Linha espectral

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Espectro contínuo
Espectro contínuo
Linhas de absorção
Linhas de absorção (espectro discreto)
Linhas de absorção de ar, sob iluminação indireta, com a fonte de luz direta não visível, para que o gás não fique diretamente entre a fonte e o detector. Aqui, as linhas de Fraunhofer na luz solar e a dispersão Rayleigh desta luz solar são a "fonte". Este é o espectro de um céu azul um pouco próximo ao horizonte, apontando para leste por volta das 15 ou 16 horas (ou seja, Sol em direção ao oeste [ esclarecimento necessário ] ) em um dia claro.

Uma linha espectral é uma linha escura ou brilhante em um espectro uniforme e contínuo , resultante da emissão ou absorção de luz em uma faixa de frequência estreita, em comparação com as frequências próximas. As linhas espectrais são frequentemente usadas para identificar átomos e moléculas . Essas "impressões digitais" podem ser comparadas às previamente coletadas de átomos [1] e moléculas, [2] e são, portanto, usadas para identificar os componentes atômicos e moleculares de estrelas e planetas , o que de outra forma seria impossível.

Tipos de espectros de linha

Espectro contínuo de uma lâmpada incandescente (médio) e linhas de espectro discretas de uma lâmpada fluorescente (abaixo)

As linhas espectrais são o resultado da interação entre um sistema quântico (geralmente átomos , mas às vezes moléculas ou núcleos atômicos ) e um único fóton . Quando um fóton tem aproximadamente a quantidade certa de energia (que está conectada à sua frequência) [3] para permitir uma mudança no estado de energia do sistema (no caso de um átomo, geralmente é um elétron que muda os orbitais), o fóton é absorvido. Então a energia será reemitida espontaneamente, seja como um fóton na mesma freqüência do original ou em cascata, onde a soma das energias dos fótons emitidos será igual à energia do fóton absorvido (assumindo a sistema retorna ao seu estado original).

Uma linha espectral pode ser observada como uma linha de emissão ou uma linha de absorção . O tipo de linha observada depende do tipo de material e sua temperatura em relação a outra fonte de emissão. Uma linha de absorção é produzida quando fótons de uma fonte quente de amplo espectro passam por um material mais frio. A intensidade da luz, em uma faixa de frequência estreita, é reduzida devido à absorção pelo material e reemissão em direções aleatórias. Por outro lado, uma linha de emissão brilhante é produzida quando fótons de um material quente são detectados, talvez na presença de um amplo espectro de uma fonte mais fria. A intensidade da luz, em uma faixa de frequência estreita, é aumentada devido à emissão pelo material quente.

As linhas espectrais são altamente específicas do átomo e podem ser usadas para identificar a composição química de qualquer meio. Vários elementos, incluindo hélio , tálio e césio , foram descobertos por meios espectroscópicos. As linhas espectrais também dependem da temperatura e densidade do material, por isso são amplamente utilizadas para determinar as condições físicas de estrelas e outros corpos celestes que não podem ser analisados ​​por outros meios.

Dependendo do material e de suas condições físicas, a energia dos fótons envolvidos pode variar amplamente, com as linhas espectrais observadas em todo o espectro eletromagnético , desde ondas de rádio até raios gama .

Nomenclatura

Linhas espectrais fortes na parte visível do espectro geralmente têm uma designação de linha de Fraunhofer exclusiva , como K para uma linha em 393,366 nm emergindo de Ca + ionizado individualmente , embora algumas das "linhas" de Fraunhofer sejam misturas de várias linhas de vários espécies diferentes . Em outros casos, as linhas são designadas de acordo com o nível de ionização adicionando um algarismo romano à designação do elemento químico . Átomos neutros são indicados com o numeral romano I, átomos ionizados individualmente com II, e assim por diante, de modo que, por exemplo, Fe IX representa oito vezes o ferro ionizado.

Designações mais detalhadas geralmente incluem o comprimento de onda da linha e podem incluir um número multipleto (para linhas atômicas) ou designação de banda (para linhas moleculares). Muitas linhas espectrais de hidrogênio atômico também têm designações dentro de suas respectivas séries , como a série de Lyman ou a série de Balmer . Originalmente, todas as linhas espectrais foram classificadas em séries: a série Principal , a série Sharp e a série Diffuse . Essas séries existem em átomos de todos os elementos, e os padrões para todos os átomos são bem previstos pela fórmula de Rydberg-Ritz. Essas séries foram posteriormente associadas a suborbitais.

Alargamento de linha e deslocamento

Existem vários efeitos que controlam a forma da linha espectral . Uma linha espectral se estende por uma faixa de frequências, não uma única frequência (ou seja, tem uma largura de linha diferente de zero). Além disso, seu centro pode ser deslocado de seu comprimento de onda central nominal. Há várias razões para essa ampliação e mudança. Essas razões podem ser divididas em duas categorias gerais – ampliação devido às condições locais e ampliação devido às condições estendidas. O alargamento devido às condições locais é devido a efeitos que se mantêm em uma pequena região ao redor do elemento emissor, geralmente pequena o suficiente para garantir o equilíbrio termodinâmico local .. O alargamento devido a condições estendidas pode resultar de mudanças na distribuição espectral da radiação à medida que ela percorre seu caminho até o observador. Também pode resultar da combinação de radiação de várias regiões que estão distantes umas das outras.

Ampliação devido a efeitos locais

Alargamento natural

O tempo de vida dos estados excitados resulta no alargamento natural, também conhecido como alargamento do tempo de vida. O princípio da incerteza relaciona o tempo de vida de um estado excitado (devido ao decaimento radiativo espontâneo ou processo Auger ) com a incerteza de sua energia. Alguns autores usam o termo "alargamento radiativo" para se referir especificamente à parte do alargamento natural causada pelo decaimento radiativo espontâneo. [4] Uma vida curta terá uma grande incerteza energética e uma ampla emissão. Este efeito de alargamento resulta em um perfil lorentziano não deslocado . O alargamento natural pode ser alterado experimentalmente apenas na medida em que as taxas de decaimento podem ser suprimidas ou aumentadas artificialmente. [5]

Ampliação do Doppler térmico

Os átomos de um gás que estão emitindo radiação terão uma distribuição de velocidades. Cada fóton emitido será "vermelho" - ou "azul" - deslocado pelo efeito Doppler dependendo da velocidade do átomo em relação ao observador. Quanto maior a temperatura do gás, maior a distribuição de velocidades no gás. Como a linha espectral é uma combinação de toda a radiação emitida, quanto maior a temperatura do gás, mais ampla é a linha espectral emitida por esse gás. Este efeito de alargamento é descrito por um perfil gaussiano e não há deslocamento associado.

Ampliação da pressão

A presença de partículas próximas afetará a radiação emitida por uma partícula individual. Existem dois casos limites em que isso ocorre:

  • Alargamento da pressão de impacto ou alargamento colisional : A colisão de outras partículas com a partícula emissora de luz interrompe o processo de emissão e, ao encurtar o tempo característico do processo, aumenta a incerteza na energia emitida (como ocorre no alargamento natural). [6] A duração da colisão é muito menor do que o tempo de vida do processo de emissão. Este efeito depende tanto da densidade quanto da temperatura do gás. O efeito de alargamento é descrito por um perfil lorentziano e pode haver um deslocamento associado.
  • Ampliação de pressão quase estática : A presença de outras partículas altera os níveis de energia na partícula emissora, [ clarificação necessária ] alterando assim a frequência da radiação emitida. A duração da influência é muito maior do que o tempo de vida do processo de emissão. Este efeito depende da densidade do gás, mas é bastante insensível à temperatura . A forma do perfil da linha é determinada pela forma funcional da força perturbadora em relação à distância da partícula perturbadora. Também pode haver um deslocamento no centro da linha. A expressão geral para a forma de linha resultante do alargamento de pressão quase estática é uma generalização de 4 parâmetros da distribuição gaussiana conhecida comodistribuição estável . [7]

O alargamento de pressão também pode ser classificado pela natureza da força perturbadora da seguinte forma:

  • O alargamento linear Stark ocorre através do efeito linear Stark , que resulta da interação de um emissor com um campo elétrico de uma partícula carregada à distância, causando uma mudança na energia que é linear na intensidade do campo.
  • O alargamento da ressonância ocorre quando a partícula perturbadora é do mesmo tipo que a partícula emissora, o que introduz a possibilidade de um processo de troca de energia.
  • O alargamento quadrático Stark ocorre através do efeito quadrático Stark , que resulta da interação de um emissor com um campo elétrico, causando uma mudança na energia que é quadrática na intensidade do campo.
  • O alargamento de Van der Waals ocorre quando a partícula emissora está sendo perturbada por forças de Van der Waals . Para o caso quase estático, um perfil de Van der Waals [nota 1] é frequentemente útil para descrever o perfil. A mudança de energia em função da distância [ definição necessária ] é dada nas asas, por exemplo, pelo potencial de Lennard-Jones .

Alargamento não homogêneo

Alargamento não homogêneo é um termo geral para alargamento porque algumas partículas emissoras estão em um ambiente local diferente de outras e, portanto, emitem em uma frequência diferente. Este termo é usado especialmente para sólidos, onde superfícies, contornos de grão e variações estequiométricas podem criar uma variedade de ambientes locais para um determinado átomo ocupar. Em líquidos, os efeitos do alargamento não homogêneo às vezes são reduzidos por um processo chamado estreitamento de movimento .

Ampliação devido a efeitos não locais

Certos tipos de alargamento são o resultado de condições em uma grande região do espaço e não simplesmente em condições que são locais para a partícula emissora.

Ampliação da opacidade

A radiação eletromagnética emitida em um determinado ponto do espaço pode ser reabsorvida à medida que viaja pelo espaço. Esta absorção depende do comprimento de onda. A linha é ampliada porque os fótons no centro da linha têm maior probabilidade de reabsorção do que os fótons nas asas da linha. De fato, a reabsorção perto do centro da linha pode ser tão grande a ponto de causar uma auto-reversão na qual a intensidade no centro da linha é menor do que nas asas. Este processo também é às vezes chamado de auto-absorção .

Ampliação macroscópica de Doppler

A radiação emitida por uma fonte em movimento está sujeita ao deslocamento Doppler devido a uma projeção de velocidade na linha de visão finita. Se diferentes partes do corpo emissor tiverem velocidades diferentes (ao longo da linha de visão), a linha resultante será alargada, com a largura da linha proporcional à largura da distribuição de velocidade. Por exemplo, a radiação emitida por um corpo em rotação distante, como uma estrela , será ampliada devido às variações de velocidade da linha de visão em lados opostos da estrela (esse efeito geralmente referido como alargamento rotacional). Quanto maior a taxa de rotação, mais larga a linha. Outro exemplo é um escudo de plasma implodindo em um Z-pinch .

Efeitos combinados

Cada um desses mecanismos pode atuar isoladamente ou em combinação com outros. Assumindo que cada efeito é independente, o perfil de linha observado é uma convolução dos perfis de linha de cada mecanismo. Por exemplo, uma combinação do alargamento Doppler térmico e o alargamento da pressão de impacto produz um perfil Voigt .

No entanto, os diferentes mecanismos de alargamento de linha nem sempre são independentes. Por exemplo, os efeitos colisais e os deslocamentos Doppler em movimento podem agir de maneira coerente, resultando em algumas condições até mesmo em um estreitamento colisional , conhecido como efeito Dicke .

Linhas espectrais de elementos químicos

Bandas

A frase "linhas espectrais", quando não qualificada, geralmente se refere a linhas com comprimentos de onda na faixa visível de todo o espectro eletromagnético . Muitas linhas espectrais ocorrem em comprimentos de onda fora dessa faixa. Em comprimentos de onda mais curtos, que correspondem a energias mais altas, as linhas espectrais ultravioletas incluem a série Lyman de hidrogênio . Nos comprimentos de onda muito mais curtos dos raios X , as linhas são conhecidas como raios X característicos porque permanecem praticamente inalteradas para um determinado elemento químico, independentemente de seu ambiente químico. Comprimentos de onda mais longos correspondem a energias mais baixas, onde as linhas espectrais infravermelhas incluem oSérie de Paschen do hidrogênio. Em comprimentos de onda ainda maiores, o espectro de rádio inclui a linha de 21 cm usada para detectar hidrogênio neutro em todo o cosmos .

Luz visível

Para cada elemento, a tabela a seguir mostra as linhas espectrais que aparecem no espectro visível em cerca de 400-700 nm.

Elemento Z Símbolo Linhas espectrais
hidrogênio 1 H Espectro de hidrogênio visível.png
hélio 2 Ele Espectro de hélio visível.png
lítio 3 Li Espectro de lítio visível.png
berílio 4 Ser Espectro de berílio visível.png
boro 5 B Espectro de Boro visível.png
carbono 6 C Espectro de carbono visível.png
azoto 7 N Espectro de nitrogênio visível.png
oxigênio 8 O Espectro de oxigênio visível.png
flúor 9 F Espectro de flúor visível.png
néon 10 Não Espectro de néon visível.png
sódio 11 N / D Espectro de sódio visível.png
magnésio 12 Mg Espectro de magnésio visível.png
alumínio 13 Al Espectro de alumínio visível.png
silício 14 Si Espectro de silício visível.png
fósforo 15 P Espectro de fósforo visível.png
enxofre 16 S Espectro de enxofre visível.png
cloro 17 Cl Espectro de cloro visível.png
argônio 18 Ar Espectro de argônio visível.png
potássio 19 K Espectro de potássio visível.png
cálcio 20 Ca Espectro de cálcio visível.png
escândio 21 Sc Espectro de escândio visível.png
titânio 22 Ti Espectro de titânio visível.png
vanádio 23 V Espectro de vanádio visível.png
cromo 24 Cr Espectro de cromo visível.png
manganês 25 Mn Espectro de manganês visível.png
ferro 26 Fe Espectro de ferro visível.png
cobalto 27 Companhia Espectro de cobalto visível.png
níquel 28 Ni Espectro de níquel visível.png
cobre 29 Cu Espectro de cobre visível.png
zinco 30 Zn Espectro de zinco visível.png
gálio 31 Ga Espectro de gálio visível.png
germânio 32 Ge Espectro de germânio visível.png
arsênico 33 Como Espectro de arsênico visível.png
selênio 34 Se Espectro de selênio visível.png
bromo 35 Br Espectro de bromo visível.png
criptônio 36 Kr Espectro de Krypton visível.png
rubídio 37 Rb Espectro de rubídio visível.png
estrôncio 38 Sr Espectro de estrôncio visível.png
ítrio 39 S Espectro de ítrio visível.png
zircônio 40 Zr Espectro de zircônio visível.png
nióbio 41 Nb Espectro de nióbio visível.png
molibdênio 42 Mo Espectro de molibdênio visível.png
tecnécio 43 Tc Espectro de tecnécio visível.png
rutênio 44 Ru Espectro de rutênio visível.png
ródio 45 Rh Espectro de ródio visível.png
paládio 46 Pd Espectro de paládio visível.png
prata 47 Ag Espectro de prata visível.png
cádmio 48 CD Espectro de cádmio visível.png
índio 49 Dentro Espectro de índio visível.png
lata 50 Sn Espectro de estanho visível.png
antimônio 51 Sb Espectro de antimônio visível.png
telúrio 52 Te Espectro de telúrio visível.png
iodo 53 eu Espectro de iodo visível.png
xenônio 54 Xe Espectro de xenônio visível.png
césio 55 C Espectro de césio visível.png
bário 56 BA Espectro de bário visível.png
lantânio 57 Espectro de lantânio visível.png
cério 58 Ce Espectro de cério visível.png
praseodímio 59 Pr Espectro de praseodímio visível.png
neodímio 60 Nd Espectro de neodímio visível.png
promécio 61 PM Espectro de promécio visível.png
samário 62 Sm Espectro de samário visível.png
európio 63 UE Espectro de európio visível.png
gadolínio 64 D'us Espectro de gadolínio visível.png
térbio 65 Tb Espectro do térbio visível.png
disprósio 66 Dy Espectro de disprósio visível.png
hólmio 67 Ho Espectro de hólmio visível.png
érbio 68 É Espectro de érbio visível.png
túlio 69 Tm Espectro de Túlio visível.png
itérbio 70 Yb Espectro de itérbio visível.png
lutécio 71 Lu Espectro de Lutécio visível.png
háfnio 72 Hf Espectro de háfnio visível.png
tântalo 73 Ta Espectro de tântalo visível.png
tungstênio 74 C Espectro de tungstênio visível.png
rênio 75 Espectro de Rênio visível.png
ósmio 76 OS Espectro de ósmio visível.png
irídio 77 Ir Espectro de irídio visível.png
platina 78 PT Espectro de platina visível.png
ouro 79 Au Espectro de ouro visível.png
tálio 81 Tl Espectro de tálio visível.png
liderar 82 Pb Espectro de chumbo visível.png
bismuto 83 Bi Espectro de bismuto visível.png
polônio 84 Po Espectro de polônio visível.png
radônio 86 Rn Espectro de radônio visível.png
rádio 88 Espectro de rádio visível.png
actínio 89 Ac Espectro de actínio visível.png
tório 90 º Espectro de tório visível.png
protactínio 91 Pai Espectro de protactínio visível.png
urânio 92 você Espectro de urânio visível.png
neptúnio 93 Np Espectro de Neptúnio visível.png
plutônio 94 Pu Espectro de plutônio visível.png
amerício 95 Sou Espectro de amerício visível.png
cúrio 96 Cm Espectro de cúrio visível.png
berquélio 97 Bk Espectro de berquélio visível.png
californium 98 Cf Espectro Californium visível.png
einstênio 99 Es Espectro de Einsteinium visível.png

Veja também

Notas

  1. "Perfil de Van der Waals" aparece em letras minúsculas em quase todas as fontes, como: Mecânica estatística da superfície líquida por Clive Anthony Croxton, 1980, A Wiley-Interscience publicação, ISBN  0-471-27663-4 , ISBN 978-0 -471-27663-0 ; e no Journal of Technical Physics, Volume 36, por Instytut Podstawowych Problemów Techniki (Polska Akademia Nauk), editor: Państwowe Wydawn. Naukowe., 1995, 

Referências

  1. ^ Kramida, Alexandre; Ralchenko, Yuri (1999), NIST Atomic Spectra Database, NIST Standard Reference Database 78 , National Institute of Standards and Technology , recuperado em 27/06/2021
  2. ^ Rothman, LS; Gordon, IE; Babikov, Y.; Barbe, A.; Chris Benner, D.; Bernath, PF; Birk, M.; Bizzocchi, L.; Boudon, V.; Brown, LR; Campargue, A.; Chance, K.; Cohen, EA; Coudert, LH; Devi, VM; Drouin, BJ; Fayt, A.; Flaud, J.-M.; Gamache, RR; Harrison, JJ; Hartmann, J.-M.; Hill, C.; Hodges, JT; Jacquemart, D.; Jolly, A.; Lamouroux, J.; Le Roy, RJ; Li, G.; Longo, DA; et ai. (2013). "O banco de dados espectroscópico molecular HITRAN2012" . Jornal de Espectroscopia Quantitativa e Transferência Radiativa . 130 : 4-50. Bibcode : 2013JQSRT.130....4R . doi : 10.1016/j.jqsrt.2013.07.002 . ISSN 0022-4073 . 
  3. ^ Einstein, Albert (1905). " Sobre uma visão heurística sobre a produção e transformação da luz ".
  4. ^ Krainov, Vladimir; Reiss, Howard; Smirnov, Boris (1997). Processos Radiativos em Física Atómica . Wiley. doi : 10.1002/3527605606 . ISBN 978-0-471-12533-4.
  5. Por exemplo, no artigo seguinte, o decaimento foi suprimido através de uma cavidade de micro-ondas, reduzindo assim o alargamento natural: Gabrielse, Gerald; H. Dehmelt (1985). "Observação de Emissão Espontânea Inibida". Cartas de Revisão Física . 55 (1): 67–70. Bibcode : 1985PhRvL..55...67G . doi : 10.1103/PhysRevLett.55.67 . PMID 10031682 . 
  6. ^ "Alargamento Colisional" . Fas.harvard.edu. Arquivado a partir do original em 24/09/2015 . Recuperado 2015-09-24 .
  7. ^ Pêssego, G. (1981). "Teoria do alargamento de pressão e deslocamento de linhas espectrais" . Avanços em Física . 30 (3): 367–474. Bibcode : 1981AdPhy..30..367P . doi : 10.1080/00018738100101467 . Arquivado a partir do original em 14/01/2013.

Leitura adicional