Spektrallinie

Kontinuierliches Spektrum

Emissionslinien ( diskretes Spektrum )

Absorptionsspektrum mit Absorptionslinien

Eine Spektrallinie ist ein Bereich mit schwächerer oder stärkerer Intensität in einem ansonsten gleichmäßigen und kontinuierlichen Spektrum . Sie entsteht durch die Emission oder Absorption von Licht in einem schmalen Frequenzbereich im Vergleich zu den benachbarten Frequenzen. Spektrallinien werden häufig zur Identifizierung von Atomen und Molekülen verwendet . Diese „Fingerabdrücke“ können mit bereits vorhandenen Spektrallinien von Atomen ^{[ 1 ]} und Molekülen ^{[ 2 ]} verglichen werden und dienen somit der Identifizierung der atomaren und molekularen Bestandteile von Sternen und Planeten , was andernfalls unmöglich wäre.

Spektrallinien entstehen durch die Wechselwirkung eines Quantensystems (üblicherweise Atome , aber manchmal auch Moleküle oder Atomkerne ) mit einem einzelnen Photon . Besitzt ein Photon die passende Energie (die mit seiner Frequenz zusammenhängt) ^{[ 3 ]} , um eine Änderung des Energiezustands des Systems zu bewirken (im Falle eines Atoms wechselt üblicherweise ein Elektron seine Orbitale ), wird es absorbiert. Die Energie wird dann spontan wieder emittiert, entweder als einzelnes Photon mit der gleichen Frequenz wie das ursprüngliche oder in einer Kaskade, in der die Summe der Energien der emittierten Photonen der Energie des absorbierten Photons entspricht (vorausgesetzt, das System kehrt in seinen ursprünglichen Zustand zurück).

Eine Spektrallinie kann entweder als Emissionslinie oder als Absorptionslinie beobachtet werden . Welcher Linientyp beobachtet wird, hängt von der Art des Materials und seiner Temperatur im Verhältnis zu einer anderen Emissionsquelle ab. Eine Absorptionslinie entsteht, wenn Photonen einer heißen Quelle mit breitem Spektrum ein kühleres Material durchdringen. Die Lichtintensität wird in einem schmalen Frequenzbereich durch Absorption im Material und Reemission in zufällige Richtungen reduziert. Im Gegensatz dazu entsteht eine helle Emissionslinie, wenn Photonen eines heißen Materials detektiert werden, beispielsweise in Anwesenheit eines breiten Spektrums einer kühleren Quelle. Die Lichtintensität wird in einem schmalen Frequenzbereich durch Emission des heißen Materials erhöht.

Spektrallinien sind hochgradig atomspezifisch und können zur Bestimmung der chemischen Zusammensetzung beliebiger Medien genutzt werden. Mehrere Elemente, darunter Helium , Thallium und Cäsium , wurden mithilfe spektroskopischer Methoden entdeckt. Da Spektrallinien auch von der Temperatur und Dichte des Materials abhängen, werden sie häufig zur Bestimmung der physikalischen Zusammensetzung und des Zustands ferner Sterne und anderer Himmelskörper eingesetzt. Manche dieser Daten lassen sich mit anderen Methoden nicht gewinnen oder analysieren, weshalb die Spektroskopie parallel zur astronomischen und teleskopischen Forschung an Bedeutung gewonnen hat.

Je nach Material und dessen physikalischen Bedingungen kann die Energie der beteiligten Photonen stark variieren, wobei die Spektrallinien über das gesamte elektromagnetische Spektrum hinweg beobachtet werden , von Radiowellen bis hin zu Gammastrahlen .

Starke Spektrallinien im sichtbaren Teil des elektromagnetischen Spektrums haben oft eine eindeutige Fraunhofer- Linienbezeichnung, wie zum Beispiel K für eine Linie bei 393,366 nm, die vom einfach ionisierten Calciumatom Ca ⁺ stammt , obwohl einige der Fraunhofer-"Linien" Mischungen aus mehreren Linien verschiedener Spezies sind .

In anderen Fällen werden die Zeilen entsprechend dem Ionisierungsgrad gekennzeichnet, indem der Bezeichnung des chemischen Elements eine römische Ziffer vorangestellt wird . Neutrale Atome werden mit der römischen Ziffer I, einfach ionisierte Atome mit II usw. bezeichnet, zum Beispiel:

Cu II – Kupferion mit +1 Ladung, Cu ¹⁺

Fe III — Eisenion mit +2 Ladung, Fe ²⁺

Detailliertere Bezeichnungen umfassen üblicherweise die Linienwellenlänge und gegebenenfalls eine Multiplettnummer (bei Atomlinien) oder eine Bandenbezeichnung (bei Moleküllinien). Viele Spektrallinien des atomaren Wasserstoffs besitzen zudem Bezeichnungen innerhalb ihrer jeweiligen Serien , wie beispielsweise der Lyman- oder Balmer-Serie . Ursprünglich wurden alle Spektrallinien in Serien eingeteilt: die Hauptserie , die scharfe Serie und die diffuse Serie . Diese Serien existieren für alle Atome der Elemente, und die Muster für alle Atome lassen sich gut durch die Rydberg-Ritz-Formel vorhersagen . Später wurden diese Serien mit Suborbitalen in Verbindung gebracht.

Es gibt eine Reihe von Effekten, die die Form von Spektrallinien beeinflussen . Eine Spektrallinie erstreckt sich über ein winziges Spektralband mit einem von null verschiedenen Frequenzbereich, nicht über eine einzelne Frequenz (d. h. sie hat eine von null verschiedene Spektralbreite ). Darüber hinaus kann ihre Mitte gegenüber ihrer nominellen zentralen Wellenlänge verschoben sein. Für diese Verbreiterung und Verschiebung gibt es mehrere Gründe. Diese lassen sich in zwei Hauptkategorien einteilen: Verbreiterung aufgrund lokaler Bedingungen und Verbreiterung aufgrund ausgedehnter Bedingungen. Die Verbreiterung aufgrund lokaler Bedingungen beruht auf Effekten, die in einem kleinen Bereich um das emittierende Element wirken, der üblicherweise klein genug ist, um das lokale thermodynamische Gleichgewicht zu gewährleisten . Die Verbreiterung aufgrund ausgedehnter Bedingungen kann durch Änderungen der spektralen Verteilung der Strahlung auf ihrem Weg zum Beobachter entstehen. Sie kann auch durch die Überlagerung von Strahlung aus mehreren weit voneinander entfernten Bereichen verursacht werden.

Die Lebensdauer angeregter Zustände führt zu einer natürlichen Linienverbreiterung, auch Lebensdauerverbreiterung genannt. Das Unschärfeprinzip beschreibt den Zusammenhang zwischen der Lebensdauer eines angeregten Zustands (bedingt durch spontanen Strahlungszerfall oder den Auger-Prozess ) und der Unsicherheit seiner Energie. Manche Autoren verwenden den Begriff „Strahlungsverbreiterung“ speziell für den Anteil der natürlichen Linienverbreiterung, der durch den spontanen Strahlungszerfall verursacht wird. ^{[ 4 ]} Eine kurze Lebensdauer bedingt eine große Energieunsicherheit und eine breite Emission. Dieser Verbreiterungseffekt führt zu einem nicht verschobenen Lorentz-Profil . Die natürliche Linienverbreiterung lässt sich experimentell nur insoweit verändern, als die Zerfallsraten künstlich unterdrückt oder erhöht werden können. ^{[ 5 ]}

Die Atome eines Gases, die Strahlung aussenden, weisen eine Geschwindigkeitsverteilung auf. Jedes emittierte Photon wird durch den Doppler-Effekt rot- oder blauverschoben , abhängig von der Geschwindigkeit des Atoms relativ zum Beobachter. Je höher die Gastemperatur, desto breiter ist die Geschwindigkeitsverteilung im Gas. Da die Spektrallinie die Summe der gesamten emittierten Strahlung darstellt, führt eine höhere Gastemperatur zu einer breiteren Spektrallinie. Diese Linienverbreiterung wird durch ein Gaußsches Profil beschrieben und ist nicht mit einer Verschiebung verbunden.

Die Anwesenheit von Teilchen in der Nähe beeinflusst die von einem einzelnen Teilchen emittierte Strahlung. Dies tritt in zwei Grenzfällen auf:

• Stoßdruckverbreiterung oder Stoßverbreiterung : Die Kollision anderer Teilchen mit dem lichtemittierenden Teilchen unterbricht den Emissionsprozess und erhöht durch die Verkürzung der charakteristischen Zeitdauer die Unsicherheit der emittierten Energie (wie bei der natürlichen Linienverbreiterung). ^{[ 6 ]} Die Dauer der Kollision ist deutlich kürzer als die Lebensdauer des Emissionsprozesses. Dieser Effekt hängt sowohl von der Dichte als auch von der Temperatur des Gases ab. Die Linienverbreiterung wird durch ein Lorentz-Profil beschrieben und kann mit einer Verschiebung einhergehen.
• Quasistatische Druckverbreiterung : Die Anwesenheit anderer Teilchen verschiebt die Energieniveaus des emittierenden Teilchens (siehe Spektralband ) und verändert dadurch die Frequenz der emittierten Strahlung. Die Dauer dieses Einflusses ist wesentlich länger als die Lebensdauer des Emissionsprozesses. Dieser Effekt hängt von der Gasdichte ab , ist aber relativ unempfindlich gegenüber der Temperatur . Die Form des Linienprofils wird durch die funktionale Form der Störkraft in Abhängigkeit vom Abstand zum Störteilchen bestimmt. Es kann auch zu einer Verschiebung des Linienzentrums kommen. Der allgemeine Ausdruck für die Linienform, die sich aus der quasistatischen Druckverbreiterung ergibt, ist eine 4-Parameter-Verallgemeinerung der Gaußverteilung, die als stabile Verteilung bekannt ist . ^{[ 7 ]}

Die Druckverbreiterung kann auch anhand der Art der Störkraft wie folgt klassifiziert werden:

• Die lineare Stark-Verbreiterung tritt über den linearen Stark-Effekt auf , der aus der Wechselwirkung eines Emitters mit dem elektrischen Feld eines geladenen Teilchens in einem Abstand resultiert und eine Verschiebung der Energie verursacht, die linear mit der Feldstärke ist.${\displaystyle r}$${\displaystyle (\Delta E\sim 1/r^{2})}$
• Eine Resonanzverbreiterung tritt auf, wenn das störende Teilchen vom gleichen Typ ist wie das emittierende Teilchen, wodurch die Möglichkeit eines Energieaustauschprozesses entsteht.${\displaystyle (\Delta E\sim 1/r^{3})}$
• Die quadratische Stark-Verbreiterung tritt über den quadratischen Stark-Effekt auf , der aus der Wechselwirkung eines Emitters mit einem elektrischen Feld resultiert und eine Verschiebung der Energie verursacht, die quadratisch mit der Feldstärke ist.${\displaystyle (\Delta E\sim 1/r^{4})}$
• Van-der-Waals-Verbreiterung tritt auf, wenn das emittierende Teilchen durch Van-der-Waals-Kräfte gestört wird . Im quasistatischen Fall ist ein Van-der-Waals-Profil ^{[ a ]} oft hilfreich, um das Profil zu beschreiben. Die Energieverschiebung als Funktion des Abstands zwischen den wechselwirkenden Teilchen wird in den Flanken beispielsweise durch das Lennard-Jones-Potential beschrieben .${\displaystyle (\Delta E\sim 1/r^{6})}$

Inhomogene Linienverbreiterung ist ein allgemeiner Begriff für die Linienverbreiterung, die dadurch entsteht, dass sich manche emittierende Teilchen in einer anderen lokalen Umgebung befinden als andere und daher bei unterschiedlichen Frequenzen emittieren. Dieser Begriff wird insbesondere für Festkörper verwendet, wo Oberflächen, Korngrenzen und Abweichungen in der Stöchiometrie eine Vielzahl lokaler Umgebungen für ein bestimmtes Atom schaffen können. In Flüssigkeiten werden die Auswirkungen der inhomogenen Linienverbreiterung mitunter durch einen Prozess namens Bewegungsverengung reduziert .

Bestimmte Arten der Linienverbreiterung sind das Ergebnis von Bedingungen in einem großen Raumbereich und nicht nur von Bedingungen, die lokal am emittierenden Teilchen herrschen.

Die Opazitätsverbreiterung ist ein Beispiel für einen nichtlokalen Verbreiterungsmechanismus. Elektromagnetische Strahlung, die an einem bestimmten Punkt im Raum emittiert wird, kann auf ihrem Weg durch den Raum reabsorbiert werden. Diese Absorption ist wellenlängenabhängig. Die Linie verbreitert sich, weil die Photonen im Linienzentrum eine höhere Reabsorptionswahrscheinlichkeit aufweisen als die Photonen an den Linienrändern. Tatsächlich kann die Reabsorption nahe dem Linienzentrum so stark sein, dass sie eine Selbstumkehrung verursacht , bei der die Intensität im Linienzentrum geringer ist als an den Rändern. Dieser Prozess wird auch als Selbstabsorption bezeichnet .

Die von einer sich bewegenden Quelle ausgesendete Strahlung unterliegt aufgrund der endlichen Geschwindigkeitsprojektion entlang der Sichtlinie einer Dopplerverschiebung . Weisen verschiedene Teile des emittierenden Körpers unterschiedliche Geschwindigkeiten (entlang der Sichtlinie) auf, wird die resultierende Linie verbreitert. Die Linienbreite ist dabei proportional zur Breite der Geschwindigkeitsverteilung. Beispielsweise wird die Strahlung eines entfernten, rotierenden Körpers, wie etwa eines Sterns , aufgrund der Geschwindigkeitsvariationen entlang der Sichtlinie auf gegenüberliegenden Seiten des Sterns verbreitert (dieser Effekt wird üblicherweise als Rotationsverbreiterung bezeichnet). Je höher die Rotationsgeschwindigkeit, desto breiter die Linie. Ein weiteres Beispiel ist eine implodierende Plasmaschale in einem Z-Pinch .

Jeder dieser Mechanismen kann isoliert oder in Kombination mit anderen wirken. Unter der Annahme, dass jeder Effekt unabhängig ist, ergibt sich das beobachtete Linienprofil als Faltung der Linienprofile der einzelnen Mechanismen. Beispielsweise liefert die Kombination aus thermischer Dopplerverbreiterung und Stoßdruckverbreiterung ein Voigt-Profil .

Die verschiedenen Linienverbreiterungsmechanismen sind jedoch nicht immer unabhängig voneinander. Beispielsweise können Stoßeffekte und Bewegungs-Dopplerverschiebungen kohärent wirken und unter bestimmten Bedingungen sogar zu einer Stoßverengung führen , dem sogenannten Dicke-Effekt .

The phrase "spectral lines", when not qualified, usually refers to lines having wavelengths in the visible band of the full electromagnetic spectrum. Many spectral lines occur at wavelengths outside this range. At shorter wavelengths, which correspond to higher energies, ultraviolet spectral lines include the Lyman series of hydrogen. At the much shorter wavelengths of X-rays, the lines are known as characteristic X-rays because they remain largely unchanged for a given chemical element, independent of their chemical environment. Longer wavelengths correspond to lower energies, where the infrared spectral lines include the Paschen series of hydrogen. At even longer wavelengths, the radio spectrum includes the 21-cm line used to detect neutral hydrogen throughout the cosmos.

For each element, the following table shows the spectral lines which appear in the visible spectrum at 380-780 nm.

Spectral lines of the chemical elements

Element	Z	Symbol	Spectral lines
hydrogen	1	H
helium	2	He
lithium	3	Li
beryllium	4	Be
boron	5	B
carbon	6	C
nitrogen	7	N
oxygen	8	O
fluorine	9	F
neon	10	Ne
sodium	11	Na
magnesium	12	Mg
aluminium	13	Al
silicon	14	Si
phosphorus	15	P
sulfur	16	S
chlorine	17	Cl
argon	18	Ar
potassium	19	K
calcium	20	Ca
scandium	21	Sc
titanium	22	Ti
vanadium	23	V
chromium	24	Cr
manganese	25	Mn
iron	26	Fe
cobalt	27	Co
nickel	28	Ni
copper	29	Cu
zinc	30	Zn
gallium	31	Ga
germanium	32	Ge
arsenic	33	As
selenium	34	Se
bromine	35	Br
krypton	36	Kr
rubidium	37	Rb
strontium	38	Sr
yttrium	39	Y
zirconium	40	Zr
niobium	41	Nb
molybdenum	42	Mo
technetium	43	Tc
ruthenium	44	Ru
rhodium	45	Rh
palladium	46	Pd
silver	47	Ag
cadmium	48	Cd
indium	49	In
tin	50	Sn
antimony	51	Sb
tellurium	52	Te
iodine	53	I
xenon	54	Xe
caesium	55	Cs
barium	56	Ba
lanthanum	57	La
cerium	58	Ce
praseodymium	59	Pr
neodymium	60	Nd
promethium	61	Pm
samarium	62	Sm
europium	63	Eu
gadolinium	64	Gd
terbium	65	Tb
dysprosium	66	Dy
holmium	67	Ho
erbium	68	Er
thulium	69	Tm
ytterbium	70	Yb
lutetium	71	Lu
hafnium	72	Hf
tantalum	73	Ta
tungsten	74	W
rhenium	75	Re
osmium	76	Os
iridium	77	Ir
platinum	78	Pt
gold	79	Au
mercury	80	Hg
thallium	81	Tl
lead	82	Pb
bismuth	83	Bi
polonium	84	Po
astatine	85	At
radon	86	Rn
francium	87	Fr
radium	88	Ra
actinium	89	Ac
thorium	90	Th
protactinium	91	Pa
uranium	92	U
neptunium	93	Np
plutonium	94	Pu
Americium	95	Bin
Curium	96	Cm
Berkelium	97	Bk
Kalifornium	98	Vgl.
Einsteinium	99	Es
Fermium – Oganesson	100–118	Fm–Og

• Absorptionsspektrum
• Atomare Spektrallinie
• Bohrsches Modell
• Elektronenkonfiguration
• Emissionsspektrum
• Fourier-Transformation
• Fraunhofer-Linie
• Tabelle der Emissionsspektren von Gasentladungslampen
• Wasserstofflinie (21-cm-Linie)
• Wasserstoff-Spektralserie
• Spektralband
• Spektroskopie
• Splatalogue

• Griem, Hans R. (1997). Grundlagen der Plasmaspektroskopie . Cambridge: University Press. ISBN 0-521-45504-9Die
• Griem, Hans R. (1974). Spektrale Linienverbreiterung durch Plasmen . New York: Academic Press . ISBN 0-12-302850-7Die
• Griem, Hans R. (1964). Plasmaspektroskopie . New York: McGraw-Hill Book Company.