7.25: Algunas líneas prohibidas que vale la pena conocer

Los estados en el nivel del suelo de un átomo son los únicos estados estables. Los átomos pueden elevarse a niveles más altos por colisiones, pero estos estados excitados no son muy estables, y un átomo en estado excitado muy pronto se desexcitará por emisión radiativa de un fotón. Los tiempos de vida en los estados excitados suelen ser del orden de los nanosegundos. Sin embargo, la probabilidad de desexcitación por emisión de radiación dipolo magnético o cuadrupolo eléctrico es mucho menor que la de la radiación dipolo eléctrico, y la vida útil de los estados excitados para\(\text{M}1\) o\(\text{E}2\) radiación puede ser segundos o incluso minutos. Dichos estados se denominan estados metaestables. En condiciones normales de laboratorio el intervalo entre colisiones interatómicas (o colisiones con la pared del vaso contenedor) es mucho más corto que la vida media de un nivel metaestable. (Se puede calcular el tiempo entre colisiones a partir de la teoría cinética de los gases.) Así un átomo será noqueado de un nivel metaestable por colisión mucho antes de que haya tenido la oportunidad de emitir\(\text{M}1\) o\(\text{E}2\) radiación. Esto no es así en gases muy delgados en algunas fuentes astronómicas, como la aurora o en las nebulosas de emisión. En tales ambientes las colisiones son pocas y distantes entre sí, dando tiempo suficiente para\(\text{M}1\) la desexcitación\(\text{E}2\) radiativa.

Cabe señalar, sin embargo, que la condición para la emisión exitosa de\(\text{M}1\) o\(\text{E}2\) radiación no es tan simple como suponer que la vida media de un nivel metaestable debe ser menor que el intervalo intercolisión. Una colisión puede ser inelástica, en cuyo caso parte de la energía cinética es absorbida y el átomo metaestable realiza una transición ascendente; o puede ser superelástica, en cuyo caso los átomos metaestables sufren una transición hacia abajo sin radiación, el exceso de energía va a aumentar la energía cinética del partícula colisionante; o la colisión puede ser elástica, en cuyo caso no hay cambio en la energía cinética y el átomo metaestable permanece en su estado metaestable. Para determinar la condición de emisión o no emisión de radiación “prohibida”, es necesario tomar en cuenta la probabilidad de estos diversos procesos. En la práctica la probabilidad de que una colisión sea inelástica o superelástica puede ser bastante pequeña, por lo que muy pocas colisiones dan como resultado la eliminación de un átomo de su estado metaestable. Por lo tanto, es muy posible que se observen\(\text{E}2\) líneas incluso si el tiempo medio entre colisiones es apreciablemente menor que la vida media de un estado metaestable, aunque en condiciones de laboratorio, la frecuencia de colisión es demasiado alta.\(\text{M}1\) En fuentes astronómicas donde se pueden emitir líneas “prohibidas”, siguen siendo muy débiles − pero tenemos la ventaja de poder mirar a través de fuentes de gran extensión.

Ahora que entendemos cómo se pueden observar líneas prohibidas en fuentes astronómicas, doy algunos ejemplos de algunas líneas prohibidas que vale la pena conocer.

Los tres primeros términos de\(\text{O}_\text{ I}\) se indican esquemáticamente en la figura VIII.4. Surgen de la misma\(p^4\) configuración, por lo que el\(^3\text{P}\) término es un término invertido y ninguna de las transiciones lo son\(\text{E}1\). Las transiciones que he dibujado están todas “prohibidas”. He dibujado\(\text{E}2\) transiciones como líneas continuas y\(\text{M}1\) transiciones como líneas discontinuas. Debe verificar esto por referencia a las reglas de selección.

\(\text{FIGURE VII.4}\)

Partiendo de la izquierda, las dos primeras líneas están en\(297.2\) y\(557.7 \ \text{nm}\). La vida media del\(^1 \text{S}_0\) nivel es de orden alrededor de un segundo. La relación de ramificación es tal que la transición ultravioleta\(\text{M}1\) (discontinua) es mucho menos probable que la\(\text{E}2\) transición verde en\(557.5 \ \text{nm}\). Esta transición verde suele ser la línea auroral más fuerte, e incluso se puede ver que es de color verdoso. ¡La próxima vez que mires una aurora puedes reflejar que la radiación eléctrica cuadrupolo está entrando en tu ojo! ¡Qué emoción! La\(557.7 \ \text{nm}\) línea también ocurre en los trenes de corta duración dejados por los meteoros. Las dos líneas discontinuas (dipolo magnético) a la derecha están en\(636.3\) y\(630.0 \ \text{nm}\), y son rojas. La vida media del\(^1 \text{D}_2\) nivel es de más de un minuto, y también aparecen en el espectro auroral, pero mucho más alto en la atmósfera, donde el tiempo entre colisiones es más largo. Cuando miras una aurora generalmente puedes ver un resplandor rojo más alto que el resplandor verde. ¡Estás viendo dipolo magnético así como radiación cuadrupolo eléctrico!

Existen varias líneas de dipolo magnético y cuadrupolo eléctrico algo similares que involucran los tres primeros términos de los espectros de\([\text{O}_\text{ II}]\),,,\([\text{O}_\text{ III}]\),\([\text{N}_\text{ I}]\),\([\text{N}_\text{ II}]\),\([\text{N}_\text{ III}]\), que ocurren en los espectros de nebulosas de emisión, incluyendo nebulosas planetarias. En la figura VII.5 ilustro sólo tres líneas de\([\text{O}_\text{ III}]\). La configuración de todos los términos es\(p^2\) y así el\(^3 \text{P}\) término no se invierte. Las transiciones\(^3\text{P}_2 - \ ^1\text{D}_2\) y\(^3\text{P}_2 - \ ^1 \text{D}_2\) (aviso - sin cambio de paridad) están en\(500.7\)\(495.9 \ \text{nm}\) y están entre las más fuertes observadas en las nebulosas, y a menudo se denotan por\(\text{N}_1\) y\(\text{N}_2\), aunque no tienen nada que ver con el nitrógeno,\(\text{N}\) presumiblemente la letra que significa “nebular”. Yo desalentaría fuertemente tal notación. La transición\(^1\text{D}_2 - \ ^1\text{S}_0\) está en\(436.3 \ \text{nm}\). Antes de que se entendieran estas líneas, se les refería como “nebulio”.

\(\text{FIGURE VII.5}\)

Antes de que se entendiera el espectro de la corona solar, las líneas de emisión de la corona se atribuían al “coronio”, pero ahora se sabe que son líneas “prohibidas” de metales altamente ionizados. La separación entre niveles dentro de un solo término es muy grande para los átomos altamente ionizados, y muchas de las líneas observadas en el espectro coronal son líneas dipolares magnéticas que conectan dos niveles dentro del mismo término. Por ejemplo, una de las líneas coronales más fuertes, la línea verde at\(530.3 \ \text{nm}\), surge del ion\(\text{Fe}^{13+}\), es decir, del espectro\([\text{Fe}_\text{ XIV}]\). Esto es isoelectrónico con el átomo de aluminio neutro, y el término básico de la\(KL3s^2(^1\text{S})3p\) configuración es un\(^2 \text{P}^\text{o}\) término normal con dos niveles −\(J = \frac{1}{2}\) y\(\frac{3}{2}\). En\(\text{Al}_\text{ I}\) la separación a término el valor de estos niveles es solo\(112 \ \text{cm}^{-1}\), pero están mucho más espaciados en\(\text{Fe}_\text{ XIV}\) forma que, en este espectro, la longitud de onda de\(^2 \text{P}_{\frac{1}{2}}^\text{o} - \ ^2 \text{P}_\frac{3}{2}^\text{o}\) es\(530.3 \ \text{nm}\).

El último ejemplo es el famoso\(21\) -\(\text{cm}\) transición del hidrógeno neutro,\(\text{H}_\text{ I}\). Aquí, el nivel más bajo es\(^2\text{S}_\frac{1}{2}\), que es el único nivel es el término suelo,\(^2 \text{S}\). El nivel se divide en dos niveles hiperfinos como resultado de la interacción entre el momento angular electrónico total\((J=\frac{1}{2})\) y el espín nuclear\((I=\frac{1}{2}\)), siendo\(F\) los valores -de los dos niveles hiperfinos\(0\) y\(1\). La\(\text{cm}\) línea\(21\) - es una transición dipolar magnética entre estos dos niveles hiperfinos. El espín nuclear del deuterio es\(I = 1\), y consecuentemente el nivel del suelo del deuterio se divide en niveles hiperfinos con\(F = \frac{1}{2}\) y\(\frac{3}{2}\). Se predice una transición entre estos dos en\(92 \ \text{cm}\), pero aparentemente aún no hay una detección inequívoca de la misma a partir de una fuente astronómica.