Charakterystyczne zdjęcie rentgenowskie - Characteristic X-ray

Charakterystyczne promienie rentgenowskie są emitowane, gdy elektrony zewnętrznej powłoki wypełniają wakat w wewnętrznej powłoce atomu , uwalniając promienie rentgenowskie we wzorcu, który jest „charakterystyczny” dla każdego pierwiastka. Charakterystyczne promienie X zostały odkryte przez Charlesa Glovera Barkli w 1909 roku, który później otrzymał Nagrodę Nobla w dziedzinie fizyki za swoje odkrycie w 1917 roku.

Wyjaśnienie

Charakterystyczne promienie rentgenowskie są wytwarzane, gdy element jest bombardowany cząstkami o wysokiej energii, którymi mogą być fotony, elektrony lub jony (takie jak protony). Kiedy padająca cząstka uderza w związany elektron (elektron docelowy) w atomie, elektron docelowy jest wyrzucany z wewnętrznej powłoki atomu. Po wyrzuceniu elektronu, atom pozostaje z wolnym poziomem energii , znanym również jako dziura w rdzeniu . Elektrony z powłoki zewnętrznej następnie wpadają do powłoki wewnętrznej, emitując skwantowane fotony o poziomie energii równym różnicy energii między stanem wyższym i niższym. Każdy pierwiastek ma unikalny zestaw poziomów energii, a zatem przejście od wyższych do niższych poziomów energii wytwarza promieniowanie rentgenowskie o częstotliwościach charakterystycznych dla każdego pierwiastka.

Czasami jednak zamiast uwolnić energię w postaci promieniowania rentgenowskiego, energia może zostać przeniesiona na inny elektron, który następnie zostaje wyrzucony z atomu. Nazywa się to efektem Augera , który jest wykorzystywany w spektroskopii elektronów Augera do analizy składu pierwiastkowego powierzchni.

Notacja

Różne stany elektronowe, które istnieją w atomie, są zwykle opisywane za pomocą notacji orbitalnej atomowej , jak to jest używane w chemii i fizyce ogólnej. Jednak nauka o promieniowaniu rentgenowskim ma specjalną terminologię do opisania przejścia elektronów z wyższych do niższych poziomów energii: tradycyjna notacja Siegbahn lub alternatywnie uproszczona notacja rentgenowska .

W notacji Siegbahn, gdy elektron spada z powłoki L do powłoki K, emitowane promieniowanie rentgenowskie nazywa się promieniowaniem rentgenowskim K-alfa . Podobnie, gdy elektron spada z powłoki M do powłoki K, emitowane promieniowanie rentgenowskie nazywa się promieniowaniem K-beta .

Wybitne przejścia

K-alfa

Linie emisyjne K-alfa powstają, gdy elektron przechodzi do wakatu w najbardziej wewnętrznej powłoce „K” ( główna liczba kwantowa n = 1) z p orbitali drugiej powłoki „L” ( n = 2), pozostawiając tam wakat .

Zakładając, że początkowo w powłoce K jest pojedyncza wakat (a co za tym idzie pojedynczy elektron już tam jest), a także, że powłoka L nie jest całkowicie pusta w końcowym stanie przejścia, definicja ta ogranicza minimalną liczba elektronów w atomie do trzech, czyli do litu (lub jonu litopodobnego). W przypadku atomów dwu- lub jednoelektronowych zamiast tego mówi się odpowiednio o He -alfa i Lyman-alfa . W bardziej formalnej definicji powłoka L jest początkowo całkowicie zajęta. W tym przypadku lżejszy gatunek z K-alfa jest neonowy (patrz NIST X-Ray Transition Energies Database ). Ten wybór również mocno umieszcza K-alfa w zakresie energii promieniowania rentgenowskiego .

Podobnie jak Lyman-alfa, emisja K-alfa składa się z dwóch linii spektralnych, K-alpha 1 i K-alpha 2 . Emisja K-alfa 1 ma nieco wyższą energię (a zatem ma mniejszą długość fali) niż emisja K-alfa 2 . Dla wszystkich pierwiastków stosunek intensywności K-alpha 1 i K-alpha 2 jest bardzo bliski 2:1.

Przykładem linii K-alfa jest Fe K-alfa emitowany, gdy atomy żelaza wpadają do czarnej dziury w centrum galaktyki. Miedziana linia K-alfa jest często wykorzystywana jako główne źródło promieniowania rentgenowskiego w laboratoryjnych spektrometrii dyfrakcyjnej promieniowania rentgenowskiego (XRD).

K-beta

Emisje K-beta, podobne do emisji K-alfa, powstają, gdy elektron przechodzi do najbardziej wewnętrznej powłoki „K” (główna liczba kwantowa 1) z orbity 3p trzeciej lub „M” powłoki (o głównej liczbie kwantowej 3).

Energie przejściowe

Energie przejścia można w przybliżeniu obliczyć za pomocą prawa Moseleya . Na przykład E K-alpha =(3/4)Ry(Z-1) 2 =(10,2 eV)( Z − 1) 2 , gdzie Z to liczba atomowa, a Ry to energia Rydberga . Obliczona w ten sposób energia żelaza ( Z = 26 ) K-alfa wynosi6.375  keV , dokładność w granicach 1%. Jednak dla wyższych Z błąd szybko rośnie.

Dokładne wartości energii przejścia K α , K β , L α , L β itd. dla różnych pierwiastków można znaleźć w NIST X-Ray Transition Energies Database i Spectr-W3 Atomic Database for Plasma Spectroscopy.

Aplikacje

Charakterystyczne promienie X mogą być wykorzystane do identyfikacji konkretnego pierwiastka, z którego są emitowane. Ta właściwość jest używana w różnych technik, włączając fluorescencji promieniowania rentgenowskiego spektroskopii , promieniowania rentgenowskiego cząstek wywołane , spektroskopii rentgenowskiej z dyspersją energii i spektroskopii rentgenowskiej z dyspersją fal .

Zobacz też

Uwagi