Cuando un electrón salta de un nivel superior a un nivel inferior, se emite un fotón. Esto se ve como una línea de emisión. Pero, ¿qué es exactamente una línea de recombinación? Los encontré parecidos. ¿Puedes decirme cuál es la diferencia entre estos dos?
Una línea de recombinación es un caso especial de una línea de emisión.
Una línea de emisión es cualquier característica espectral que se eleva por encima del continuo , es decir, la amplitud promedio del espectro (en alguna región de longitud de onda), y se debe a transiciones atómicas (donde "atómico" incluye átomos en moléculas y granos de polvo, y "transiciones" puede ser electrónico, vibracional o rotacional).
Estas transiciones pueden surgir de la absorción de luz o colisiones de un átomo con otra partícula. En astrofísica, esta otra partícula suele ser un electrón libre, ya que estos son mucho más rápidos que los átomos. La absorción de energía pone al átomo en un estado excitado, y cuando el átomo se desexcita, se emite un fotón.
La recombinación es el proceso por el cual un electrón libre es "atrapado" por un átomo al que le falta un electrón, es decir, un ion . El ion, a su vez, se ha producido previamente al ser ionizado por algún proceso de alta energía, por ejemplo, un fotón ionizante o una colisión violenta. La diferencia entre la energía cinética del electrón antes del encuentro y la energía del estado al que pasa se emite como un fotón.
El electrón puede ir directamente al estado fundamental, en cuyo caso se acaba de producir otro fotón iozing. Pero también puede pasar a un estado intermedio, emitiendo un fotón de menor energía. El electrón se encuentra entonces en un estado excitado, del cual pronto se desexcitará, posiblemente a través de varios niveles hasta que alcance el estado fundamental. Este proceso se llama cascada .
Los fotones que se emiten durante esta cascada se denominan líneas de recombinación.
En la vecindad de estrellas muy calientes (estrellas O y B) que producen muchos fotones ionizantes (el continuo de Lyman; LyC), tendrá una región de gas de hidrógeno neutro (HI) que se ioniza. Las escalas de tiempo para la recombinación en estas regiones son bastante pequeñas, por lo que el LyC se reprocesa "casi inmediatamente" en líneas de recombinación.
La mecánica cuántica te dice las probabilidades de terminar en los distintos estados, y resulta que, por ejemplo, por cada fotón LyC obtienes aproximadamente 0,68 Lyman fotones (con una pequeña dependencia de la temperatura), es decir, fotones emitidos cuando el electrón falso forma el primer excitado al estado fundamental. En términos de energía, esto se traduce en ~1/3 de la potencia total.
Esto es bastante sorprendente: significa que 1/3 del continuo total de fotones más energéticos que los 13,6 eV necesarios para ionizar el hidrógeno se convierte en una sola línea de emisión. Por esta razón, las galaxias, en particular las galaxias jóvenes que aún albergan muchas estrellas calientes, suelen ser bastante luminosas en Lyman. ; a veces incluso solo en Lyman .
Las líneas de emisión están relacionadas con las líneas de absorción : en el primer caso, tiene un continuo de luz (por ejemplo, de procesos térmicos) con algún proceso físico que "agrega" algo de luz extra al espectro total. En el último caso, tienes el mismo proceso físico eliminando la luz de un continuo.
Por ejemplo, si observa una fuente (no ionizante) a través de una nube HI, verá líneas de absorción en las longitudes de onda correspondientes a las distintas transiciones del hidrógeno neutro. Si pudieras observar la misma nube desde otro ángulo, verías líneas de emisión en las mismas longitudes de onda.
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