Relaciones de líneas espectrales

El análisis de las relaciones de intensidad de las líneas es una herramienta importante para obtener información sobre plasmas espaciales y de laboratorio. En espectroscopia de emisión , la intensidad de las líneas espectrales puede proporcionar información diversa sobre el estado del plasma (o gas ). Puede utilizarse para determinar la temperatura o la densidad del plasma. Dado que la medición de una intensidad absoluta en un experimento puede ser un desafío, la relación de diferentes intensidades de líneas espectrales también se puede utilizar para obtener información sobre el plasma.

Teoría

La densidad de intensidad de emisión de una transición atómica del estado superior al estado inferior es: ^[1]

$P_{u\rightarrow l}=N_{u}\ \hbar \omega _{u\rightarrow l}\ A_{u\rightarrow l}$

dónde:

$N_{u}$ es la densidad de iones en el estado superior,
$\hbar \omega _ {u\rightarrow l}$ es la energía del fotón emitido, que es el producto de la constante de Planck y la frecuencia de transición,
$A_{u\rightarrow l}$ es el coeficiente de Einstein para la transición específica.

La población de estados atómicos N depende generalmente de la temperatura y la densidad del plasma. En general, cuanto más caliente y denso es el plasma, más poblados están los estados atómicos superiores . Por lo tanto, la observación o no de las líneas espectrales de ciertas especies de iones puede ayudar a dar una estimación aproximada de los parámetros del plasma.

Se pueden obtener resultados más precisos comparando las intensidades de las líneas:

${\frac {P_{u_{1}\rightarrow l_{1}}}{P_{u_{2}\rightarrow l_{2}}}}={\frac {N_{u_{1}}\ omega _ {u_ {1} \ rightarrow l_ {1}}A_ {u_ {1} \ rightarrow l_ {1}}} {N_ {u_ {2}} \ omega _ {u_ {2} \ rightarrow l_ {2} }A_ {u_ {2} \ rightarrow l_ {2}}}}$

Las frecuencias de transición y los coeficientes de Einstein de las transiciones son bien conocidos y se enumeran en varias tablas como la base de datos de espectros atómicos del NIST . A menudo, se requiere el modelado atómico ^[2] para la determinación de las densidades de población y como función de la densidad y la temperatura. Si bien para la determinación de la temperatura del plasma en equilibrio térmico se pueden utilizar la ecuación de Saha y la fórmula de Boltzmann , la dependencia de la densidad generalmente requiere un modelado atómico. $Estilo de visualización N_{u_{1}}}$ $Estilo de visualización N_{u_{2}}}$

Véase también

Enlaces externos

Base de datos de espectros atómicos del NIST

Referencias

^ Salzmann, D. (1998). Física atómica en plasmas calientes . Oxford University Press . pág. 149. ISBN. 978-0-19-510930-6.
^ Ralchenko, Yu. V.; Maron, Y. (2001). "Recombinación acelerada debido a la desexcitación resonante de estados metaestables". J. Quant. Spectr. Rad. Transfer . 71 (2–6): 609–621. arXiv : physics/0105092 . Bibcode :2001JQSRT..71..609R. CiteSeerX 10.1.1.74.3071 . doi :10.1016/S0022-4073(01)00102-9. S2CID 17090954.

Latimer, I; Mills, JI; Day, RA (1970), "Refinamientos en la técnica de relación de líneas de helio para la medición de la temperatura de los electrones y su aplicación al precursor", Journal of Quantitative Spectroscopy and Radiative Transfer , 10 (6), Elsevier : 629–635, Bibcode :1970JQSRT..10..629L, doi :10.1016/0022-4073(70)90079-8
Muñoz Burgos, JM; Barbui, T; Schmitz, O; Stutman, D; Tritz, K (2016), "Análisis dependiente del tiempo de las relaciones de líneas de helio visibles para el diagnóstico de temperatura y densidad de electrones utilizando simulaciones sintéticas en NSTX-U", Review of Scientific Instruments , 87 (11), AIP : 11E502, doi :10.1063/1.4955286, OSTI 1259296

[1] Salzmann, D. (1998). Física atómica en plasmas calientes . Oxford University Press . pág. 149. ISBN. 978-0-19-510930-6.

[2] Ralchenko, Yu. V.; Maron, Y. (2001). "Recombinación acelerada debido a la desexcitación resonante de estados metaestables". J. Quant. Spectr. Rad. Transfer . 71 (2–6): 609–621. arXiv : physics/0105092 . Bibcode :2001JQSRT..71..609R. CiteSeerX 10.1.1.74.3071 . doi :10.1016/S0022-4073(01)00102-9. S2CID 17090954.