El.-magn. radiații emise spontan, tranziții cuantice de la nivelul energetic E i la nivelul E k(în timpul absorbției - în timpul tranziției inverse), sunt determinate Coeficienții Einstein A ik , B ki și ÎN ik pentru tranzițiile corespunzătoare și populația ninit. nivelurile de energie și sunt, de asemenea, proporționale cu energiile fotonilor (hv=hv v 
ik - frecvența de tranziție). I.s. l. căci emisia și absorbția spontană și stimulată sunt egale hv unde tu( ) - radiatii. La nivel de niveluri, și deci și I. s. l., depind semnificativ de condițiile în care se află mediul de fierbere, adică de temperatură, densitate, prezența surselor de excitare și stingere. ik/ Ijl 
doi k.-l. linii, tranziții spontane în condiții de echilibru termodinamic , Unde g i Şi g j- statistic Greutăți de nivel E i ;şi E j ; T abs. temp-pa. Astfel, se relatează. I.s. l. depinde doar de caracteristicile atomice și de temperatură. , deoarece concomitent cu absorbția are loc emisia stimulată. Ca rezultat al ambelor tranziții forțate, diferența și este de fapt observată și este egală cu I.s. l. este unul dintre principalele hai să experimentăm caracteristicile substanței și este utilizat în g i spectroscopie analiza spectrală. Informații importante despre starea materiei pot fi obținute prin măsurarea distribuției intensității în cadrul unei linii spectrale (vezi Fig.Conturul liniei spectrale). Lit.: Landsberg G.S., Optics, ed. a 5-a, M., 1976; Elyashevich M. A., Atomic și molecular, M., 1962. L.
P. Presnyakov.. Enciclopedie fizică. În 5 volume. - M.: Enciclopedia Sovietică. 1988 .
Redactor-șef A. M. Prohorov
Vedeți ce înseamnă „INTENSITATEA LINIEI SPECTRALE” în alte dicționare: INTENSITATEA LINIEI SPECTRALE, puterea radiației electromagnetice emisă sau absorbită spontan sau forțat de o unitate de volum de materie în timpul unei tranziții cuantice (vezi TRANZIȚII CANTICE) de la un nivel de energie la altul. Este……
Dicţionar enciclopedic intensitatea liniei spectrale
O măsură a nemonocromaticității unei linii spectrale. Ea... Enciclopedie fizică
Intensitate- Un indicator al hazardului geologic sau al unui alt pericol natural, care caracterizează direct sau indirect puterea sa distructivă Sursa: Recomandări: Recomandări pentru evaluarea riscului geologic pe teritoriul Moscovei Vezi și termeni înrudiți: 65... ... Dicționar-carte de referință de termeni ai documentației normative și tehnice
intensitatea liniilor spectrale- 3.2 intensitatea liniilor spectrale: puterea emisă de o unitate de volum a unei surse în domeniul lungimii de undă corespunzătoare lățimii întregi a unei linii spectrale date.
Să luăm în considerare două niveluri electronice cu energii E n(inferioară) și E m(superior). Tranziţie m→n duce la emisia (emisia) de radiatii electromagnetice cu o frecventa
Fie concentrația de atomi (numărul de atomi pe unitate de volum) în stare E n egal cu Nn, dar este capabil E m – Nm. Apoi numărul de spontane s tranzițiile pe unitatea de volum pe unitatea de timp sunt determinate de expresia:
s = Nm. Un mn.
Coeficient egal cu raportul dintre numărul de fotoni s, spontan (spontan) emis pe unitatea de timp, la numărul de particule aflate în stare excitată Nm, numit probabilitatea de emisie spontană, sau coeficientul Einstein ( Un mn) pentru emisie spontană. Intensitatea liniei spectrale eu mn, corespunzând unei treceri spontane de la nivel m pe nivel n, este egal cu:
I t n = hν t n. Un mn. Nm,(4.1)
Unde hν t n– energie cuantică;
Un mn– coeficientul Einstein;
Nm– concentrarea atomilor în stare excitată.
Într-un atomizor la temperaturi ridicate, au loc topirea, evaporarea substanței, disociarea moleculelor în atomi și excitarea acestora din urmă ca urmare a ciocnirilor cu particulele la temperatură înaltă.
În majoritatea surselor de lumină de analiză spectrală de emisie care funcționează la presiunea atmosferică, plasma se află într-o stare de echilibru termodinamic local (LTE). Aceasta înseamnă că, la o densitate mare de vapori, frecvența ciocnirilor elastice ale tuturor particulelor de plasmă (atomi, molecule, ioni, electroni) între ele este atât de mare încât are loc un schimb complet și nestingherit de energie cinetică între ele. Ca rezultat, plasma poate fi caracterizată printr-o valoare a temperaturii T. La echilibru termodinamic, populația nivelurilor excitate este descrisă de Ecuația Boltzmann :
(4.2)
Expresia (4.1) pentru intensitatea liniei în timpul unei tranziții spontane de la nivel T pe nivel n luând în considerare (4.2) ia următoarea formă:
(4.3)
Unde eu mn - intensitatea liniei atunci când un electron trece de la nivel T pe nivel n;
N o și Nm– concentrația atomilor în stările fundamentale și excitate;
q m,qn– ponderi statistice care caracterizează gradul de degenerare a nivelurilor corespunzătoare;
E m g i E n– niveluri de energie m g i n;
Un mn– probabilitatea de emisie spontană la trecerea de la nivel m pe nivel n;
hν mn– energie cuantică;
T– temperatura de echilibru, K;
k– constanta Boltzmann 1,3807. 10 –23 J. K –1.
Din ecuația (4.3) sub ipoteza constanței T, s-ar părea că urmează o dependență direct proporțională a intensității liniei eu asupra numărului de atomi N m, care este direct legat de concentrația elementului din probă. Cu toate acestea, după sumă eu procesele de ionizare a atomilor și de autoabsorbție influențează, deformând această dependență.
Ionizarea atomilor (M ↔ M + + ē) duce la o scădere a numărului de particule care emit (atomi excitați). Echilibrul reacției de ionizare se deplasează spre dreapta odată cu scăderea concentrației substanței în faza gazoasă, precum și cu creșterea temperaturii. Prin urmare, odată cu creșterea temperaturii, intensitatea liniei spectrale crește mai întâi în conformitate cu (4.3) și apoi scade. Luând în considerare ionizarea, se determină intensitatea liniei spectrale
Unde X– gradul de ionizare, care se exprimă cantitativ prin raportul dintre numărul de ioni ( N+) la numărul total de particule care umple arcul de descărcare
Ecuația (4.4) include aproape toți parametrii de care depinde intensitatea liniei spectrale. El stă la baza tuturor variantelor metodei AES: spectroscopie cu flacără (fotometrie cu flacără), metode spectrografice și spectrometrice.
În analiza spectrală, este necesar să se cunoască nu numai lungimile de undă ale liniilor corespunzătoare, ci și intensitățile acestora (Intensitatea luminii este cantitatea de energie luminoasă care curge pe unitatea de timp printr-o unitate de suprafață într-o anumită direcție).
Intensitatea liniilor determină cantitatea relativă a elementului din probă. Pentru a selecta cele mai favorabile condiții de analiză, este important să aflăm de ce factori depinde intensitatea liniilor spectrale.
După cum sa menționat deja, în flacără, arc și scânteie, excitația este termică. În acest caz intensitatea eu linia spectrală emisă de un atom sau ion neutru se exprimă prin următoarea formulă: (Această formulă ia în considerare doar procesul de emisie a luminii de către atomi. La derivarea sa, nu s-a luat în considerare faptul că o parte din radiația atomilor este absorbită în volumul de gaz și nu depășește sursa de lumină)
Unde LA- coeficient, hîn funcție de caracteristicile atomului, de proprietățile dispozitivului spectral și de metoda de iluminare a fantei;
N- numărul total de atomi neexcitați (neutri sau ionizați) ai unui element dat pe unitatea de volum de vapori luminosi;
E n- energia stării excitate a atomului;
T- temperatura sursei de lumină;
k- valoare constantă;
e- valoare constantă (baza logaritmului natural) egală cu 2,72;
h- constanta lui Planck;
υ - frecvența vibrațiilor luminii.
În formula (5), produsul hy este energia unui cuantum de lumină. Aceasta arată că intensitatea liniei spectrale (atunci când este excitată în surse cum ar fi un arc, scânteie, flacără) depinde de următorii factori: energia nivelului excitat superior ( En) , numărul de atomi din norul de descărcare (N) și temperatura gazului (T).
Să luăm în considerare separat influența fiecăruia dintre acești factori asupra intensității liniilor spectrale.
Dependența intensității liniei spectrale de energia stării excitate
Numărul de atomi în stare excitată En pentru un număr total dat Nși temperatura gazului T, cu atât este mai mic En. Cu cât energia nivelului superior este mai mare En, cu atât este mai dificil să exciti.
Liniile corespunzătoare unui potențial de excitație mai mic sunt în majoritatea cazurilor mai intense.
Se numește linia corespunzătoare radiației în timpul trecerii de la nivelul rezonant la nivelul fundamental linie rezonantă. Deoarece energia de excitație a nivelului rezonant este cea mai mică, atunci linia de rezonanță este linia cea mai intensă din spectrul unui element, cu excepția cazului în care există motive speciale care duc la slăbirea acestuia.
Dependența intensității liniei spectrale de temperatura gazului
Pe măsură ce temperatura gazului crește, viteza de mișcare a tuturor particulelor prezente în gaz, inclusiv a electronilor, crește. Prin urmare, o creștere a temperaturii creează condiții mai favorabile pentru excitarea atomilor. Cu toate acestea, intensitatea liniei spectrale nu crește monoton odată cu creșterea temperaturii gazului datorită faptului că numărul de atomi cu un anumit grad de ionizare într-un gaz luminos depinde de temperatură.
Să luăm în considerare modul în care temperatura afectează radiația atomilor neutri. Pe măsură ce temperatura crește, va crește și numărul de atomi ionizați. Acest lucru va duce în mod natural la o scădere a numărului de atomi neutri. Prin urmare, deși o creștere a temperaturii îmbunătățește condițiile de excitare, este posibil ca intensitatea liniei de spectru a unui atom neutru să nu crească. De exemplu în Fig. Figura 9 arată dependența intensității liniilor de rezonanță ale spectrului unui atom de calciu neutru și ionizat de temperatură. Curba arată că pe măsură ce temperatura crește, intensitatea liniei spectrale crește mai întâi și apoi scade.
Același lucru se observă și pentru liniile spectrului de ioni, deoarece odată cu creșterea temperaturii crește numărul de ioni cu un grad mai mare de ionizare (vezi Fig. 9, curba 2),
Orez. 9. Dependența intensității liniilor din spectrul unui atom neutru (1)
și ion de calciu (2) asupra temperaturii sursei
Pentru fiecare linie există o temperatură Tmax la care intensitatea sa este maximă. După cum se poate observa din fig. 9, cea mai mare intensitate a liniei spectrului de atomi neutri de calciu se realizează la o temperatură apropiată de 5200°C; cea mai mare intensitate a liniei de spectru a atomilor de calciu ionizați odată se realizează la o temperatură care depășește 7000 ° C. Prin urmare, raportul dintre intensitățile liniilor de atomi de calciu neutri și ionizați se va modifica cu temperatura după cum urmează: la temperaturi scăzute linia a atomilor neutri de calciu este mai intensă decât linia atomilor de calciu ionizat, iar la temperaturi ridicate, dimpotrivă, linia atomilor ionizați devine mai intensă decât linia atomilor neutri. Astfel, se dovedește că doar creșterea temperaturii sursei de lumină nu duce întotdeauna la o creștere a intensității liniilor spectrale. În unele cazuri, la trecerea la surse mai fierbinți, se observă o scădere a intensității liniilor.
Când temperatura de evacuare se modifică se modifică raportul dintre concentrațiile de ioni și atomi neutri și, în consecință, raportul dintre intensitățile liniilor lor, adică. natura spectrului se modifică. Acest lucru poate fi văzut în Fig. 10, unde sunt comparate două regiuni identice ale spectrelor de fier obținute folosind o scânteie și un arc.
Orez. 10. Spectre de fier obținute cu ajutorul unei scântei (O)și arcuri (b)
Din această figură este clar că în spectrul scânteii intensitatea liniilor ionice crește în comparație cu intensitatea liniilor atomilor neutri.
Datorită faptului că într-o scânteie concentrația de ioni este mai mare decât într-un arc, iar spectrul lor este în mod corespunzător mai intens, liniile spectrale emise de ioni sunt de obicei numite scânteie, iar liniile emise de atomii neutri sunt arc. Trebuie subliniat, totuși, că atât liniile de arc, cât și liniile de scânteie sunt prezente în spectrele arcului și scânteii.
Identificarea calitativă a liniilor spectrale în spectrele de emisie atomică.
Baza analizei spectrale calitative este aceea că spectrul de emisie de linie al fiecărui element chimic este caracteristic. Sarcina analizei spectrale calitative se rezumă la găsirea liniilor elementului care se determină în spectrul probei. Apartenența unei linii la un element dat este determinată de lungimea de undă și intensitatea liniei. Pentru decodare, spectrul unei probe de compoziție necunoscută trebuie luat pe un spectrograf, adică. dispozitiv cu detecție fotografică, chiar dacă este destinat utilizării dispozitivelor cu detecție vizuală sau fotoelectrică în analiza viitoare.
Analitice sau ultimele linii ale spectrului unui element. Numărul total de linii din spectrul multor elemente este foarte mare (de exemplu, Th - 2500 de linii, U - 5000 de linii). Nu este nevoie să se determine lungimile de undă ale tuturor liniilor spectrale din spectrul eșantionului. În scopul analizei calitative, este necesar să se stabilească prezența sau absența așa-numitului în spectru. linii analitice sau ultime, adică linii spectrale care dispar ultimele atunci când conținutul de element din probă scade. Ultimele rânduri sunt bine studiate. Lungimile de undă și intensitățile lor sunt date în tabele și atlase de spectre. Acestea sunt de obicei linii rezonante. În tabele sunt marcate cu indici u 1 și u 2 etc. sau v 1, v 2 etc. Indice 1 înseamnă că linia dispare ultimul, 2 - penultimul etc.
Analiza spectrală poate determina calitativ aproximativ 80 de elemente. Sensibilitatea analizei spectrale calitative variază pentru diferite elemente în limite foarte largi - de la 10 -2% (Hg, 0s, U, etc.) LA 10 -5% (Na, B, Bi etc.). Datorită sensibilității ridicate a analizei spectrale, există pericolul „redescoperirii” anumitor elemente care au intrat în probă ca urmare a contaminării accidentale.
Metode fotografice de analiză cantitativă. La utilizarea metodelor fotografice de analiză cantitativă, spectrele analizate trebuie înregistrate pe o placă fotografică. Când se folosesc detectoare fotografice - plăci fotografice, filme fotografice - intensitatea liniilor spectrale este estimată prin așa-numitele. înnegrirea emulsiei fotografice - logaritmul raportului dintre intensitatea luminii care trece prin secțiunea neîntunecată (neexpusă) a plăcii fotografice I o și intensitatea luminii care trece prin secțiunea iluminată I (fig.): S = lg I 0 /I
Înnegrirea emulsiei fotografice este asociată cu eliberarea de argint metalic fin atunci când este expus la radiații, dezvoltând și fixând imaginea. Cu toate acestea, nu se observă întotdeauna o relație liniară între cantitatea de radiație și cantitatea de argint eliberată. Prin urmare, pentru fiecare emulsie fotografică, se construiește o curbă caracteristică în coordonatele „înnegrire S - expunere H = E t, unde E este iluminarea, t este timpul de iluminare”. log H = log I
Curba caracteristică a unei fotoemulsii are o formă tipică, prezentată în Fig.
După ce am construit o curbă caracteristică a emulsiei fotografice din valorile măsurate ale înnegririi, găsiți mai întâi diferența dintre logaritmii expunerilor care au provocat această înnegrire, apoi intensitatea liniilor măsurate.
Deoarece înnegrirea S este o funcție de intensitatea liniei spectrale I, folosind ecuația Lomakin-Scheibe putem scrie S=γ b logC + γ logga.
ab - zona de subexpunere; bc- secțiune liniară (regiune de înnegrire normală); cd - zona de supraexpunere; tgα=γ este coeficientul de contrast al emulsiei fotografice, în funcție de tipul acesteia, precum și de compoziția revelatorului și timpul de dezvoltare.
Majoritatea metodelor moderne de analiză cantitativă se bazează pe măsurare intensitate relativă liniile spectrale ale elementului care se determină și elementul de comparație situat în aceeași probă. Acest lucru se datorează faptului că intensitatea liniei spectrale depinde de o serie de procese necontrolate - măsurarea condițiilor de evaporare a probei și fluctuațiile în funcționarea dispozitivului de înregistrare etc.
Să notăm cu I pr intensitatea dreptei elementului care se determină, prin I principal. intensitatea liniei de comparație. Dacă concentrația elementului de comparație (element al bazei probei sau un element special introdus) poate fi considerată o valoare constantă, atunci intensitatea relativă, conform ecuației Lomakin-Scheibe, va fi determinată de expresia
I pr/I main. = аС 1 b /I de bază.
sau în formă logaritmică 1g(I pr. / I bazic.) = b 1g C1 + Ig a / ,
unde 1g a / = 1g (a / I de bază)
La înregistrarea fotografică a spectrelor de înnegrire (densități optice), liniile elementului care se determină și elementul de comparație sunt egale
S 1 =γ 1 1g I p p. ; S 2 = γ 2 1g I bazic.
S = S 1 - S 2 = γ log (I pr./I de bază)
S/γ = 1g (Ipr/ Ibas.)
Se obține S = S 1 - S 2 = γ1g C 1 + γ log a”.
Măsurarea înnegririi perechilor analitice de linii se realizează folosind un dispozitiv special - un microfotometru. Pe baza rezultatelor măsurării înnegririi perechilor analitice de linii standard, se construiește un grafic de calibrare.
Alegerea coordonatelor la construirea unui grafic de calibrare este determinată de considerente de comoditate sau de cerințe specifice de analiză. Graficele de calibrare sunt trasate în coordonatele „diferență de densități optice (înnegrire) S - logaritm de concentrație 1g C” sau „logaritm de intensitate relativă 1g I pr. - logaritmul concentrației 1g C.”
O caracteristică calitativă poate fi transformată într-una cantitativă. Pentru stelele din clasele spectrale K, G și F, o pereche de linii se dovedește a fi un indicator foarte bun al mărimii absolute. Dacă vă uitați cu atenție la cele patru spectre ale clasei K0 din Fig. 59, este ușor de observat că linia se intensifică din spectrul superior spre cel inferior; adică cu o scădere a luminozității sau cu o creștere a mărimii absolute, în timp ce se slăbește (conform celor spuse mai sus). În consecință, raportul de intensitate este o funcție de mărime absolută, crescând rapid odată cu creșterea M.
Dacă găsim raportul indicat pentru mai multe stele cu M cunoscut și construim o curbă de calibrare pe acest material, atunci poate fi folosit pentru a determina mărimile absolute ale acelor stele K0 pentru care raportul de intensitate menționat este măsurat în spectru. Desigur, criteriul descris nu este singurul. Raportul de intensitate k servește și ca criteriu pentru mărimea sau luminozitatea absolută a unei stele. Într-o altă clasă spectrală, dependența raportului de M va fi diferită și se poate dovedi a fi practic incomod; apoi este înlocuit cu un alt criteriu.
Orez. 59. Compararea spectrelor clasei K0 de diferite luminozități. Mărimile vizuale absolute ale stelelor (ale căror denumiri sunt date în stânga) sunt, respectiv, egale cu - (de sus în jos). În timp ce intensitatea liniei scade de sus în jos, linia se intensifică (la fel și ). Un efect de magnitudine absolută bun arată un spectru continuu de-a lungul liniei
Pentru stelele din clasa spectrală, rapoartele perechilor de intensități ale liniilor și sunt potrivite pentru determinarea mărimii absolute, iar în spectrele stelelor GO banda g poate servi drept criteriu (Fig. 60).
Pentru stelele A mai fierbinți, liniile de hidrogen din seria Balmer sunt un criteriu bun pentru magnitudinea absolută - se lărgește semnificativ în timpul tranziției de la stelele cu luminozitate ridicată la stele pitice (Fig. 61). Calibrarea lățimii echivalente a acestor linii de mărimile absolute ale stelelor poate fi efectuată cu mare încredere (Fig. 62). Motivul acestei extinderi merită o atenție specială.
Unul dintre motivele expansiunii liniilor spectrale a fost luat în considerare mai devreme - acesta este efectul Doppler (vezi §4). În cele mai multe cazuri, mișcarea termică a atomilor conferă liniei o jumătate de lățime (KPA 420) de cel mult 0,5 A pentru cei mai ușori atomi - hidrogen.
Prezența mișcărilor turbulente în atmosferele stelelor poate, în cazuri rare, să dubleze această valoare. Între timp, lățimea reală a liniilor de hidrogen din stelele de clasa A, precum Vega și Sirius, poate atinge zece angstromi sau mai mult. Profilul liniei spectrale nu seamănă deloc cu curba în formă de clopot caracteristică profilului Doppler (4.6) - linia are aripi foarte largi.
Orez. 60. Comparația spectrelor stelelor de tip GO din diferite clase de luminozitate, începând de la 0 (super-supergigant) și terminând cu un pitic obișnuit V. Banda g atrage atenția. care se descompune în linii separate în supergiganți, în timp ce aceste linii mai largi din spectrele III-V din banda R se îmbină
Orez. 61. Efect de luminozitate în spectrele AO. Se poate observa o extindere semnificativă a liniilor Balmer odată cu trecerea de la stele absolut luminoase (sus) la cele obișnuite (vis). Dar liniile SeII și FeII sunt slăbite
Teoria spune în acest caz că o mulțime de atomi sunt implicați în formarea liniei spectrale. Atomul este capabil să absoarbă nu numai frecvența corespunzătoare centrului liniei, ci și la frecvențele învecinate v; Desigur, pe măsură ce diferența crește, probabilitatea de absorbție scade.
Când există puțini atomi deasupra fotosferei stelei (adică, care participă la formarea liniei), absorbția lor în afara profilului Doppler este neglijabilă, dar între un număr mare de atomi, mai ales în cazul liniilor cu condiții favorabile pentru formarea lor, vor exista întotdeauna atomi capabili să absoarbă lumina la frecvențe , departe de frecvența centrală atât de vizibil încât absorbția apare în afara profilului Doppler în aripile liniei. Aripile se vor mișca mai largi, cu cât numărul de atomi absorbanți N este mai mare și cu atât capacitatea lor de a absorbi o anumită linie este mai mare - așa-numita putere a oscilatorului. Sursa acestei lărgiri a profilului liniei se numește atenuare radiativă.
Orez. 63. Efect de luminozitate în clasa B. Liniile și cresc ușor la trecerea la pitici (în jos pe cele trei spectre), în același timp linia slăbește
Teoria arată că pentru stelele gigantice produsul pentru liniile din seria Balmer este aproximativ același ca pentru pitici, contrar tuturor așteptărilor. Aceasta înseamnă că, în acest caz, extinderea liniilor spectrale la pitici are o altă natură, și anume expansiunea datorată coliziunilor. Într-o atmosferă densă, ciocnirile sunt atât de frecvente încât un atom excitat adesea nu are încă timp să-și emită energia de excitație înainte de a se ciocni cu un alt atom sau electron. Undele trimise de atom sunt întrerupte și distorsionate.
Orez. 62. Curba dependenței lățimii echivalente a dreptei Nu de magnitudinea absolută M (Observatorul Victoria, Canada)
Pe de altă parte, nivelurile de energie dintr-un atom sunt distorsionate atunci când particulele încărcate, ionii și electronii trec în apropiere, iar tranzițiile între astfel de niveluri perturbate vor avea loc la frecvențe foarte diferite de . Procesul descris poate fi considerat ca un efect Stark microscopic, apărut ca urmare a fluctuațiilor statistice ale câmpurilor electrice ale ionilor și electronilor. Liniile Balmer de hidrogen și liniile de heliu sunt deosebit de susceptibile la acest lucru, deoarece în ambele starea inițială corespunde electronului aflat la un nivel foarte excitat, departe de nucleu.
Acesta este motivul care provoacă o expansiune atât de semnificativă a liniilor de hidrogen în spectrul piticilor din clasele A și B. Același lucru se observă și în liniile He, dar într-o măsură mai slabă. Pentru a stabili astfel de diferențe în spectrele B, alte criterii sunt mai convenabile, pe baza raționamentului nostru anterior despre predominanța ionilor greu de ionizat (când următoarea etapă de ionizare este dificilă) în atmosferele giganților. În acest caz (Fig. 63) este convenabil să se compare liniile sau.
