Línea espectral
La línea espectral fue un fenómeno que permaneció insospechado hasta los primeros estudios realizados con prismas sobre la descomposición de la luz.
Gustav Robert Kirchhoff desarrolló así un sistema de referencias, utilizando las líneas más visibles del espectro solar y numerándolas.
[2] Las líneas espectrales son el resultado de la interacción entre un sistema cuántico —por lo general, átomos, pero algunas veces moléculas o núcleos atómicos— y fotones.
Varios elementos químicos se han descubierto gracias a la espectroscopia.
Debido a esto, se pueden observar líneas en cualquier región del espectro electromagnético, desde las ondas de radio hasta los rayos gamma.
En muchos casos, debido a que un mismo átomo produce una serie de líneas, se suele añadir también la longitud de onda, por lo general en angstroms —en el caso del espectro en luz visible— u otras unidades (nanómetros, micras, etc.).
Por ejemplo, para el caso de la línea del estroncio ionizado una vez, a 407,7 nm, se utiliza la nomenclatura «SrII λ4077».
[5] Existen algunas líneas que solamente se pueden producir en gases cuya densidad es mucho menor a la que se podría tener en condiciones normales en la Tierra.
Por ejemplo, [OIII] λ5007 es la línea prohibida del oxígeno ionizado dos veces, en 5007 Å.
Un caso especial son las líneas producidas por el átomo de hidrógeno neutro.
En este caso se utilizan letras griegas para designarlas, antecedidas por otros símbolos, dependiendo de nivel energético hacia el cual el electrón desciende.
Para cambios hacia primer nivel (serie de Lyman) desde el segundo se utiliza la nomenclatura «Lyα», del nivel 3 al 1 se utiliza la nomenclatura «Lyß», y así, sucesivamente.
Ocurre comúnmente que las líneas espectrales de objetos astronómicos se observen en longitudes de onda diferentes a la que teóricamente se producen.
Este efecto depende de la velocidad que tenga el objeto con respecto al observador.
Los primeros ocurren dentro del objeto emisor, usualmente dentro de una zona lo suficientemente pequeña como para que se pueda dar un equilibrio termodinámico local.
, una fracción de los electrones habrán decaído a un nivel más bajo.
, de los electrones que quedaban en estado excitado, una fracción similar decaerá.
es el número de electrones en estado excitado que había en un principio.
El flujo de radiación emitido por estos electrones también será una función exponencial decreciente: con
una constante que nos indica la tasa de decaimiento del flujo.
es la máxima intensidad de radiación que alcanza la línea y
En su forma más sencilla, el ancho a media altura para el ensanchamiento natural se puede calcular a través de la siguiente expresión: con
3] Estos anchos son mucho menores a los que se encuentran normalmente en objetos astronómicos cuyas líneas espectrales han sido ensanchadas por otros factores.
Sin embargo, el ensanchamiento natural puede ser importante en algunos casos, como por ejemplo en espectroscopia láser.
[10] Al igual que en el caso del desplazamiento Doppler, una partícula que se acerca o se aleja del observador emitirá una línea espectral con menor o mayor longitud de onda, respectivamente, a la predicha por la teoría.
La forma final de la línea ensanchada por efecto Doppler térmico será: Donde
Esto provoca que, en algunos casos, el ensanchamiento natural tenga, en las zonas alejadas de la frecuencia central, una contribución a la intensidad más importante que el ensanchamiento Doppler.[Th.
Esto se traduce en una fuerza constante dentro de esa área, lo que da lugar a la presión.
En lo que respecta a una partícula aislada, otras partículas dentro del gas al cual pertenece colisionarán con ella con una frecuencia mayor cuanto mayor sea la presión.
5] Sin embargo, se pueden mencionar algunos casos sencillos que tienen gran relevancia experimental.
