Ел.-магн. спонтанно излъчвана радиация, квантови преходи от енергийно ниво E i към ниво E к(при абсорбция - при обратен преход), се определят Коефициенти на Айнщайн А ik , Бки и IN ik за съответните преходи и популация ninit. енергийни нива и също са пропорционални на енергиите на фотоните (в.в=в.в v 
ik - преходна честота). И.с. л. за спонтанно и стимулирано излъчване и абсорбция са равни в.вкъдето ти( ) - радиация. На ниво нива, а следователно и I. s. л., значително зависи от условията, в които се намира кипящата среда, т.е. от температурата, плътността, наличието на източници на възбуждане и охлаждане. ik/ Ijl 
две к.-л. линии, спонтанни преходи при условия на термодинамично равновесие , Къде g i и g j- статистически Тежести на ниво Е i ; и E j ;Т абс. temp-pa. По този начин се отнася. И.с. л. зависи само от атомните характеристики и температурата. , тъй като едновременно с абсорбцията се получава и стимулирано излъчване. В резултат на двата принудителни прехода реално се наблюдава разликата и е равна на I.s. л. е един от основните нека експериментираме характеристики на веществото и се използва в g i спектроскопияспектрален анализ. Важна информация за състоянието на материята може да бъде получена чрез измерване на разпределението на интензитета в рамките на спектрална линия (виж Фиг.Контур на спектралната линия).Лит.: Landsberg G.S., Оптика, 5-то издание, М., 1976; Еляшевич М. А., Атомно и молекулярно, М., 1962. Л.
П. Пресняков.. Физическа енциклопедия. В 5 тома. - М.: Съветска енциклопедия. 1988 .
Главен редактор А. М. Прохоров
Вижте какво е „ИНТЕНЗИТЕТ НА СПЕКТРАЛНАТА ЛИНИЯ“ в други речници: ИНТЕНЗИТЕТ НА СПЕКТРАЛНАТА ЛИНИЯ, силата на електромагнитното излъчване, спонтанно или принудително излъчено или погълнато от единица обем материя по време на квантов преход (вижте КВАНТОВИ ПРЕХОДИ) от едно енергийно ниво на друго. е……
Енциклопедичен речникинтензитет на спектралната линия
Мярка за немонохроматичността на спектрална линия. Ш... Физическа енциклопедия
Интензивност- Индикатор за геоложка или друга природна опасност, пряко или косвено характеризиращ неговата разрушителна сила Източник: Препоръки: Препоръки за оценка на геоложкия риск на територията на Москва Вижте също свързани термини: 65... ... Речник-справочник на термините на нормативната и техническата документация
интензитет на спектралните линии- 3.2 интензитет на спектралните линии: Мощност, излъчвана от единица обем на източник в обхвата на дължината на вълната, съответстващ на пълната ширина на дадена спектрална линия.
Нека разгледаме две електронни нива с енергии E n(долна) и E m(горна). Преход m→nводи до излъчване (излъчване) на електромагнитно излъчване с честота
Нека концентрацията на атоми (броят атоми на единица обем) в състоянието E nравно на Nn, но е в състояние E m – Nm.Тогава броят на спонтанните sпреходи на единица обем за единица време се определя от израза:
s = Nm. A мн.
Коефициент, равен на отношението на броя на фотоните s, спонтанно (спонтанно) излъчени за единица време, до броя на частиците във възбудено състояние Nm, наречена вероятност от спонтанно излъчване, или коефициента на Айнщайн ( A мн) за спонтанно излъчване. Интензитет на спектралната линия аз мн, съответстващ на спонтанен преход от нивото мна ниво n,е равно на:
I t n = hν t n. A мн. Nm,(4.1)
Къде hν t n– квантова енергия;
A мн– коефициент на Айнщайн;
Nm– концентрация на атоми във възбудено състояние.
В пулверизатор при високи температури се случва топене, изпаряване на веществото, дисоциация на молекули в атоми и възбуждане на последните в резултат на сблъсъци с високотемпературни частици.
В повечето източници на светлина за емисионен спектрален анализ, работещи при атмосферно налягане, плазмата е в състояние на локално термодинамично равновесие (LTE). Това означава, че при висока плътност на парите честотата на еластичните сблъсъци на всички плазмени частици (атоми, молекули, йони, електрони) една с друга е толкова висока, че между тях се осъществява пълен и безпрепятствен обмен на кинетична енергия. В резултат на това плазмата може да се характеризира с една температурна стойност Т. При термодинамично равновесие населението на възбудените нива се описва от Уравнение на Болцман :
(4.2)
Израз (4.1) за интензитета на линията при спонтанен преход от нивото Тна ниво пкато се вземе предвид (4.2) приема следния вид:
(4.3)
Къде аз mn –интензитет на линията при преминаване на електрон от нивото Тна ниво п;
Но и Nm– концентрация на атоми в основно и възбудено състояние;
q m,qn– статистически тегла, характеризиращи степента на изроденост на съответните нива;
E m g i E n– енергийни нива м g i п;
A мн– вероятност за спонтанно излъчване при преход от ниво мна ниво п;
hν мн– квантова енергия;
Т– равновесна температура, K;
к– Константа на Болцман 1,3807. 10 –23 J. K –1.
От уравнение (4.3) при предположение за постоянство Т, изглежда, че следва правопропорционална зависимост на интензитета на линията азвърху броя на атомите Н m, което е пряко свързано с концентрацията на елемента в пробата. По сумата обаче азповлиян от процесите на йонизация на атомите и самопоглъщане, изкривяващи тази зависимост.
Йонизацията на атомите (M ↔ M + + ē) води до намаляване на броя на излъчващите частици (възбудени атоми). Равновесието на реакцията на йонизация се измества надясно с намаляване на концентрацията на веществото в газовата фаза, както и с повишаване на температурата. Следователно с повишаване на температурата интензитетът на спектралната линия първо се увеличава в съответствие с (4.3), а след това намалява. Като се вземе предвид йонизацията, се определя интензитетът на спектралната линия
Къде X– степен на йонизация, която се изразява количествено чрез отношението на броя на йоните ( Н+) към общия брой частици, запълващи дъговия разряд
Уравнение (4.4) включва почти всички параметри, от които зависи интензитетът на спектралната линия. Той е в основата на всички варианти на метода AES: пламъчна спектроскопия (пламъчна фотометрия), спектрографски и спектрометрични методи.
При спектралния анализ е необходимо да се знаят не само дължините на вълните на съответните линии, но и техните интензитети (Интензитетът на светлината е количеството светлинна енергия, протичаща за единица време през единица площ в определена посока).
Интензитетът на линиите определя относителното количество на елемента в пробата. За да изберете най-благоприятните условия за анализ, е важно да разберете от какви фактори зависи интензитетът на спектралните линии.
Както вече беше отбелязано, при пламък, дъга и искра възбуждането е топлинно. В този случай интензивността азспектралната линия, излъчвана от неутрален атом или йон, се изразява със следната формула: (Тази формула отчита само процеса на излъчване на светлина от атомите. При нейното извеждане не е взето предвид, че част от радиацията на атомите се абсорбира в обема на газа и не излиза извън източника на светлина)
Къде ДО- коефициент, чв зависимост от характеристиките на атома, свойствата на спектралното устройство и метода за осветяване на процепа;
Н- общият брой невъзбудени атоми (неутрални или йонизирани) на даден елемент в единица обем светеща пара;
д п- енергия на възбуденото състояние на атома;
Т- температура на източника на светлина;
к- постоянна стойност;
д- постоянна стойност (натурален логаритъм), равна на 2,72;
ч- константа на Планк;
υ - честота на светлинните вибрации.
Във формула (5) произведението hy е енергията на един светлинен квант. Това показва, че интензитетът на спектралната линия (когато се възбужда в източници като дъга, искра, пламък) зависи от следните фактори: енергията на горното възбудено ниво ( дп) , брой атоми в разрядния облак (Н) и температура на газа (Т).
Нека разгледаме отделно влиянието на всеки от тези фактори върху интензитета на спектралните линии.
Зависимост на интензитета на спектралната линия от енергията на възбуденото състояние
Броят на атомите във възбудено състояние дпза даден общ брой Ни температурата на газа T, толкова по-малка е дп. Колкото по-голяма е енергията на горното ниво дп, толкова по-трудно се възбужда.
Линиите, съответстващи на по-нисък потенциал на възбуждане, в повечето случаи са по-интензивни.
Линията, съответстваща на излъчването по време на прехода от резонансното ниво към основното ниво, се нарича резонансна линия.Тъй като енергията на възбуждане на резонансното ниво е най-малка, тогава резонансната линия е най-интензивната линия в спектъра на даден елемент, освен ако няма специални причини, водещи до отслабването му.
Зависимост на интензитета на спектралната линия от температурата на газа
Тъй като температурата на газа се повишава, скоростта на движение на всички присъстващи в газа частици, включително електроните, се увеличава. Следователно повишаването на температурата създава по-благоприятни условия за възбуждане на атомите. Въпреки това, интензитетът на спектралната линия не нараства монотонно с повишаване на температурата на газа поради факта, че броят на атомите с дадена степен на йонизация в светещ газ зависи от температурата.
Нека разгледаме как температурата влияе на излъчването на неутралните атоми. С повишаването на температурата броят на йонизираните атоми също ще се увеличи. Това естествено ще доведе до намаляване на броя на неутралните атоми. Следователно, въпреки че повишаването на температурата подобрява условията на възбуждане, интензитетът на спектралната линия на неутрален атом може да не се увеличи. Например на фиг. Фигура 9 показва зависимостта на интензитета на резонансните линии на спектъра на неутрален и йонизиран калциев атом от температурата. Кривата показва, че с повишаване на температурата интензитетът на спектралната линия първо се увеличава, а след това намалява.
Същото се наблюдава и за линиите на спектъра на йони, тъй като с повишаване на температурата броят на йоните с по-висока степен на йонизация се увеличава (виж фиг. 9, крива 2),
ориз. 9. Зависимост на интензитета на линиите в спектъра на неутрален атом (1)
и калциев йон (2) върху температурата на източника
За всяка линия има температура Tmax, при която нейният интензитет е максимален. Както се вижда от фиг. 9, най-високият интензитет на спектралната линия на неутралните калциеви атоми се постига при температура, близка до 5200 ° C; най-високият интензитет на линията на спектъра на веднъж йонизираните калциеви атоми се постига при температури над 7000 ° C. Следователно съотношението на интензитетите на линиите на неутралните и йонизираните калциеви атоми ще се промени с температурата, както следва: при ниски температури линията на неутралните калциеви атоми е по-интензивна от линията на йонизираните калциеви атоми, а при високи температури, напротив, линията на йонизираните атоми става по-интензивна от линията на неутралните атоми. Така се оказва, че само повишаването на температурата на светлинния източник не винаги води до увеличаване на интензитета на спектралните линии. В някои случаи при преминаване към по-горещи източници се наблюдава намаляване на интензитета на линиите.
Когато температурата на изхода се променисъотношението на концентрациите на йони и неутрални атоми се променя и, следователно, съотношението на интензитетите на техните линии, т.е. естеството на спектъра се променя.Това може да се види на фиг. 10, където се сравняват две еднакви области от спектрите на желязо, получени с помощта на искра и дъга.
ориз. 10. Спектри на желязо, получени с помощта на искра (А)и дъги б)
От тази фигура може да се види, че в спектъра на искра интензитетът на йонните линии се увеличава в сравнение с интензитета на линиите на неутралните атоми.
Поради факта, че в искрата концентрацията на йони е по-голяма, отколкото в дъгата, и техният спектър е съответно по-интензивен, спектралните линии, излъчвани от йони, обикновено се наричат искра, а линиите, излъчвани от неутрални атоми, са дъгаТрябва обаче да се подчертае, че както дъговите, така и искровите линии присъстват в спектрите на дъгата и искрата.
Качествена идентификация на спектрални линии в атомно-емисионни спектри.
Основата на качествения спектрален анализ е, че линейният емисионен спектър на всеки химичен елемент е характерен. Задачата на качествения спектрален анализ се свежда до намиране на линиите на определяния елемент в спектъра на пробата. Принадлежността на една линия към даден елемент се определя от дължината на вълната и интензитета на линията. За декодиране спектърът на проба с неизвестен състав трябва да бъде взет на спектрограф, т.е. устройство с фотографско откриване, дори ако е предназначено да се използват устройства с визуално или фотоелектрическо откриване при бъдещ анализ.
Аналитични или последни линии от спектъра на даден елемент. Общият брой на линиите в спектъра на много елементи е много голям (например Th - 2500 линии, U - 5000 линии). Няма нужда да се определят дължините на вълните на всички спектрални линии в спектъра на пробата. За целите на качествения анализ е необходимо да се установи наличието или отсъствието в спектъра на т.нар. аналитични или последни линии, т.е. спектрални линии, които последни изчезват, когато съдържанието на елемент в пробата намалява. Последните редове са добре проучени. Техните дължини на вълните и интензитети са дадени в таблици и атласи на спектрите. Това обикновено са резонансни линии. В таблиците те са отбелязани с индекси u 1 и u 2 и т.н. или v 1, v 2 и т.н. Индекс 1 означава, че редът изчезва последен, 2 - предпоследен и т.н.
Чрез спектрален анализ могат да се определят качествено около 80 елемента. Чувствителността на качествения спектрален анализ варира за различните елементи в много широки граници - от 10 -2% (Hg, 0s, U и др.) ДО 10 -5% (Na, B, Bi и др.). Поради високата чувствителност на спектралния анализ съществува опасност от „преоткриване“ на определени елементи, попаднали в пробата в резултат на случайно замърсяване.
Фотографски методи за количествен анализ. Когато се използват фотографски методи за количествен анализ, анализираните спектри трябва да се записват върху фотографска плака. При използване на фотографски детектори – фотоплаки, фотоленти – интензитетът на спектралните линии се оценява чрез т.нар. почерняване на фотографската емулсия - логаритъма на съотношението на интензитета на светлината, преминаваща през незатъмнения (неекспониран) участък на фотографската плака I o към интензитета на светлината, преминаващ през осветения участък I (фиг.): S = lg I 0 /I
Почерняването на фотографската емулсия е свързано с отделянето на фино метално сребро при излагане на радиация, проявяване и фиксиране на изображението. Въпреки това, не винаги се наблюдава линейна връзка между количеството радиация и количеството освободено сребро. Следователно за всяка фотографска емулсия се изгражда характерна крива в координатите „почерняване S - експозиция H = E t, където E е осветяване, t е време на осветяване.“ log H = log I
Характеристичната крива на фотоемулсията има типична форма, показана на фиг.
След като изградите характерна крива на фотографската емулсия от измерените стойности на почерняване, първо намерете разликата в логаритмите на експозициите, които са причинили това почерняване, и след това интензитета на измерените линии.
Тъй като почерняването S е функция на интензитета на спектралната линия I, използвайки уравнението на Ломакин-Шайбе, можем да запишем S=γ b logC + γ logga.
ab - зона на недостатъчна експозиция; bc- линеен разрез (област на нормално почерняване); cd - зона на преекспониране; tgα=γ е контрастният коефициент на фотографската емулсия в зависимост от нейния вид, както и от състава на проявителя и времето за проявяване.
Повечето съвременни методи за количествен анализ се основават на измерване относителна интензивностспектрални линии на определяния елемент и елемента за сравнение, разположен в същата проба. Това се дължи на факта, че интензитетът на спектралната линия зависи от редица неконтролирани процеси - измерване на условията на изпаряване на пробата и флуктуации в работата на записващото устройство и др.
Нека означим с I pr интензитета на линията на определяния елемент, с I main. интензитет на линията за сравнение. Ако концентрацията на сравнителния елемент (елемент от базата на пробата или специално въведен елемент) може да се разглежда като постоянна стойност, тогава относителната интензивност, съгласно уравнението на Ломакин-Шайбе, ще се определя от израза
I pr/I main. = аС 1 b /I осн.
или в логаритмична форма 1g(I pr. / I основен.) = b 1g C1 + Ig a / ,
където 1g a / =1g (a / I основно)
При фотографски запис на спектрите на почерняване (оптични плътности), линиите на определяния елемент и елемента за сравнение са равни
S 1 =γ 1 1g I p p. ; S 2 = γ 2 1g I основен.
S = S 1 - S 2 = γ log (I пр./I основен)
S/γ = 1g (Ipr/Ibas.)
Получаваме S = S 1 - S 2 = γ1g C 1 + γ log a".
Измерването на почерняването на аналитични двойки линии се извършва с помощта на специално устройство - микрофотометър. Въз основа на резултатите от измерването на почерняването на аналитични двойки стандартни линии се изгражда калибровъчна графика.
Изборът на координати при конструирането на калибровъчна графика се определя от съображения за удобство или специфични изисквания за анализ. Графиките за калибриране се изчертават в координатите „разлика в оптичните плътности (почерняване) S - логаритъм на концентрация 1g C” или „логаритъм на относителна интензивност 1g I pr. - логаритъм на концентрация 1g C.”
Една качествена характеристика може да се превърне в количествена. За звезди от спектрални класове K, G и F двойка линии се оказва много добър показател за абсолютна величина. Ако погледнете внимателно четирите спектъра от клас K0 на фиг. 59, лесно се забелязва, че линията се засилва от горния спектър към долния; т.е. с намаляване на светимостта или с увеличаване на абсолютната величина, докато тя отслабва (в съответствие с казаното по-горе). Следователно съотношението на интензитета е функция на абсолютна величина, бързо нарастваща с увеличаване на M.
Ако намерим посоченото съотношение за няколко звезди с известно M и построим калибровъчна крива върху този материал, тогава той може да се използва за определяне на абсолютните величини на тези K0 звезди, за които споменатото съотношение на интензитета е измерено в спектъра. Разбира се, описаният критерий не е единственият. Коефициентът на интензитет k също служи като критерий за абсолютната величина или яркост на звезда. В друг спектрален клас зависимостта на съотношението от М ще бъде различна и може да се окаже практически неудобна; след това се заменя с друг критерий.
ориз. 59. Сравнение на спектри от клас K0 на различни светимости. Абсолютните визуални величини на звездите (чиито обозначения са дадени вляво) са съответно равни на - (отгоре надолу). Докато интензитетът на линията намалява отгоре надолу, линията се засилва (както и ). Добрият ефект на абсолютна величина показва непрекъснат спектър по протежение на страната на линията
За звездите от спектралния клас съотношенията на двойките интензитети на линии и са подходящи за определяне на абсолютната величина, а в спектрите на GO звездите g лентата може да служи като критерий (фиг. 60).
За по-горещите А звезди водородните линии от серията на Балмер са добър критерий за абсолютна величина - те се разширяват значително по време на прехода от звезди с висока яркост към звезди джуджета (фиг. 61). Калибрирането на еквивалентната ширина на тези линии по абсолютните величини на звездите може да се извърши с голяма увереност (фиг. 62). Причината за това разширяване заслужава специално внимание.
Една от причините за разширяването на спектралните линии беше разгледана по-рано - това е ефектът на Доплер (виж §4). В повечето случаи топлинното движение на атомите дава на линията полуширочина (KPA 420) не повече от 0,5 A за най-леките атоми - водорода.
Наличието на турбулентни движения в атмосферите на звездите може в редки случаи да удвои тази стойност. Междувременно действителната ширина на водородните линии в звезди от клас А, като Вега и Сириус, може да достигне десет ангстрьома или повече. Профилът на спектралната линия изобщо не прилича на камбанообразната крива, характерна за Доплеровия профил (4.6) - линията има много широки крила.
ориз. 60. Сравнение на спектрите на звезди от тип GO от различни класове на светимост, започващи от 0 (супер-свръхгигант) и завършващи с обикновено джудже V. G лентата привлича вниманието. което се разпада на отделни линии в свръхгигантите, докато тези по-широки линии в спектрите III-V в R лентата се сливат
ориз. 61. Ефект на светимост в спектрите на АО. Вижда се значително разширяване на линиите на Балмер с прехода от абсолютно ярки звезди (отгоре) към обикновени (vis). Но линиите SeII и FeII са отслабени
Теорията казва в този случай, че много атоми участват във формирането на спектралната линия. Атомът е способен да абсорбира не само честотата, съответстваща на центъра на линията, но също и на съседните честоти v; Естествено, с нарастването на разликата вероятността за усвояване намалява.
Когато над фотосферата на звездата има малко атоми (т.е. участващи във формирането на линията), тяхното поглъщане извън Доплеровия профил е незначително, но сред голям брой атоми, особено в случай на линии с благоприятни условия за тяхното образуване, винаги ще има атоми, способни да абсорбират светлина при честоти, отстранени от централната честота толкова забележимо, че абсорбцията се появява извън Доплеровия профил в крилата на линията. Крилата ще се движат по-широко, колкото по-голям е броят на абсорбиращите атоми N и колкото по-голяма е способността им да абсорбират дадена линия - така наречената сила на осцилатора. Източникът на това разширяване на профила на линията се нарича радиационно затихване.
ориз. 63. Ефект на светимост в клас B. Линиите и се увеличават леко при преминаване към джуджета (надолу по трите спектъра), в същото време линията отслабва
Теорията показва, че за гигантските звезди продуктът за линиите от серията Balmer е приблизително същият като за джуджетата, противно на всички очаквания. Това означава, че в този случай разширяването на спектралните линии в джуджетата има различен характер, а именно разширение поради сблъсъци. В плътна атмосфера сблъсъците са толкова чести, че възбуден атом често все още няма време да излъчи енергията си на възбуждане, преди да се сблъска с друг атом или електрон. Вълните, изпратени от атома, се прекъсват и изкривяват.
ориз. 62. Крива на зависимостта на еквивалентната ширина на линията H от абсолютната величина M (Обсерватория Виктория, Канада)
От друга страна, енергийните нива в атома се изкривяват, когато заредени частици, йони и електрони преминават близо, и преходите между такива нарушени нива ще се появят на честоти, много различни от . Описаният процес може да се разглежда като микроскопичен ефект на Старк, възникващ в резултат на статистически флуктуации на електрическите полета на йони и електрони. Балмеровите линии на водорода и линиите на хелия са особено податливи на това, тъй като и при двете първоначалното състояние съответства на електрона, който е на силно възбудено ниво далеч от ядрото.
Това е причината, която причинява такова значително разширяване на водородните линии в спектъра на джуджетата от класове А и В. Същото се наблюдава и в He линиите, но в по-слаба степен. За да се установят такива разлики в B спектрите, други критерии са по-удобни, въз основа на нашите предишни разсъждения за преобладаването на трудни за йонизиране йони (когато следващият етап на йонизация е труден) в атмосферите на гиганти. В този случай (фиг. 63) е удобно да се сравняват линии или.
