Una línea espectral es una región más débil o más fuerte en un espectro que de otro modo sería 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 huellas dactilares recogidas anteriormente de átomos [1] y moléculas [2] y, por lo 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 (generalmente átomos , pero a veces moléculas o núcleos atómicos ) y un solo fotón . Cuando un fotón tiene aproximadamente la cantidad correcta 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, esto suele ser un electrón que cambia de orbitales ), el fotón es absorbido. Luego la energía será reemitida 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 (asumiendo la el sistema vuelve a su estado original).
Una línea espectral puede observarse como una línea de emisión o como una línea de absorción . El tipo de línea que se observa depende del tipo de material y su temperatura en relación con 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 parte del material y la reemisión en direcciones aleatorias. Por el contrario, se produce una línea de emisión brillante cuando se detectan fotones de un material caliente, quizás en presencia de un amplio espectro de una fuente más fría. La intensidad de la luz, en un rango de frecuencia estrecho, aumenta debido a la emisión del material caliente.
Las líneas espectrales son altamente específicas de los átomos y pueden usarse para identificar la composición química de cualquier medio. Varios elementos, incluidos el helio , el talio y el cesio , fueron descubiertos por medios espectroscópicos. Las líneas espectrales también dependen de la temperatura y la densidad del material, por lo que son muy utilizadas para determinar las condiciones físicas de las estrellas y otros cuerpos celestes que no pueden analizarse por otros medios.
Dependiendo del material y sus condiciones físicas, la energía de los fotones involucrados puede variar ampliamente, observándose líneas espectrales en todo el 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 única de línea de Fraunhofer , como K para una línea a 393,366 nm que emerge de un átomo de calcio individualmente ionizado, 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 individualmente ionizados 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 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 , las series nítidas y las series difusas . Estas series existen en átomos de todos los elementos, y los patrones de todos los átomos están bien predichos por la fórmula de Rydberg-Ritz . Estas series se asociaron más tarde con suborbitales.
Hay una serie de efectos que controlan la forma de las líneas espectrales . 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 esta ampliación y cambio. Estas razones pueden dividirse en dos categorías generales: ampliación debido a condiciones locales y ampliación debido a condiciones extendidas. La ampliación debida a las 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 . La ampliación debida a condiciones prolongadas puede deberse a 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 procedente de varias regiones alejadas unas de otras.
La vida de los estados excitados da como resultado una ampliación natural, también conocida como ampliación de la vida. El principio de incertidumbre relaciona la vida útil 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 "ampliación radiativa" para referirse específicamente a la parte del ensanchamiento natural causada por la desintegración radiativa espontánea. [4] Una vida útil corta tendrá una gran incertidumbre energética y una amplia emisión. Este efecto de ampliación da como resultado un perfil lorentziano inalterado . El ensanchamiento natural puede alterarse experimentalmente sólo 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 será desplazado "rojo" o "azul" por el efecto Doppler dependiendo de la velocidad del átomo en relación con el observador. Cuanto mayor es la temperatura del gas, más amplia es la distribución de velocidades en el gas. Dado que la línea espectral es una combinación de toda la radiación emitida, cuanto mayor es la temperatura del gas, más amplia será la línea espectral emitida por ese gas. Este efecto de ampliación se describe mediante un perfil gaussiano y no hay ningún cambio asociado.
La presencia de partículas cercanas afectará la radiación emitida por una partícula individual. Hay dos casos limitantes por los que esto ocurre:
El ensanchamiento de presión también puede clasificarse según la naturaleza de la fuerza perturbadora de la siguiente manera:
La ampliación no homogénea es un término general para referirse a la ampliación 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 usa especialmente para sólidos, donde las superficies, los límites de los granos y las variaciones de estequiometría 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 motriz .
Ciertos tipos de ensanchamiento son el resultado de condiciones en una gran región del espacio y no simplemente de condiciones locales de la partícula emisora.
La ampliación de la opacidad es un ejemplo de mecanismo de ampliación no local. La radiación electromagnética emitida en un punto particular del espacio puede reabsorberse a medida que viaja por el 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 provocar una autorreversión en la que la intensidad en el centro de la línea es menor que en las alas. A este proceso también se le llama a veces ensimismamiento .
La radiación emitida por una fuente en movimiento está sujeta a un desplazamiento Doppler debido a una proyección de velocidad de línea de visión finita. Si diferentes partes del cuerpo emisor tienen diferentes velocidades (a lo largo de la línea de visión), la línea resultante se ampliará, siendo el ancho de la línea proporcional al ancho de la distribución de velocidades. Por ejemplo, la radiación emitida por un cuerpo distante en rotación, como una estrella , se ampliará debido a las variaciones de velocidad en la línea de visión en lados opuestos de la estrella (este efecto generalmente se denomina ensanchamiento rotacional). Cuanto mayor sea la tasa de rotación, más amplia será la línea. Otro ejemplo es la implosión de un proyectil de plasma en un pellizco en Z.
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 de la presión de impacto produce un perfil de Voigt .
Sin embargo, los distintos mecanismos de ampliación de línea no siempre son independientes. Por ejemplo, los efectos de colisión y los desplazamientos Doppler de movimiento pueden actuar de manera coherente, lo que en determinadas condiciones puede provocar incluso un estrechamiento de la 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 aparecen en longitudes de onda fuera de este rango. En longitudes de onda más cortas, que corresponden a energías más altas, las líneas espectrales ultravioleta 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 prácticamente sin cambios para un elemento químico determinado, 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 de 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 entre 400 y 700 nm.
