Para algumas fontes de luz, tais como lâmpadas de descarga de gás e vários lasers, o espectro óptico exibe linhas espectrais claramente definidas, ou seja Estas estão relacionadas com transições de átomos, iões ou moléculas de algum estado excitado para um nível electrónico inferior. A energia do fotão hν = h c / λ está próxima da diferença de energias de nível, o que determina o comprimento de onda óptica da linha de emissão espectral.
Por vezes, são observadas linhas de emissão discretas no topo de um espectro contínuo.
Acontece também que um espectro óptico contínuo apresenta quedas discretas, que são causadas pela absorção da luz em certos comprimentos de onda.Estas linhas de absorção também estão normalmente relacionadas com transições electrónicas, desta vez de níveis de energia mais baixos para mais altos. Se o nível mais baixo é o estado electrónico do solo, é a absorção do estado do solo (GSA), caso contrário a absorção do estado excitado (ESA). Estas linhas de absorção foram observadas, por exemplo, na luz solar (linhas Fraunhofer, descobertas por Joseph von Fraunhofer), e levaram à descoberta do hélio antes de ser encontrado na Terra.As linhas de absorção também podem ser estudadas em laboratórios, por exemplo, com fontes de luz de banda larga e espectrógrafos ou com espectroscopia de absorção laser de varredura.
Linhas simples de absorção e emissão também são observadas com meios de estado sólido como cristais laser.Aqui, no entanto, as características de absorção e emissão são muitas vezes substancialmente mais amplas devido às interações das espécies absorventes ou emissoras com o material hospedeiro.
Linhas de absorção e emissão são frequentemente características de certas substâncias, e podem portanto ser usadas como impressões digitais espectrais, por exemplo, para a detecção de poluentes ambientais na atmosfera. É também possível medir concentrações (ou densidades numéricas) através da sua relação com o coeficiente de absorção, usando a lei de Beer-Lambert.
Existem várias linhas espectrais padrão que são frequentemente usadas como referências de comprimento de onda, e.Por exemplo, para a caracterização dos vidros ópticos.
Largura e forma das linhas espectrais
Linhas espectrais apresentam sempre uma largura de linha finita, que pode ter origens diferentes:
- Em altas pressões de gás, as colisões são frequentes.Essencialmente, os átomos emissores são frequentemente perturbados por colisões durante a sua radiação, de modo que a fase óptica não pode evoluir continuamente ao longo de tempos mais longos.
- Sem qualquer movimento, existe uma largura de linha natural, que é limitada pelo tempo de vida útil do estado superior (alargamento de vida útil).
- Como mencionado acima, a emissão ou absorção de átomos ou íons em sólidos freqüentemente exibem linhas de absorção e emissão ampliadas devido a interações com o material hospedeiro.Por exemplo, pode haver efeitos Stark causados por campos elétricos.Se diferentes átomos ou íons experimentam diferentes modificações nas características da linha, o alargamento resultante é chamado de alargamento não homogêneo.
Os menores valores de largura de linha – bem abaixo de 1 Hz – podem ser alcançados com certas transições proibidas, que podem ter uma largura de linha natural muito pequena, ao suprimir também várias outras contribuições para a largura de linha.métodos de espectroscopia ultra-precisa foram desenvolvidos para tais medidas.Aqui, a emissão de um laser é estabilizada para uma linha espectral estreita, de tal forma que a largura da linha do laser é mesmo muito inferior à largura da linha espectral.
A forma da linha, ou seja Por exemplo, as linhas Lorentzianas são frequentemente observadas quando o alargamento da vida útil é dominante, enquanto que o alargamento Doppler leva a formas de linhas Gaussianas.
A luz de banda bastante estreita de certas linhas espectrais é frequentemente considerada como quase-monocromática.
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Veja também: espectro óptico, comprimento de onda, linhas espectrais padrão, linhas laser, lâmpadas espectrais, largura de linha, alargamento de Doppler
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