Меню

Единицы измерения спектральных линий



Единицы измерения спектральных линий

Усиление (ослабление) излучения в С.л. по сравнению с непрерывным спектром в астрономии характеризуют величиной остаточной интенсивности — отношением интенсивности на частоте внутри линии к экстраполированной интенсивности на этой частоте в непрерывном спектре (рис. 1):
.

Рис. 2. Профиль спектральной линии.
Площадь прямоугольника ABCD равна
заштрихованной площади. MN — полуширина
линии.

Ф-ция, характеризующая зависимость остаточной интенсивности от частоты, наз. профилем С.л. (рис. 2). Полный поток излучения (или поглощенный поток) в единичном телесном угле во всех частотах внутри линии наз. полной интенсивностью С.л. и выражается площадью заштрихованной фигуры, изображенной на рис. 1. Величина, показывающая, какому участку непрерывного спектра в окрестности С.л. эквивалентна полная интенсивность С.л., наз. эквивалентной шириной С.л. (она равна ширине прямоугольника ABCD на рис. 2). Расстояние между теми точками профиля С.л., в к-рых интенсивность равна половине от максимальной, наз. полушириной С.л.

Наблюдаемый профиль С.л. обусловлен, во-первых, конечной разрешающей способностью спектрального прибора (т.н. инструментальным профилем). Изображение предельно узкой С.л. в реальном спектральном приборе получается несколько размытым, в частности из-за дифракции света в оптич. системе прибора. Во-вторых, имеет место естественная уширение С.л., вызванное воздействием различных физ. факторв на излучающую систему. Естественное уширение С.л. вызвано прежде всего радиац. затуханием — потерей атомов энергии на излучение. Затухающее колебание не явл. монохроматическим, а содержит целый набор (спектр) частот . С.л., уширенная вследствие радиац. затухания, имеет острый максимум и пологие крылья (рис. 3, а). В подавляющем большинстве случаев ширины С.л. во много раз превосходят радиац. ширины, а профили С.л. оказываются значительно более сложными, чем радиационные. Причины этого — Доплера эффект и т.н. эффекты давления (взаимодействие излучающего атома с окружающими его частицами). При максвелловском распределении атомов по скоростям (см. Максвелла распределение ) доплеровское уширение приводит к специфич. колоколообразной форме профиля при почти полном отсутствии крыльев (рис. 3, б). Доплеровские ширины С.л. при темп-рах порядка неск. тысяч К составляют 10 -1 -10 -2 (в видимом диапазоне) и особенно велики для H и He. Уширение из-за взаимодействия с окружающими частицами обусловлено смещением уровней энергии атома под действием межатомных электрич. полей (т.н. Штарка эффект ) и прямыми столкновениями атома с нейтральными частицами или электронами, приводящими к сокращению времени жизни атома в данном состоянии (т.н. затухание вследствие столкновений). Профиль линии в данном случае имеет пологие крылья и может оказаться смещенным. Уширение С.л. из-за взаимодействия с окружающими частицами возрастает с ростом концентрации возмущающих частиц. Возможно также уширение и ращепление С.л. под действием магн. поля, возмущающего излучающий атом (см. Зеемана эффект ).

Рис. 3. Профили спектральных линий: а — уширенной
вследствие радиационного затухания, б — вследствие
эффекта Доплера ( — интервал
изменения длины волны в единицах 10 -3 ).

Наличие линий поглощения в спектре звезды означает, что звездное вещество на частоте линии поглощает значительно сильнее, чем на частотах соседних участков спектра. Пожтому на частоте С.л. к наблюдателю приходит излучение от более высоких и разреженных частей звездных атмосфер. В этих условиях нет равновесия излучения с веществом: распределение атомов по энергетич. уровням и, следовательно, их излучение уже не определяется кинетич. темп-рой газа. В результате излучение, связанное с переходами атомов с одного уровня энергии на другой, ослабляется, появляется С.л. поглощения. Если темп-ра внеш. слоев звезды значительно выше, чем темп-ра фотосферы (как в солнечной хромосфере ), то могут появиться яркие С.л. ищлучения. Такие же линии могут существовать в спектре горячей звезды, если вокруг нее имеется протяженная оболочка, поглощающая непрерывное УФ-излучение звезды и перерабатывающая его в излучение С.л.

Если давление излучающего вещества мало и его турбулентные движения незначительны, С.л. имеют малую ширину и колоколообразную форму, т.е. обусловлены в основном эффектом Доплера, связанным с тепловым движением излучающих частиц. Такие узкие С.л. наблюдаются, напр., в спектрах звезд-сверхгигантов (рис. 4). При малых плотностях вещества, но очень большом различии (дисперсии) скоростей макроскопических движений контрур С.л. также имеет форму, близкую к колоколообразной, но сравнительно большой ширины. Такая картина наблюдается, напр., в протяженных атмосферах Вольфа-Райе звезд , где дисперсия скоростей макроскопич. движений достигает тысяч км/с, а соответствующие ширины С.л. — сотен ангстрем (рис. 5). При больших плотностяхвещства начинают сказываться эффекты давления, приводящие к появлению у С.л. развитых крыльев. Такие размытые С.л. наблюдаются в спектрах звезд-карликов (рис. 6). Т.о., исследование С.л. позволяет изучать физ. условия в атмосферах звезд различных спектральных классов, а также определять (см. светимости классы ) звезд.

Рис. 4. Регистрограмма спектра
звезды-сверхгиганта Лебедя. H7, H8 и т.д. —
линии водорода серии Бальмера, цифры
под ними — соответствующие длины волн
в
Рис. 5. Профиль эмиссионной линии
в спектре звезды HD 191765 типа Вольфа-Райе.
Интенсивность дана в условных единицах.
Рис. 6. Регистрограмма спектра
звезды-карлика Льва.

Для исследования профилей С.л. в УФ-, видимом и ИК-диапазонах в астрофизике используются в основном спектрографы и спектрометры, в к-рых диспергирующим элементом явл. дифракц. решетка, позволяющая концентрировать излучение в определенном порядке спектра (см. Спектральные приборы ). Регистрация спектра может проводится либо фотографически с последующей обработкой фотграфии на микрометре, либо фотоэлектрически. В последнем случае производится непосредственная запись распределения интенсивности в спектре на диаграммной ленте. При исследовании профилей узких С.л. (менее 1 ) особое значение приобретает учет разрешающей способности спектрального прибора (инструментального профиля). При изучении спектров слабых объектов эффективно используются электронные усилители изображения — т.н. электронно-оптич. преобразователи. Разрешающая способность совр. спектральных приборов достигает .

Используя теорию уширения С.л. и теорию переноса излучения в звездных атмосферах, можно получить зависимость между эквивалентной шириной С.л. и величиной, пропорциональной концентрации атомов в соответствующем энергетич. состоянии (т.н. кривую роста ). Сравнение теоретич. кривых роста с кривыми, полученными из наблююдений, позволяет определять относительный хим. состав и турбулентные скорости в звездных атмосферах. Т.о. установлено, что наиболее обильный элемент, содержащийся в звездном веществе, — водород (составляет ок. 70% от массы всех элементов), следующий по распространенности элемент — гелий, затем идет углерод.

Исследование С.л. дает наиболее детальную информацию о физ. условиях на небесных телах, для к-рых удается получить достаточно подробные спектры.

Лит.:
Мустель Э.Р., Звездные атмосферы, М., 1960; Звездные атмосферы, пер. с англ., М., 1963; Теория звездных спектров, [под ред. В.В. Соболева], М., 1966; Мартынов Д.Я., Курс общей астрофизики, 3 изд., М., 1979; Соболев В.В., Курс теоретической астрофизики, 2 изд., М., 1975.

Источник

Спектральная линия — Spectral line

А спектральная линия темная или светлая линия на другой форме и непрерывный спектр, в результате выброс или поглощение из свет в узком частотном диапазоне по сравнению с соседними частотами. Спектральные линии часто используются для идентификации атомы и молекулы. Эти «отпечатки пальцев» можно сравнить с ранее собранными «отпечатками пальцев» атомов и молекул. [1] и таким образом используются для идентификации атомных и молекулярных компонентов звезды и планеты, что иначе было бы невозможно.

Содержание

Типы линейчатых спектров

Спектральные линии являются результатом взаимодействия между квантовая система (обычно атомы, но иногда молекулы или атомные ядра) и одиночный фотон. Когда у фотона достаточно энергии (которая зависит от его частоты) [2] чтобы позволить изменение энергетического состояния системы (в случае атома это обычно электрон изменение орбитали) фотон поглощается. Затем он будет спонтанно переизлучен либо на той же частоте, что и исходный, либо в каскаде, где сумма энергий испускаемых фотонов будет равна энергии поглощенного (при условии, что система вернется к исходному состоянию. государственный). [ нужна цитата ]

Спектральную линию можно наблюдать либо как линия излучения или линия поглощения. Тип наблюдаемой линии зависит от типа материала и его температуры относительно другого источника излучения. Линия поглощения образуется, когда фотоны от горячего источника широкого спектра проходят через холодный материал. Интенсивность света в узком диапазоне частот снижается из-за поглощения материалом и повторного излучения в случайных направлениях. Напротив, яркая линия излучения возникает, когда фотоны от горячего материала обнаруживаются в присутствии широкого спектра от холодного источника. Интенсивность света в узком диапазоне частот увеличивается из-за излучения материала.

Спектральные линии сильно зависят от атома и могут использоваться для определения химического состава любой среды, способной пропускать свет через нее. Некоторые элементы были обнаружены спектроскопическими методами, в том числе гелий, таллий, и цезий. Спектральные линии также зависят от физических условий газа, поэтому они широко используются для определения химического состава звезды и другие небесные тела, которые не могут быть проанализированы другими способами, а также их физическое состояние.

Спектральные линии могут образовываться не только при взаимодействии атома с фотоном, но и при других механизмах. В зависимости от точного физического взаимодействия (с молекулами, отдельными частицами и т. Д.) Частота задействованных фотонов будет широко варьироваться, и можно наблюдать линии поперек электромагнитный спектр, из радиоволны к гамма лучи.

Номенклатура

Сильные спектральные линии в видимый часть спектра часто имеет уникальный Линия фраунгофера обозначение, например K для линии 393,366 нм, возникающей из однократно ионизованной Ca + , хотя некоторые из «линий» фраунгофера представляют собой смешение нескольких линий из разных разновидность. В остальных случаях линии обозначаются по уровню ионизация добавив Римская цифра к обозначению химический элемент, так что Ca + также имеет обозначение Ca II или Ca II . Нейтральные атомы обозначаются римской цифрой I, однократно ионизированные атомы — буквой II и так далее, так что, например, Fe IX (IX, римская девятка) представляет восемь раз ионизированный утюг.

Более подробные обозначения обычно включают строку длина волны и может включать мультиплет число (для атомарных строк) или обозначение диапазона (для молекулярных линий). Многие спектральные линии атомных водород также имеют обозначения в соответствующих серии, такой как Серия Лайман или Серия Бальмера. Первоначально все спектральные линии были разделены на серии: Принцип серии, Sharp серия, и Диффузная серия. Эти серии существуют для атомов всех элементов, и закономерности для всех атомов хорошо предсказываются Формула Ридберга-Ритца. По этой причине база данных спектральных линий NIST содержит столбец для линий, рассчитанных Ритцем. Позднее эти серии стали ассоциироваться с суборбиталями.

Читайте также:  Как измерить уровень наклона участка

Уширение и смещение линии

Есть ряд эффектов, которые контролируют форма спектральной линии. Спектральная линия простирается в диапазоне частот, а не на одной частоте (т. Е. Имеет ненулевую ширину линии). Кроме того, его центр может быть смещен от номинальной центральной длины волны. Это расширение и сдвиг объясняется несколькими причинами. Эти причины можно разделить на две общие категории — расширение из-за местных условий и расширение из-за расширенных условий. Расширение из-за местных условий происходит из-за эффектов, которые сохраняются в небольшой области вокруг излучающего элемента, обычно достаточно малой, чтобы гарантировать локальное термодинамическое равновесие. Расширение из-за расширенных условий может быть результатом изменений в спектральном распределении излучения, когда оно проходит путь к наблюдателю. Это также может быть результатом объединения излучения ряда удаленных друг от друга регионов.

Расширение из-за местного воздействия

Естественное уширение

Время жизни возбужденных состояний приводит к естественному уширению, также известному как уширение за время жизни. В принцип неопределенности связывает время жизни возбужденного состояния (из-за спонтанный радиационный распад или Оже процесс) с неопределенностью его энергии. Короткое время жизни будет иметь большую неопределенность энергии и широкую эмиссию. Этот эффект расширения приводит к несмещенному Лоренцианский профиль. Естественное уширение можно экспериментально изменить только в той степени, в которой скорость распада может быть искусственно подавлена ​​или увеличена. [3]

Тепловое доплеровское уширение

Атомы в газе, излучающие излучение, будут иметь распределение по скоростям. Каждый испускаемый фотон будет «красным» или «синим», смещенным Эффект Допплера в зависимости от скорости атома относительно наблюдателя. Чем выше температура газа, тем шире распределение скоростей в газе. Поскольку спектральная линия представляет собой комбинацию всего испускаемого излучения, чем выше температура газа, тем шире спектральная линия, испускаемая этим газом. Этот эффект уширения описывается Гауссов профиль и нет связанного смещения сдвига.

Расширение давления

Присутствие соседних частиц повлияет на излучение, испускаемое отдельной частицей. Это происходит в двух предельных случаях:

  • Расширение ударного давления или столкновительное расширение: Столкновение других частиц с излучающей световой частицей прерывает процесс излучения и, сокращая характерное время процесса, увеличивает неопределенность в излучаемой энергии (как это происходит при естественном расширении). [4] Продолжительность столкновения намного меньше, чем время эмиссионного процесса. Этот эффект зависит как от плотность и температура газа. Эффект уширения описывается Лоренцианский профиль и может быть связанный сдвиг.
  • Уширение квазистатического давления: Присутствие других частиц сдвигает уровни энергии излучающей частицы, [требуется разъяснение] тем самым изменяя частоту испускаемого излучения. Продолжительность воздействия намного больше, чем время процесса эмиссии. Этот эффект зависит от плотность газа, но он довольно нечувствителен к температура. Форма профиля линии определяется функциональной формой возмущающей силы по отношению к расстоянию от возмущающей частицы. Также может быть смещение центра линии. Общее выражение для формы линии, являющейся результатом квазистатического уширения давлением, является 4-параметрическим обобщением гауссова распределения, известного как стабильное распространение. [5]

Расширение давления также можно классифицировать по характеру возмущающей силы следующим образом:

  • Линейное штарковское уширение происходит через линейный эффект Штарка, возникающий в результате взаимодействия излучателя с электрическим полем заряженной частицы на расстоянии р < displaystyle r>, вызывая сдвиг энергии, линейный по отношению к напряженности поля. ( Δ E ∼ 1 / р 2 ) < displaystyle ( Delta E sim 1 / r ^ <2>)>
  • Резонансное уширение возникает, когда возмущающая частица принадлежит к тому же типу, что и излучающая частица, что вводит возможность процесса обмена энергией. ( Δ E ∼ 1 / р 3 ) < displaystyle ( Delta E sim 1 / r ^ <3>)>
  • Квадратичное штарковское уширение происходит через квадратичный эффект Штарка, который возникает в результате взаимодействия излучателя с электрическим полем, вызывающего сдвиг энергии, квадратичный по напряженности поля. ( Δ E ∼ 1 / р 4 ) < displaystyle ( Delta E sim 1 / r ^ <4>)>
  • Уширение Ван-дер-Ваальса возникает, когда излучающая частица возмущена силы Ван дер Ваальса. Для квазистатического случая a профиль ван дер Ваальса[примечание 1] часто бывает полезно при описании профиля. Сдвиг энергии как функция расстояния [необходимо определение] дается в крыльях, например, то Потенциал Леннарда-Джонса. ( Δ E ∼ 1 / р 6 ) < displaystyle ( Delta E sim 1 / r ^ <6>)>

Неоднородное уширение

Неоднородное уширение — это общий термин для обозначения уширения, потому что некоторые излучающие частицы находятся в другой локальной среде, чем другие, и поэтому излучают с другой частотой. Этот термин используется особенно для твердых тел, где поверхности, границы зерен и вариации стехиометрии могут создавать множество локальных сред, которые может занимать данный атом. В жидкостях эффекты неоднородного уширения иногда уменьшаются с помощью процесса, называемого двигательное сужение.

Расширение из-за нелокальных эффектов

Определенные типы уширения являются результатом условий в большой области пространства, а не просто условий, локальных для излучающей частицы.

Увеличение непрозрачности

Электромагнитное излучение, испускаемое в определенной точке пространства, может повторно поглощаться при перемещении в пространстве. Это поглощение зависит от длины волны. Линия уширена, потому что фотоны в центре линии имеют большую вероятность обратного поглощения, чем фотоны на крыльях линии. Действительно, реабсорбция вблизи центра линии может быть настолько большой, что вызовет самообращение у которых интенсивность в центре линии меньше, чем в крыльях. Этот процесс также иногда называют самопоглощение.

Макроскопическое доплеровское уширение

Радиация, испускаемая движущимся источником, подвержена Доплеровский сдвиг из-за конечной проекции лучевой скорости. Если разные части излучающего тела имеют разные скорости (вдоль луча зрения), результирующая линия будет расширена с шириной линии, пропорциональной ширине распределения скорости. Например, излучение, исходящее от удаленного вращающегося тела, такого как звезда, будет уширен из-за изменения скорости луча зрения на противоположных сторонах звезды. Чем больше скорость вращения, тем шире линия. Другой пример — взрывающийся плазма оболочка в Z-защемление.

Радиационное расширение

Излучательное уширение профиля спектрального поглощения происходит потому, что резонансное поглощение в центре профиля насыщается при гораздо более низких интенсивностях, чем нерезонансные крылья. Следовательно, с ростом интенсивности поглощение в крыльях растет быстрее, чем поглощение в центре, что приводит к уширению профиля. Радиационное уширение происходит даже при очень низкой интенсивности света.

Комбинированные эффекты

Каждый из этих механизмов может действовать изолированно или в сочетании с другими. Предполагая, что каждый эффект независим, наблюдаемый профиль линии представляет собой свертку профилей линий каждого механизма. Например, сочетание теплового доплеровского уширения и уширения ударного давления дает Профиль Voigt.

Однако разные механизмы расширения линий не всегда независимы. Например, эффекты столкновения и двигательные доплеровские сдвиги могут действовать согласованным образом, что в некоторых условиях приводит даже к столкновению. сужение, известный как Эффект Дике.

Спектральные линии химических элементов

Видимый свет

Для каждого элемента в следующей таблице показаны спектральные линии, которые появляются в видимый спектр примерно при 400-700 нм.

Элемент Z Символ Спектральные линии водород 1 ЧАС гелий 2 Он литий 3 Ли бериллий 4 Быть бор 5 B углерод 6 C азот 7 N кислород 8 О фтор 9 F неон 10 Ne натрий 11 Na магний 12 Mg алюминий 13 Al кремний 14 Si фосфор 15 п сера 16 S хлор 17 Cl аргон 18 Ar калий 19 K кальций 20 Ca скандий 21 Sc титан 22 Ti ванадий 23 V хром 24 Cr марганец 25 Mn утюг 26 Fe кобальт 27 Co никель 28 Ni медь 29 Cu цинк 30 Zn галлий 31 Ga германий 32 Ge мышьяк 33 Так как селен 34 Se бром 35 Br криптон 36 Kr рубидий 37 Руб. стронций 38 Sr иттрий 39 Y цирконий 40 Zr ниобий 41 Nb молибден 42 Пн технеций 43 Tc рутений 44 RU родий 45 Rh палладий 46 Pd Серебряный 47 Ag кадмий 48 Компакт диск индий 49 В банка 50 Sn сурьма 51 Sb теллур 52 Te йод 53 я ксенон 54 Xe цезий 55 CS барий 56 Ба лантан 57 Ла церий 58 Ce празеодим 59 Pr неодим 60 Nd прометий 61 Вечера самарий 62 См европий 63 ЕС гадолиний 64 Б-г тербий 65 Tb диспрозий 66 Dy гольмий 67 Хо эрбий 68 Э тулий 69 Тм иттербий 70 Yb лютеций 71 Лу гафний 72 Hf тантал 73 Та вольфрам 74 W рений 75 Re осмий 76 Операционные системы иридий 77 Ir платина 78 Pt золото 79 Au таллий 81 Tl вести 82 Pb висмут 83 Би полоний 84 По радон 86 Rn радий 88 Ра актиний 89 Ac торий 90 Чт протактиний 91 Па уран 92 U нептуний 93 Np плутоний 94 Пу америций 95 Am кюрий 96 См берклий 97 Bk калифорний 98 Cf эйнштейний 99 Es

Другие длины волн

Без уточнения, «спектральные линии» обычно подразумевают, что говорят о линиях с длинами волн, которые попадают в диапазон видимого спектра. Однако есть также много спектральных линий, которые проявляются на длинах волн вне этого диапазона. На гораздо более коротких длинах волн рентгеновского излучения они известны как характеристические рентгеновские лучи. Другие частоты также имеют атомные спектральные линии, такие как Серия Лайман, который попадает в ультрафиолетовый ассортимент.

Источник

Единицы измерения спектральных линий

Усиление (ослабление) излучения в С.л. по сравнению с непрерывным спектром в астрономии характеризуют величиной остаточной интенсивности — отношением интенсивности на частоте внутри линии к экстраполированной интенсивности на этой частоте в непрерывном спектре (рис. 1):
.

Рис. 2. Профиль спектральной линии.
Площадь прямоугольника ABCD равна
заштрихованной площади. MN — полуширина
линии.

Ф-ция, характеризующая зависимость остаточной интенсивности от частоты, наз. профилем С.л. (рис. 2). Полный поток излучения (или поглощенный поток) в единичном телесном угле во всех частотах внутри линии наз. полной интенсивностью С.л. и выражается площадью заштрихованной фигуры, изображенной на рис. 1. Величина, показывающая, какому участку непрерывного спектра в окрестности С.л. эквивалентна полная интенсивность С.л., наз. эквивалентной шириной С.л. (она равна ширине прямоугольника ABCD на рис. 2). Расстояние между теми точками профиля С.л., в к-рых интенсивность равна половине от максимальной, наз. полушириной С.л.

Наблюдаемый профиль С.л. обусловлен, во-первых, конечной разрешающей способностью спектрального прибора (т.н. инструментальным профилем). Изображение предельно узкой С.л. в реальном спектральном приборе получается несколько размытым, в частности из-за дифракции света в оптич. системе прибора. Во-вторых, имеет место естественная уширение С.л., вызванное воздействием различных физ. факторв на излучающую систему. Естественное уширение С.л. вызвано прежде всего радиац. затуханием — потерей атомов энергии на излучение. Затухающее колебание не явл. монохроматическим, а содержит целый набор (спектр) частот . С.л., уширенная вследствие радиац. затухания, имеет острый максимум и пологие крылья (рис. 3, а). В подавляющем большинстве случаев ширины С.л. во много раз превосходят радиац. ширины, а профили С.л. оказываются значительно более сложными, чем радиационные. Причины этого — Доплера эффект и т.н. эффекты давления (взаимодействие излучающего атома с окружающими его частицами). При максвелловском распределении атомов по скоростям (см. Максвелла распределение ) доплеровское уширение приводит к специфич. колоколообразной форме профиля при почти полном отсутствии крыльев (рис. 3, б). Доплеровские ширины С.л. при темп-рах порядка неск. тысяч К составляют 10 -1 -10 -2 (в видимом диапазоне) и особенно велики для H и He. Уширение из-за взаимодействия с окружающими частицами обусловлено смещением уровней энергии атома под действием межатомных электрич. полей (т.н. Штарка эффект ) и прямыми столкновениями атома с нейтральными частицами или электронами, приводящими к сокращению времени жизни атома в данном состоянии (т.н. затухание вследствие столкновений). Профиль линии в данном случае имеет пологие крылья и может оказаться смещенным. Уширение С.л. из-за взаимодействия с окружающими частицами возрастает с ростом концентрации возмущающих частиц. Возможно также уширение и ращепление С.л. под действием магн. поля, возмущающего излучающий атом (см. Зеемана эффект ).

Рис. 3. Профили спектральных линий: а — уширенной
вследствие радиационного затухания, б — вследствие
эффекта Доплера ( — интервал
изменения длины волны в единицах 10 -3 ).

Наличие линий поглощения в спектре звезды означает, что звездное вещество на частоте линии поглощает значительно сильнее, чем на частотах соседних участков спектра. Пожтому на частоте С.л. к наблюдателю приходит излучение от более высоких и разреженных частей звездных атмосфер. В этих условиях нет равновесия излучения с веществом: распределение атомов по энергетич. уровням и, следовательно, их излучение уже не определяется кинетич. темп-рой газа. В результате излучение, связанное с переходами атомов с одного уровня энергии на другой, ослабляется, появляется С.л. поглощения. Если темп-ра внеш. слоев звезды значительно выше, чем темп-ра фотосферы (как в солнечной хромосфере ), то могут появиться яркие С.л. ищлучения. Такие же линии могут существовать в спектре горячей звезды, если вокруг нее имеется протяженная оболочка, поглощающая непрерывное УФ-излучение звезды и перерабатывающая его в излучение С.л.

Если давление излучающего вещества мало и его турбулентные движения незначительны, С.л. имеют малую ширину и колоколообразную форму, т.е. обусловлены в основном эффектом Доплера, связанным с тепловым движением излучающих частиц. Такие узкие С.л. наблюдаются, напр., в спектрах звезд-сверхгигантов (рис. 4). При малых плотностях вещества, но очень большом различии (дисперсии) скоростей макроскопических движений контрур С.л. также имеет форму, близкую к колоколообразной, но сравнительно большой ширины. Такая картина наблюдается, напр., в протяженных атмосферах Вольфа-Райе звезд , где дисперсия скоростей макроскопич. движений достигает тысяч км/с, а соответствующие ширины С.л. — сотен ангстрем (рис. 5). При больших плотностяхвещства начинают сказываться эффекты давления, приводящие к появлению у С.л. развитых крыльев. Такие размытые С.л. наблюдаются в спектрах звезд-карликов (рис. 6). Т.о., исследование С.л. позволяет изучать физ. условия в атмосферах звезд различных спектральных классов, а также определять (см. светимости классы ) звезд.

Рис. 4. Регистрограмма спектра
звезды-сверхгиганта Лебедя. H7, H8 и т.д. —
линии водорода серии Бальмера, цифры
под ними — соответствующие длины волн
в
Рис. 5. Профиль эмиссионной линии
в спектре звезды HD 191765 типа Вольфа-Райе.
Интенсивность дана в условных единицах.
Рис. 6. Регистрограмма спектра
звезды-карлика Льва.

Для исследования профилей С.л. в УФ-, видимом и ИК-диапазонах в астрофизике используются в основном спектрографы и спектрометры, в к-рых диспергирующим элементом явл. дифракц. решетка, позволяющая концентрировать излучение в определенном порядке спектра (см. Спектральные приборы ). Регистрация спектра может проводится либо фотографически с последующей обработкой фотграфии на микрометре, либо фотоэлектрически. В последнем случае производится непосредственная запись распределения интенсивности в спектре на диаграммной ленте. При исследовании профилей узких С.л. (менее 1 ) особое значение приобретает учет разрешающей способности спектрального прибора (инструментального профиля). При изучении спектров слабых объектов эффективно используются электронные усилители изображения — т.н. электронно-оптич. преобразователи. Разрешающая способность совр. спектральных приборов достигает .

Используя теорию уширения С.л. и теорию переноса излучения в звездных атмосферах, можно получить зависимость между эквивалентной шириной С.л. и величиной, пропорциональной концентрации атомов в соответствующем энергетич. состоянии (т.н. кривую роста ). Сравнение теоретич. кривых роста с кривыми, полученными из наблююдений, позволяет определять относительный хим. состав и турбулентные скорости в звездных атмосферах. Т.о. установлено, что наиболее обильный элемент, содержащийся в звездном веществе, — водород (составляет ок. 70% от массы всех элементов), следующий по распространенности элемент — гелий, затем идет углерод.

Исследование С.л. дает наиболее детальную информацию о физ. условиях на небесных телах, для к-рых удается получить достаточно подробные спектры.

Лит.:
Мустель Э.Р., Звездные атмосферы, М., 1960; Звездные атмосферы, пер. с англ., М., 1963; Теория звездных спектров, [под ред. В.В. Соболева], М., 1966; Мартынов Д.Я., Курс общей астрофизики, 3 изд., М., 1979; Соболев В.В., Курс теоретической астрофизики, 2 изд., М., 1975.

Источник

Спектральная линия — Spectral line

Спектральная линия является темной или яркой линией в противном случае равномерного и непрерывный спектр , в результате испускания или поглощений из света в узком диапазоне частот, по сравнению с соседними частотами. Спектральные линии часто используются для идентификации атомов и молекул . Эти «отпечатки пальцев» можно сравнить с ранее собранными «отпечатками пальцев» атомов и молекул, и, таким образом, они используются для идентификации атомных и молекулярных компонентов звезд и планет , что в противном случае было бы невозможно.

СОДЕРЖАНИЕ

Типы линейчатых спектров

Спектральные линии являются результатом взаимодействия между квантовой системой (обычно атомами , но иногда молекулами или атомными ядрами ) и одиночным фотоном . Когда фотон имеет примерно необходимое количество энергии (которое связано с его частотой), чтобы позволить изменение энергетического состояния системы (в случае атома это обычно электрон, меняющий орбитали ), фотон поглощается. Затем он будет спонтанно переизлучен либо на той же частоте, что и исходный, либо в каскаде, где сумма энергий испускаемых фотонов будет равна энергии поглощенного (при условии, что система вернется к исходному состоянию. государственный).

Спектральная линия может наблюдаться либо как линии излучения или линии поглощения . Тип наблюдаемой линии зависит от типа материала и его температуры относительно другого источника излучения. Линия поглощения возникает, когда фотоны от горячего источника с широким спектром проходят через холодный материал. Интенсивность света в узком частотном диапазоне снижается из-за поглощения материалом и повторного излучения в случайных направлениях. Напротив, яркая линия излучения возникает, когда фотоны от горячего материала обнаруживаются в присутствии широкого спектра от холодного источника. Интенсивность света в узком частотном диапазоне увеличивается из-за излучения материала.

Спектральные линии сильно зависят от атома и могут использоваться для определения химического состава любой среды, способной пропускать свет через нее. Спектральными методами были обнаружены несколько элементов, в том числе гелий , таллий и цезий . Спектральные линии также зависят от физических условий газа, поэтому они широко используются для определения химического состава звезд и других небесных тел, которые не могут быть проанализированы другими способами, а также их физического состояния.

Спектральные линии могут образовываться не только при взаимодействии атома с фотоном, но и при других механизмах. В зависимости от точного физического взаимодействия (с молекулами, отдельными частицами и т. Д.) Частота задействованных фотонов будет широко варьироваться, и можно наблюдать линии по всему электромагнитному спектру , от радиоволн до гамма-лучей .

Номенклатура

Сильные спектральные линии в видимой части спектра часто имеют уникальное обозначение линии фраунгофера , например, K для линии с длиной волны 393,366 нм, возникающей из однократно ионизированного Ca + , хотя некоторые из «линий» фраунгофера представляют собой смесь нескольких линий из нескольких разные виды . В других случаях линии обозначаются в соответствии с уровнем ионизации путем добавления римской цифры к обозначению химического элемента , так что Ca + также имеет обозначение Ca II или Ca II . Нейтральные атомы обозначаются римской цифрой I, однократно ионизированные атомы — II и так далее, так что, например, Fe IX (IX, римская девятка) представляет собой восьмикратно ионизированное железо .

Более подробные обозначения обычно включают длину волны линии и могут включать номер мультиплета (для атомных линий) или обозначение полосы (для молекулярных линий). Многие спектральные линии атомарного водорода также имеют обозначения в соответствующих сериях , например, серия Лаймана или серия Бальмера . Первоначально все спектральные линии были разделены на серии: Принцип серии , серии Sharp и серии Диффузный . Эти ряды существуют для атомов всех элементов, и закономерности для всех атомов хорошо предсказываются формулой Ридберга-Ритца . По этой причине база данных спектральных линий NIST содержит столбец для линий, рассчитанных Ритцем. Позднее эти серии стали ассоциироваться с суборбиталями.

Уширение и сдвиг линии

Существует ряд эффектов, управляющих формой спектральной линии . Спектральная линия простирается в диапазоне частот, а не на одной частоте (т. Е. Имеет ненулевую ширину линии). Кроме того, его центр может быть смещен от номинальной центральной длины волны. Это расширение и сдвиг объясняется несколькими причинами. Эти причины можно разделить на две общие категории — расширение из-за местных условий и расширение из-за расширенных условий. Расширение из-за местных условий происходит из-за эффектов, которые сохраняются в небольшой области вокруг излучающего элемента, обычно достаточно малой, чтобы обеспечить локальное термодинамическое равновесие . Расширение из-за расширенных условий может быть результатом изменений спектрального распределения излучения, когда оно проходит путь к наблюдателю. Это также может быть результатом объединения излучения ряда удаленных друг от друга регионов.

Расширение из-за местного воздействия

Естественное уширение

Время жизни возбужденных состояний приводит к естественному уширению, также известному как уширение за время жизни. Принцип неопределенности связывает время жизни возбужденного состояния (из-за спонтанного радиационного распада или оже-процесса ) с неопределенностью его энергии. Короткое время жизни будет иметь большую неопределенность энергии и широкую эмиссию. Этот эффект уширения приводит к несмещенному лоренцеву профилю . Естественное уширение можно экспериментально изменить только в той степени, в которой скорость распада может быть искусственно подавлена ​​или увеличена.

Тепловое доплеровское уширение

Атомы в газе, излучающие излучение, будут иметь распределение по скоростям. Каждый испускаемый фотон будет «красным» или «синим», смещенным эффектом Доплера в зависимости от скорости атома относительно наблюдателя. Чем выше температура газа, тем шире распределение скоростей в газе. Поскольку спектральная линия представляет собой комбинацию всего испускаемого излучения, чем выше температура газа, тем шире спектральная линия, испускаемая этим газом. Этот эффект уширения описывается гауссовым профилем, и никакого сдвига нет.

Расширение давления

Присутствие близлежащих частиц повлияет на излучение, испускаемое отдельной частицей. Это происходит в двух предельных случаях:

  • Расширение ударного давления или столкновительное расширение : столкновение других частиц со светоизлучающей частицей прерывает процесс излучения и, сокращая характерное время этого процесса, увеличивает неопределенность в излучаемой энергии (как это происходит при естественном расширении). Продолжительность столкновения намного короче, чем время эмиссионного процесса. Этот эффект зависит как от плотности, так и от температуры газа. Эффект уширения описывается лоренцевым профилем, и может быть связанный с ним сдвиг.
  • Расширение квазистатического давления : присутствие других частиц сдвигает уровни энергии в излучающей частице, тем самым изменяя частоту испускаемого излучения. Продолжительность воздействия намного больше, чем время процесса эмиссии. Этот эффект зависит от плотности газа, но не зависит от температуры . Форма профиля линии определяется функциональной формой возмущающей силы по отношению к расстоянию от возмущающей частицы. Также может быть смещение центра линии. Общее выражение для формы линии, возникающей в результате квазистатического расширения давления, является 4-параметрическим обобщением гауссова распределения, известного как устойчивое распределение .

Расширение давления также можно классифицировать по характеру возмущающей силы следующим образом:

  • Линейное штарковское уширение происходит через линейный эффект Штарка , который возникает в результате взаимодействия эмиттера с электрическим полем заряженной частицы на расстоянии , вызывая сдвиг энергии, линейный по напряженности поля. р <\ displaystyle r>( Δ E ∼ 1 / р 2 ) <\ displaystyle (\ Delta E \ sim 1 / r ^ <2>)>
  • Резонансное уширение происходит, когда возмущающая частица принадлежит к тому же типу, что и излучающая частица, что вводит возможность процесса обмена энергией. ( Δ E ∼ 1 / р 3 ) <\ displaystyle (\ Delta E \ sim 1 / r ^ <3>)>
  • Квадратичное штарковское уширение происходит через квадратичный эффект Штарка , который возникает в результате взаимодействия эмиттера с электрическим полем, вызывающего сдвиг энергии, квадратичный по напряженности поля. ( Δ E ∼ 1 / р 4 ) <\ displaystyle (\ Delta E \ sim 1 / r ^ <4>)>
  • Уширение Ван-дер-Ваальса происходит, когда излучающая частица возмущается силами Ван-дер-Ваальса . В квазистатическом случае профиль Ван-дер-Ваальса часто бывает полезен для описания профиля. Сдвиг энергии как функция расстояния задается в крыльях, например, потенциалом Леннарда-Джонса . ( Δ E ∼ 1 / р 6 ) <\ displaystyle (\ Delta E \ sim 1 / r ^ <6>)>

Неоднородное уширение

Неоднородное уширение — это общий термин для обозначения уширения, потому что некоторые излучающие частицы находятся в другой локальной среде, чем другие, и поэтому излучают с другой частотой. Этот термин используется особенно для твердых тел, где поверхности, границы зерен и вариации стехиометрии могут создавать множество локальных сред, которые может занимать данный атом. В жидкостях эффекты неоднородного уширения иногда уменьшаются за счет процесса, называемого двигательным сужением .

Расширение из-за нелокальных эффектов

Определенные типы уширения являются результатом условий в большой области пространства, а не просто условий, которые являются локальными для излучающей частицы.

Увеличение непрозрачности

Электромагнитное излучение, испускаемое в определенной точке пространства, может повторно поглощаться при перемещении в пространстве. Это поглощение зависит от длины волны. Линия уширена, потому что фотоны в центре линии имеют большую вероятность обратного поглощения, чем фотоны на крыльях линии. Действительно, реабсорбция вблизи центра линии может быть настолько большой, что вызывает самообращение, при котором интенсивность в центре линии меньше, чем в крыльях. Этот процесс также иногда называют самопоглощением .

Макроскопическое доплеровское уширение

Излучение, испускаемое движущимся источником, подвержено доплеровскому сдвигу из-за конечной проекции лучевой скорости. Если разные части излучающего тела имеют разные скорости (вдоль луча зрения), результирующая линия будет расширена, причем ширина линии будет пропорциональна ширине распределения скорости. Например, излучение, испускаемое удаленным вращающимся телом, таким как звезда , будет расширено из-за изменений скорости на луче зрения на противоположных сторонах звезды. Чем больше скорость вращения, тем шире линия. Другой пример — взрывающаяся плазменная оболочка в Z-пинче .

Радиационное уширение

Излучательное уширение спектрального профиля поглощения происходит из-за того, что резонансное поглощение в центре профиля насыщается при гораздо более низких интенсивностях, чем нерезонансные крылья. Следовательно, с увеличением интенсивности поглощение в крыльях растет быстрее, чем поглощение в центре, что приводит к уширению профиля. Радиационное уширение происходит даже при очень низкой интенсивности света.

Комбинированные эффекты

Каждый из этих механизмов может действовать изолированно или в сочетании с другими. Если предположить, что каждый эффект независим, наблюдаемый профиль линии представляет собой свертку профилей линий каждого механизма. Например, комбинация теплового доплеровского уширения и уширения ударного давления дает профиль Фойгта .

Однако разные механизмы расширения линий не всегда независимы. Например, эффекты столкновения и двигательные доплеровские сдвиги могут действовать согласованным образом, приводя в некоторых условиях даже к столкновительному сужению , известному как эффект Дике .

Спектральные линии химических элементов

Видимый свет

Для каждого элемента в следующей таблице показаны спектральные линии, которые появляются в видимом спектре примерно на 400-700 нм.

Элемент Z Символ Спектральные линии водород 1 ЧАС гелий 2 Он литий 3 Ли бериллий 4 Быть бор 5 B углерод 6 C азот 7 N кислород 8 О фтор 9 F неон 10 Ne натрий 11 Na магний 12 Mg алюминий 13 Al кремний 14 Si фосфор 15 п сера 16 S хлор 17 Cl аргон 18 Ar калий 19 K кальций 20 Ca скандий 21 год Sc титан 22 Ti ванадий 23 V хром 24 Cr марганец 25 Mn утюг 26 Fe кобальт 27 Co никель 28 год Ni медь 29 Cu цинк 30 Zn галлий 31 год Ga германий 32 Ge мышьяк 33 В качестве селен 34 Se бром 35 год Br криптон 36 Kr рубидий 37 Руб. стронций 38 Sr иттрий 39 Y цирконий 40 Zr ниобий 41 год Nb молибден 42 Пн технеций 43 год Tc рутений 44 год RU родий 45 Rh палладий 46 Pd серебро 47 Ag кадмий 48 CD индий 49 В банка 50 Sn сурьма 51 Sb теллур 52 Te йод 53 я ксенон 54 Xe цезий 55 CS барий 56 Ба лантан 57 Ла церий 58 Ce празеодим 59 Pr неодим 60 Nd прометий 61 год Вечера самарий 62 См европий 63 Европа гадолиний 64 Б-г тербий 65 Tb диспрозий 66 Dy гольмий 67 Хо эрбий 68 Э тулий 69 Тм иттербий 70 Yb лютеций 71 Лу гафний 72 Hf тантал 73 Та вольфрам 74 W рений 75 Re осмий 76 Операционные системы иридий 77 Ir платина 78 Pt золото 79 Au таллий 81 год Tl вести 82 Pb висмут 83 Би полоний 84 По радон 86 Rn радий 88 Ра актиний 89 Ac торий 90 Чт протактиний 91 Па уран 92 U нептуний 93 Np плутоний 94 Пу америций 95 Являюсь кюрий 96 См берклий 97 Bk калифорний 98 Cf эйнштейний 99 Es

Другие длины волн

Без уточнения, «спектральные линии» обычно подразумевают, что речь идет о линиях с длинами волн, которые попадают в диапазон видимого спектра. Однако есть также много спектральных линий, которые проявляются на длинах волн за пределами этого диапазона. На гораздо более коротких длинах волн рентгеновских лучей они известны как характеристические рентгеновские лучи . Другие частоты также имеют атомные спектральные линии, такие как серия Лаймана , которая попадает в ультрафиолетовый диапазон.

Источник