Температура возбуждения

Пусть энергия возбуждения ядра (привнесенная поглощенным нуклоном) составляет 10 Мэе [кТ = 10 эв = 1,6-10 эрг], отсюда температура возбужденного ядра [c.174]

Рис. 29.10. Интерференционный спектр тонкой структуры линии рассеяния в бензоле при комнатной температуре, возбужденный линией 632,8 нм излучения гелий-неонового газа лазера.

Кроме кинетических температур Те и Гг, описывающих состояние плазмы, отклоняющейся от ЛТР, часто формально вводят температуру возбуждения или заселения. Эта величина определяется как температура Г в формуле Больцмана (5.4), которой соответствует реально существующее распределение частиц по возбужденным состояниям в данной плазме. [c.232]

Для измерений Яе по линиям лития необходимо в один из. угольных электродов (обычно нижний) ввести какую-либо соль лития. Легко ионизируемый литий обеспечивает достаточную проводимость разрядного промежутка при более низкой температуре. Поэтому температура дуги понижается и может оказаться близкой к оптимальной температуре возбуждения линий лития. В этом случае литий светится более или менее равномерно по всему объему дуги, и измеряемая концентрация электронов является усредненной по объему дуги. Можно выяснить, в каких зонах дуги излучаются линии если сфотографировать спектр дуги, повернув ее изображение на 90° (см. задачу 14). [c.275]

В применении к задачам о полях температур, возбужденных мгновенными единичными источниками, стоками, дублетами или единичными тепловыми импульсами, возникающими во внешней среде или на поверхности, метод достаточно эффективен и может иметь прикладное значение, поскольку позволяет легко получить функции влияния, широко применяющиеся в практике инженерного проектирования. [c.369]

Понятие температуры возбуждения используется при объяснении физических явлений в молекулярных квантовых генераторах (лазерах и мазерах) [8, 79]. [c.248]

Темп охлаждения 309 Температура возбуждения 248 [c.895]

В таком виде ее можно использовать для определения температур возбужденных молекул. В случае выполнимости универсального соотношения функция Р у) должна быть линейной, а расчетная температура Гр, определенная из наклона прямой,— совпадать с температурой опыта То- На рис. 20 в качестве примера приведены спектры поглощения (1) и флуоресценции (2) раствора родамина Б в этаноле при комнатной температуре, а также функция Р ) (5), построенная по формуле (2.17). Ее линейность сохраняется по всей спектральной области перекрытия полос. Расчетная температура, равная 290 К, практически совпадает с температурой среды. [c.45]

В настоящее время имеются две гипотезы о причинах различия температур возбужденных молекул, определяемых с использованием универсального соотношения [c.50]

Высказывается предположение [21], что в вязких и замороженных системах за время возбужденного состояния не устанавливается тепловое равновесие колебательной энергии вследствие резкого уменьшения вероятности обмена ее со средой. В сложных молекулах избыток (или недостаток) колебательной энергии, выделившейся в процессе возбуждения на отдельных степенях свободы, перераспределяется по всей системе за время порядка 10 13-ь10 с. Внутри молекулы устанавливается равновесие (средняя температура возбужденных молекул может отличаться от температуры среды), затем начинается процесс обмена колебательной энергии со средой. Можно допустить, что при низких температурах локальные нагревания сложных молекул сохраняются к моменту испускания. Однако для обычных растворов это предположение не согласуется с такими известными экспериментальными фактами, как независимость спектров и квантового выхода люминесценции от длины волны возбуждающего света. [c.51]

Установлено, что температуры возбуждения, определенные по линиям, принадлежащим ионам разной кратности, могут существенно различаться. [c.63]

Действительно, при применении метода обращения спектральных линий измеряется так называемая температура возбуждения, связанная с концентрацией возбужденных атомов известной зависимостью (И, 3) [c.372]

А с запускаемых в верхнюю атмосферу ракет показывают, что интенсивность континуума ниже той, которую можно было ожидать на основании прежних измерений в области более длинных волн. Соответствующая этой интенсивности яркостная температура по измерениям группы авторов [23] оказалась около 4900°. Белл [10] рассматривал столь низкую температуру как результат добавления к общему поглощению линейчатого поглощения и считал, что эта температура, возможно, приближается к граничной температуре Солнца. Рассмотрение табл. 9 показывает, что эта граничная температура близка к величине температуры возбуждения, полученной из линейчатого спектра Солнца. [c.395]

Вопрос о звездах Вольфа-Райе будет затронут еще раз при обсуждении температур возбуждения и ионизации, так как именно для этих звезд обнаруживается большое несоответствие между температурами, полученными различными способами. [c.399]

Температура возбуждения при условии теплового равновесия определяется формулой Больцмана [c.400]

Определение температуры возбуждения требует определения Nb и Na. Практически для этого требуется получить как можно больше значений N, соответствующих различным значениям %. Зависимость от х и определяет температуру возбуждения. Для того чтобы получить значения N из интенсивностей наблюдаемых линий спектра, следует обратиться к рассмотрению кривой роста (т. е. изучить профиль линий). Вообще говоря, интенсивность линий поглощения у звезд зависит от многих факторов, помимо числа участвующих атомов. Обычно влияют затухание излучения, столкновения и эффект Допплера при тепловом движении. Кроме того, у некоторых линий имеют место эффекты Штарка и Зеемана или уширение благодаря сверхтонкой структуре. Турбулентность небольшого масштаба может при соответствующих условиях имитировать эффект Допплера. Все эти причины, конечно, видоизменяют профиль спектральной линии и соответственно влияют на ее общую интенсивность. [c.400]

Температуры возбуждения для четырех звезд, °К [c.401]

Температуры возбуждения для четырех типичных звезд, определенные Райтом [92], приведены в табл. 9. Значения температур, полученные из излучения различного рода атомов, несколько различаются между собой. Заметим, что эти [c.401]

Температура возбуждения звезд Вольфа-Райе, °К [c.403]

Подобно температуре возбуждения, температура ионизации также предполагает наличие теплового равновесия. Для вычисления температуры ионизации необходимо знать электронное давление Р . Фаулер и Милн в квазиклассическом приближении [27] приняли Ре= Ю" атм для всех звезд и получили хорошее первое приближение к шкале температур ионизации. Однако тот факт, что яркие звезды имеют более низкие эффективные и цветовые температуры, чем менее яркие звезды того же спектрального класса, говорит о неправомерности допущения об одинаковом электронном давлении для всех звезд. Приближенное значение для Рд можно очень грубо оценить на основе физических данных звезды. [c.404]

Даже в пределах атмосферы данной звезды нельзя принимать для Рв постоянное значение. Поэтому температуры возбуждения гораздо важнее температур ионизации. В табл. 14 даны примеры температур ионизации, [c.405]

Различные исследователи установили, что кинетическая температура обращающего слоя Солнца, по-видимому, значительно выше его цветовой и эффективной температур, а особенно — температуры возбуждения. Пирс и Гольдберг [60] получили кинетическую температуру около 15 000°. Белл [10] нашла значение [c.405]

Температура возбуждения в хромосфере Солнца [c.406]

Информация, содержащаяся в поглощаемом или испускаемом спектре, чрезвычайно велика. Например, присутствие в спектре плазмы какой-либо спектральной линии свидетельствует о наличии соответствующего элемента на определенной ступени ионизации. Контур спектральной линии во многих случаях позволяет найти кинетическую температуру излучающих частиц (по доплеровскому ущирению) или концентрацию заряженных частиц (по щтарковскому ущирению). По энергии, излучаемой в пределах линии, можно найти температуру возбуждения и концентрацию частиц данного сорта. [c.232]

Особенностью атома лития по сравнению с водородом является низкий потенциал ионизации — 8,6 10 Дж (5,4 эВ). По этой причине атомы лития существуют в плазме только при сравнительно низких температурах. Используя формулу Больцмана (5.4) для распределения атомов по возбужденным состояниям и уравнение Саха (5.6) для ионизационного равновесия, можно найти, что оптимальная температура возбуждения, например, для линии Б1 413,2 нм ( возб = 7,7-10 Дж или 4,8 эВ) составляет всего 4500 К. Концентрация электронов, получаемая по этой линии, соответствует зонам источника света, имеющим примерно такую же температуру. [c.274]

Как показали экспериментальные исследования [1, 2], при возбуждении ЭМА методом ультразвуковых колебаний в ферромагнитных материалах при повышенных температурах коэффициент преобразования электромагнитной энергии в упругую увеличивается. Особенно резко возрастает амплитуда ультразвукового импульса при подходе к точке Кюри. В связи с этим весьма актуальна задача теоретической интерпретации характера возбуждения ультразвуковых колебаний при повышенных температурах. Возбуждение ультразвуковых колебаний ЭМА методом в ферромагнитных материалах происходит за счет взаимодействия вихревых токов с индукцией постоянного магнитного поля и за счет маг-нитострикционных сил. При повышении температуры индукция постоянного магнитного поля В, а также электропроводность среды уменьшаются, что приводит к уменьшению амплитуды ультразвуковых колебаний, возбуждаемых за счет амперовых сил. [c.114]

Пламяфотометрический метод основан на возбуждении атомов определяемого элемента действием высокой температуры. Возбужденные атомы, возвращаясь в нормальное, невозбужденное состояние, излучают свет вполне определенной спектральной характеристики, присущей только данному элементу. Специальными светофильтрами именно это специфическое излучение может быть отфильтровано от посторонних излучений, и его интенсивность измерена фотоэлементом или фотосопротивлением. Так как интенсивность измеряемого излучения определяется не только концентра- [c.218]

Пламяфотометрический метод основан на возбуждении атомов определяемого вещества высокой температурой. Возбужденные атомы, возвращаясь в нормальное состояние, излучают свет с вполне определенной спектральной характеристикой Интенсивность измеряемого излучения определяется не только концентрацией вещества, но и другими факторами количеством раствора, температурой пламени, расположением пламени относительно измерителя и т.п., поэтому перед определением требуется проводить калибровку прибора без изменения условий измерения. [c.571]

Температура возбуждени я— параметр, характеризующий распределение атомов по состоянию возбуждения Т= [c.248]

Из анализа перечисленных данных следует, что наиболее высокотемпературный пик в кривой термического высвечивания (160— 170°С для КС1 и Na l) обусловлен тепловым освобождением электронов из F-центров. Действительно, фотохимическое превращение центров захвата, связанных с наиболее высокотемпературным пиком, в другие центры с меньшей энергией локализации (рис. 45—47) происходит только под действием света, соответствующего F-поло-се поглощения. Подобного фотохимического превращения центров не происходит, если облучение рентгенизованного кристалла F-светом производится при низкой температуре. Но именно так должны себя вести F-центры, так как поглощаемый ими свет переводит электроны только на уровни возбуждения F-центров, последующее освобождение с которых происходит под действием тепловых колебаний решетки. Поэтому при достаточно низких температурах возбужденные электроны не попадают в зону проводимости и возвращаются на исходные уровни, вследствие чего разрушение F-центров становится невозможным. [c.117]

Таким образом, опыты Апкера и Тафта весьма убедительно доказали возможность передачи энергии в щелочно-галоидных кристаллах от основной решетки к примесным центрам при помощи экситонного механизма миграции энергии. Однако наличие такой миграции энергии является при комнатной температуре еще недостаточным для возбуждения центров свечения. Измерение спектрального распределения выхода фотолюминесценции в щелочных иодидах, активированных таллием [351, 352] показывают, что при комнатной температуре возбуждение центров свечения путем переноса энергии при помощи экситонов происходит с малой эффективностью. [c.252]

Температура вакуумной искры измерялась в ряде работ [234, 250, 252, 253]. Она определялась по соотношению яркостей двух линий, верхние уровни которых достаточно далеко отстоят друг от друга. Предполагается, что отношение заселенностей этих уровней определяется больцмановским множителем ехр S.EIkT , где S.E — разность энергий двух уровней, Т — температура возбуждения. [c.63]

Иная картина наблюдается при неравновесном состоянии газа. В плалгени, в зоне интенсивной химической реакции, освобождающаяся химическая энергия не успевает равномерно распределиться между степенями свободы молекул газов пламени и соотношение между энергией в различных формах движения молекул не соответствует приведенным уравнениям. В зоне химической реакции возникают расхождения между кинетической.. температурой, связанной с энергией поступательного движения молекул, и температурой возбуждения тех или иных атомов и молекул, а также температурами, связанными с энергией свободных электронов , энергией ионизация и т. д. Поэтому вещество, находящееся в нераЕновес но.м со1стоянин, не имеет единой температура. [c.355]

Температура возбуждения строго равна кинетической температуре газов пламени, если пламя и излучение находятся между собой в термодинамическом равновесии. При измерении температур пламени, горящего при давлениях порядка одной атмосферы, переход энергии возбуждения в кинетическую энергию и обратно происходит значительно интенсивнее, чем переход энергии возбуждения в энергию излучения. Поэтому разность между температурой возбуждения и кинетичсскои температурой газов пламени вне зоны интенсивной химической реакции составляет лишь доли градуса. [c.372]

Однако неравновесное распределение энергии в нла -мени, в зоне интенсивной химической реакции, обусловливает неравенство температуры возбуждения и кинетической температуры. Метод обращения дает при этом завышенные значения температуры, так как происходящие в пламени реакции вызывают такой вид нарушений кривой распределения энергии, готорый приводит к повышенной концентрации возбужденных атомов [62—66]. [c.372]

В интересной работе, представленной второму Международному симпозиуму по технике измерения температур, Молер [1] сделал вывод, что условия разряда в одноатомном газе можно описать с помощью четырех различных температур 1) электронной температуры, характеризующей кинетическую энергию электронов 2) газовой температуры, характеризующей кинетическую энергию атомов 3) температуры возбуждения, определяющей заселенность различных возбужденных уровней, и 4) ионизационной температуры, определяющей концентрацию электронов в 1 см . [c.305]

Теперь обратимся к самым высоким температурам, полученным для звезд Вольфа-Райе. Аллер [2] в предположении, что все необходимые условия выполнены, определил температуру возбуждения для многих звезд Вольфа-Райе из интенсивностей их ярких линий. Вещество этих звезд в сильной степени ионизировано (в некоторых из них присутствуют одно-, двух- и трехкратно ионизированные атомы кислорода). [c.402]

Аллер сравнил интенсивности избранных пар линий с соответствующими разностями энергий. Полученные им результаты представлены в табл. И и 12, где для сравнения приведены также температуры, полученные Билсом по методу Мензела — Цанстра, описанному в предыдущем разделе. Все температуры, приведенные в табл. 11 и 12, ниже предельных значений, полученных Билсом. Оба метода согласуются в том отношении, что дают для этих звезд чрезвычайно высокие температуры, но зависимость температуры возбуждения от степени ионизации излучающих атомов показывает, что на самом деле не выполняются необходимые условия термического равновесия. Винен [83], обсуждая тот же материал и используя все соответствующие линии в отдельности, а не парами, получил температуры [c.402]

Температуры возбуждения для хромосферы, определенные Вильдтом [85] из линий металлов и Гольдбергом [30] из линий гелия, даны в табл. 16. [c.406]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...