thumb|300px|Las líneas espectrales se detectan como líneas de absorción (A) o líneas de emisión (B) dependiendo de las posiciones del detector, el gas y la fuente luminosa. Una línea espectral es una línea oscura o brillante en un espectro uniforme y continuo, resultado de un exceso o una carencia de fotones en un estrecho rango de frecuencias, comparado con las frecuencias cercanas. Cuando existe un exceso de fotones se habla de una línea de emisión. En el caso de existir una carencia de fotones, se habla de una línea de absorción. El estudio de las líneas espectrales permite realizar un análisis químico de cuerpos lejanos, siendo la espectroscopia uno de los métodos fundamentales usados en la astrofísica, aunque es utilizada también en el estudio de la Tierra.
Historia
thumb|300px|Líneas de Fraunhofer con su notación alfabética y las longitudes de onda correspondientes.
La línea espectral fue un fenómeno que permaneció insospechado hasta los primeros estudios realizados con prismas sobre la descomposición de la luz. La primera observación de una línea espectral fue la línea de emisión del sodio, realizada por Thomas Melvill calentadas por una llama y descubrió una línea intensa, amarilla.Physique générale: Ondes, optique et physique moderne, pag. 294.
El descubrimiento de las líneas de absorción se remonta al , en 1802, cuando William Hyde Wollaston en su investigación sobre los prismas, observó unas líneas negras en el espectro habitualmente continuo de la luz descompuesta. Estas líneas tenían la particularidad de no cambiar de posición independientemente de cual fuese el prisma y de su material. Joseph von Fraunhofer utilizó esta observación para desarrollar una forma de medir las longitudes de onda tomando esas líneas como referencia. Gustav Robert Kirchhoff desarrolló así un sistema de referencias, utilizando las líneas más visibles del espectro solar y numerándolas. Esas líneas de referencia se utilizaban luego para calibrar los instrumentos de medición y espectroscopia.Physique générale: Ondes, optique et physique moderne, pag. 166-167.
Mientras que Fraunhofer estableció la medida de la longitud de onda de algunas de las líneas espectrales, fue Anders Jonas Ångström quien determinó las longitudes de onda de casi mil líneas de absorción utilizando rejillas de difracción en 1869, reemplazando el sistema de líneas de Fraunhofer y la numeración de Kirchhoff hasta 1890.
Tipos de líneas espectrales
thumb|Espectro continuo. thumb|Líneas de emisión. thumb|Líneas de absorción.
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. Cuando un fotón tiene una energía muy cercana a la necesaria para cambiar el estado de energía del sistema (en el caso del átomo el cambio de estado de energía sería un electrón cambiando de orbital), el fotón es absorbido. Tiempo después, será reemitido, ya sea en la misma frecuencia —o longitud de onda—La frecuencia y la longitud de onda de la luz están relacionadas a través de la relación , donde es la velocidad de la luz. Debido a que es una constante, cuando se tratan ondas luminosas muchas veces se habla indiscriminadamente de frecuencia y longitud de onda. que originalmente tenía, o en forma de cascada, es decir, una serie de fotones de diferente frecuencia. La dirección en la que el nuevo fotón será reemitido estará relacionada con la dirección de donde provino el fotón original.
Dependiendo del tipo de gas, la fuente luminosa y lo que arribe al detector, se pueden producir dos tipos de líneas: de emisión o de absorción. Si el gas se encuentra entre el detector y la fuente de luz —la cual, por lo general, se tratará de una fuente con espectro continuo—, de tal forma que el detector pueda observar el espectro tanto del gas como de la fuente, se observará una disminución de la intensidad de la luz en la frecuencia del fotón incidente, debido a que la mayor parte de los fotones reemitidos saldrán en direcciones diferentes a las que poseían los fotones originales. En este caso se observará una línea de absorción. Por otro lado, si el detector es capaz de observar el gas, pero no puede ver la fuente de luz, se observarán solamente los fotones reemitidos, resultando en líneas de emisión.
La posición de las líneas espectrales depende del átomo o molécula que las produzca. Debido a lo anterior, estas líneas son de gran utilidad para identificar la composición química de cualquier medio que permita pasar la luz a través de él. Varios elementos químicos se han descubierto gracias a la espectroscopia. Entre algunos de estos están el helio, el talio y el cerio. Las líneas espectrales también dependen de las condiciones físicas del gas. Por esta razón, son comúnmente utilizadas para determinar las características físicas, además de la composición química, de estrellas y otros cuerpos celestes, para los cuales no existe ningún otro método de análisis.
Existen otros mecanismos de producción de líneas espectrales, además de las interacciones fotón-átomo. Dependiendo del tipo de interacción física (entre moléculas, átomos, etc.), la frecuencia de los fotones resultantes puede ser muy diversa. Debido a esto, se pueden observar líneas en cualquier región del espectro electromagnético, desde las ondas de radio hasta los rayos gamma.
Nomenclatura
Muchas líneas espectrales, las llamadas «líneas de Fraunhofer», poseen una nomenclatura especial.Kitchin, Christopher R. (1987). Stars, Nebulae, and the Interstellar Medium: Observational Physics and Astrophysics. CRC Press, pp. 124 y 125. ISBN 0-85274-581-8. Por ejemplo la línea producida por el átomo de calcio una vez ionizado, a una longitud de onda de 430,774 nm, se conoce como la «línea K». A las líneas de átomos que no tienen una designación de Fraunhofer especial se les suele denotar por el símbolo del elemento químico en cuestión, seguido de un número romano. Para los átomos neutros se utiliza el número I. Si el átomo está ionizado una vez, se usa el número II, III para átomos ionizados dos veces y así sucesivamente. 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».La letra λ se utiliza para denotar la longitud de onda en física
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. Esta clase de líneas se conocen como líneas prohibidas. Para estas líneas se suele escribir el símbolo químico y el número romano entre corchetes. 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. Para cambios hacia nivel 2 (serie de Balmer) desde el 3 se utiliza la nomenclatura «Hα»; del 4 al 2, «Hβ»; del 5 al 2, «Hγ»; etc. En el caso de cambios hacia el nivel 3 desde niveles superiores (serie de Paschen) se utilizan «Paα», «Paβ», «Paγ», etc. Hacia el nivel 4 desde niveles más altos (serie de Brackett), la designación es «Brα», «Brβ», «Brγ», etc. Para transiciones hacia niveles más altos, se utiliza el número del nivel más bajo. Por ejemplo, para un electrón que va del nivel 23 al nivel 22, se utilizaría «22α», del nivel 24 al 22, «22β», etc.
Desplazamiento y ensanchamiento de las líneas espectrales
Desplazamiento Doppler
Ocurre comúnmente que las líneas espectrales de objetos astronómicos se observen en longitudes de onda diferentes a la que teóricamente se producen. Este fenómeno, conocido como efecto Doppler,Propuesto por Christian Doppler en la monografía «Acerca del color de la luz de las estrellas binarias y otros diferentes objetos del cielo» [Doppler, Christian y Studnica, Frantisek Josef. Prag. (1903) «Ueber das farbige licht der doppelsterne und einiger anderer gestirne des himmels». en K. Bohm gesellschaft der wissenschaften]. ocurre cuando el objeto se mueve acercándose al observador o alejándose de éste. En el primer caso, la línea se observa en longitudes de onda menores a la teórica –se dice que el espectro se corre hacia el azul—. En el segundo caso, la línea se observa en longitudes de onda mayores a la teórica —es decir, el espectro se corre al rojo—. Este efecto depende de la velocidad que tenga el objeto con respecto al observador. La relación, cuando la velocidad del objeto relativa al observador es mucho menor la velocidad de la luz en el vacío, está dada por la ecuación:
En donde es la frecuencia observada, es la velocidad del objeto relativa al observador, es la velocidad de la luz en el vacío y es la frecuencia teórica. Puede notarse que si , es decir, si el objeto no se mueve con respecto al observador, la línea se observará en la misma posición que debe tener teóricamente.Giancoli, Douglas C.; Campos Olguín, Víctor (2006). Física: Principios con aplicaciones. Ed. Pearson Educación, pp. 338-342. ISBN 970-26-0695-0.
Ensanchamiento de líneas
Las líneas espectrales se extienden sobre un rango de frecuencias, en vez de una sola frecuencia (es decir tienen un ancho de línea diferente de cero). Existen varios factores que hacen que la línea se ensanche y cada uno de ellos le dará diferente forma a la misma. Estos factores pueden ser debidos a condiciones locales o a condiciones externas. 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. Los segundos se tratan de cambios en la distribución espectral de la radiación al tiempo que esta atraviesa el medio que se pudiera encontrar entre el observador y el objeto. Puede darse el caso también de que las diferentes partes de un mismo objeto emitan radiación de forma diferente entre estas (por ejemplo, en una galaxia lejana, debido a que está compuesta por estrellas de diferentes clases, además de medio interestelar, su espectro resultaría en una combinación del espectro de todos los objetos que la componen), resultando en una combinación de la radiación observada.
Ensanchamiento debido a efectos locales
Ensanchamiento natural El principio de incertidumbre de Heisenberg para la energía y el tiempo establece que si existe una incertidumbre en el tiempo en que permanece un sistema en un estado de energía, entonces el sistema tiene una energía dentro de un rango , en vez de una energía específica, lo que se traduce en un rango de frecuencias en los fotones emitidos. Un electrón en un nivel de energía diferente del estado base tiende a permanecer un cierto tiempo en este nivel hasta que finalmente decae hacia un nivel de energía inferior. El tiempo exacto durante el cual permanece en ese estado no es el mismo en cada decaimiento; es aleatorio, por lo que no se puede calcular analíticamente. Sin embargo, por medio de estadística, se puede calcular un tiempo de vida promedio. Si se tiene un conjunto de átomos, cada uno de los cuales tiene un electrón en un mismo estado excitado, después de un tiempo , una fracción de los electrones habrán decaído a un nivel más bajo. Después de otro tiempo , de los electrones que quedaban en estado excitado, una fracción similar decaerá. Es decir, la población de electrones en estado excitado disminuirá de forma exponencial. Expresado en forma de ecuación, el número de electrones en el estado excitado a un tiempo será: