan suprimirse o mejorarse artificialmente. ^[5]

Los átomos de un gas que emiten radiación tendrán una distribución de velocidades. Cada fotón emitido se desplazará hacia el "rojo" o hacia el "azul" por el efecto Doppler, dependiendo de la velocidad del átomo en relación con el observador. Cuanto más alta sea la temperatura del gas, más amplia será la distribución de velocidades en el gas. Dado que la línea espectral es una combinación de toda la radiación emitida, cuanto más alta sea la temperatura del gas, más amplia será la línea espectral emitida por ese gas. Este efecto de ensanchamiento se describe mediante un perfil gaussiano y no hay ningún desplazamiento asociado.

La presencia de partículas cercanas afectará la radiación emitida por una partícula individual. Existen dos casos límite en los que esto ocurre:

• Ensanchamiento por presión de impacto o ensanchamiento por colisión : la colisión de otras partículas con la partícula emisora ​​de luz interrumpe el proceso de emisión y, al acortar el tiempo característico del proceso, aumenta la incertidumbre en la energía emitida (como ocurre en el ensanchamiento natural). ^[6] La duración de la colisión es mucho más corta que la vida útil del proceso de emisión. Este efecto depende tanto de la densidad como de la temperatura del gas. El efecto de ensanchamiento se describe mediante un perfil lorentziano y puede haber un desplazamiento asociado.
• Ampliación de la presión cuasiestática : La presencia de otras partículas cambia los niveles de energía en la partícula emisora ​​(ver banda espectral ), alterando así la frecuencia de la radiación emitida. La duración de la influencia es mucho más larga que la vida útil del proceso de emisión. Este efecto depende de la densidad del gas, pero es bastante insensible a la temperatura . La forma del perfil de línea está determinada por la forma funcional de la fuerza perturbadora con respecto a la distancia desde la partícula perturbadora. También puede haber un cambio en el centro de la línea. La expresión general para la forma de línea resultante de la ampliación de la presión cuasiestática es una generalización de 4 parámetros de la distribución gaussiana conocida como distribución estable . ^[7]

La ampliación por presión también puede clasificarse según la naturaleza de la fuerza perturbadora de la siguiente manera:

• El ensanchamiento Stark lineal se produce a través del efecto Stark lineal , que resulta de la interacción de un emisor con un campo eléctrico de una partícula cargada a distancia , lo que provoca un cambio de energía que es lineal en la intensidad del campo.${\estilo de visualización r}$${\displaystyle (\Delta E\sim 1/r^{2})}$
• El ensanchamiento por resonancia se produce cuando la partícula perturbadora es del mismo tipo que la partícula emisora, lo que introduce la posibilidad de un proceso de intercambio de energía.${\displaystyle (\Delta E\sim 1/r^{3})}$
• El ensanchamiento Stark cuadrático se produce a través del efecto Stark cuadrático , que resulta de la interacción de un emisor con un campo eléctrico, lo que provoca un cambio de energía que es cuadrático en la intensidad del campo.${\displaystyle (\Delta E\sim 1/r^{4})}$
• El ensanchamiento de Van der Waals ocurre cuando la partícula emisora ​​está siendo perturbada por fuerzas de Van der Waals . Para el caso cuasiestático, un perfil de Van der Waals ^{[nota 1]} suele ser útil para describir el perfil. El cambio de energía en función de la distancia entre las partículas que interactúan se da en las alas, por ejemplo, mediante el potencial de Lennard-Jones .${\displaystyle (\Delta E\sim 1/r^{6})}$

El ensanchamiento no homogéneo es un término general para el ensanchamiento porque algunas partículas emisoras se encuentran en un entorno local diferente al de otras y, por lo tanto, emiten a una frecuencia diferente. Este término se utiliza especialmente para sólidos, donde las superficies, los límites de grano y las variaciones estequiométricas pueden crear una variedad de entornos locales para que los ocupe un átomo determinado. En los líquidos, los efectos del ensanchamiento no homogéneo a veces se reducen mediante un proceso llamado estrechamiento por movimiento .

Ciertos tipos de ensanchamiento son el resultado de condiciones que se dan en una gran región del espacio, más que simplemente en condiciones locales de la partícula emisora.

El ensanchamiento por opacidad es un ejemplo de un mecanismo de ensanchamiento no local. La radiación electromagnética emitida en un punto particular del espacio puede reabsorberse a medida que viaja a través del espacio. Esta absorción depende de la longitud de onda. La línea se ensancha porque los fotones en el centro de la línea tienen una mayor probabilidad de reabsorción que los fotones en las alas de la línea. De hecho, la reabsorción cerca del centro de la línea puede ser tan grande como para causar una autoinversión en la que la intensidad en el centro de la línea es menor que en las alas. Este proceso también se denomina a veces autoabsorción .

La radiación emitida por una fuente en movimiento está sujeta a un efecto Doppler debido a una proyección de velocidad finita en la línea de visión. Si diferentes partes del cuerpo emisor tienen diferentes velocidades (a lo largo de la línea de visión), la línea resultante se ensanchará, y el ancho de la línea será proporcional al ancho de la distribución de velocidad. Por ejemplo, la radiación emitida desde un cuerpo giratorio distante, como una estrella , se ensanchará debido a las variaciones de velocidad en la línea de visión en lados opuestos de la estrella (este efecto suele denominarse ensanchamiento rotacional). Cuanto mayor sea la velocidad de rotación, más ancha será la línea. Otro ejemplo es una capa de plasma en implosión en un Z-pinch .

Cada uno de estos mecanismos puede actuar de forma aislada o en combinación con otros. Suponiendo que cada efecto es independiente, el perfil de línea observado es una convolución de los perfiles de línea de cada mecanismo. Por ejemplo, una combinación del ensanchamiento Doppler térmico y el ensanchamiento por presión de impacto produce un perfil de Voigt .

Sin embargo, los diferentes mecanismos de ensanchamiento de líneas no siempre son independientes. Por ejemplo, los efectos de colisión y los desplazamientos Doppler del movimiento pueden actuar de manera coherente, dando como resultado, en algunas condiciones, incluso un estrechamiento por colisión , conocido como efecto Dicke .

La frase "líneas espectrales", cuando no está calificada, generalmente se refiere a líneas que tienen longitudes de onda en la banda visible del espectro electromagnético completo . Muchas líneas espectrales ocurren en longitudes de onda fuera de este rango. En longitudes de onda más cortas, que corresponden a energías más altas, las líneas espectrales ultravioletas incluyen la serie Lyman del hidrógeno . En las longitudes de onda mucho más cortas de los rayos X , las líneas se conocen como rayos X característicos porque permanecen en gran medida sin cambios para un elemento químico dado, independientemente de su entorno químico. Las longitudes de onda más largas corresponden a energías más bajas, donde las líneas espectrales infrarrojas incluyen la serie Paschen del hidrógeno. En longitudes de onda aún más largas, el espectro de radio incluye la línea de 21 cm utilizada para detectar hidrógeno neutro en todo el cosmos .

Para cada elemento, la siguiente tabla muestra las líneas espectrales que aparecen en el espectro visible a aproximadamente 400-700 nm.

Líneas espectrales de los elementos químicos.

Elemento	O	Símbolo	Líneas espectrales
hidrógeno	1	yo
helio	2	Él
litio	3	Li
berilio	4	Ser
boro	5	B
carbón	6	do
nitrógeno	7	norte
oxígeno	8	Oh
flúor	9	F
neón	10	Nordeste
sodio	11	N / A
magnesio	12	Mg
aluminio	13	Alabama
silicio	14	Si
fósforo	15	PAG
azufre	16	S
cloro	17	Cl
argón	18	Arkansas
potasio	19	K
calcio	20	California
escandio	21	Carolina del Sur
titanio	22	Sí
vanadio	23	V
cromo	24	Cr
manganeso	25	Minnesota
hierro	26	Fé
cobalto	27	Co
níquel	28	Ni
cobre	29	Cu
zinc	30	Zinc
galio	31	Georgia
germanio	32	En
arsénico	33	Como
selenio	34	Sí
bromo	35	Es
criptón	36	Kr
rubidio	37	Rb
estroncio	38	Sr
itrio	39	Y
circonio	40	Zr
niobio	41	Nótese bien
molibdeno	42	Mes
tecnecio	43	Tc
rutenio	44	Ru
rodio	45	Rh
paladio	46	Pd
plata	47	Ag
cadmio	48	Cd
indio	49	En
estaño	50	Sn
antimonio	51	Sb
telurio	52	Te
yodo	53	I
xenón	54	Xe
cesio	55	Cs
bario	56	Licenciado en Letras
lantano	57	La
cerio	58	Este
praseodimio	59	Pr
neodimio	60	Dakota del Norte
prometeo	61	P.m
samario	62	Pequeño
europio	63	UE
gadolinio	64	Dios
terbio	65	Tuberculosis
disprosio	66	Por favor
holmio	67	Hola
erbio	68	Sí.
tulio	69	Yo soy
iterbio	70	Yb
lutecio	71	Lu
hafnio	72	alta frecuencia
tantalio	73	Ejército de reserva
tungsteno	74	Yo
renio	75	Re
osmio	76	El sistema operativo
iridio	77	Ir
platino	78	En
oro	79	Au
mercurio	80	Hg
Talio	81	El
dirigir	82	Pb
bismuto	83	Bi
polonio	84	Correos
astato	85	En
radón	86	Enfermera
francio	87	Es
radio	88	Real academia de bellas artes
actinio	89	C.A
torio	90	El
protactinio	91	Pensilvania
uranio	92	tú
neptunio	93	Notario público
plutonio	94	Pu
americio	95	Soy
curio	96	Centímetro
berkelio	97	Libro
californio	98	Cf
einstenio	99	Es
fermio – oganesón	100–118	Fm–Og

• Espectro de absorción
• Línea espectral atómica
• Modelo de Bohr
• Configuración electrónica
• Espectro de emisión
• Transformada de Fourier
• Línea Fraunhofer
• Tabla de espectros de emisión de lámparas de descarga de gas
• Línea de hidrógeno (línea de 21 cm)
• Serie espectral del hidrógeno
• Banda espectral
• Espectroscopia
• Splatálogo

• Griem, Hans R. (1997). Principios de espectroscopia de plasma . Cambridge: University Press. ISBN 0-521-45504-9.
• Griem, Hans R. (1974). Ensanchamiento de líneas espectrales por plasmas . Nueva York: Academic Press . ISBN. 0-12-302850-7.
• Griem, Hans R. (1964). Espectroscopia de plasma. Nueva York: McGraw-Hill Book Company.