AtomWS07 - Universität Wien · Bewegungsgleichung: strahlungsgedämpfter harmon. Oszillator: Kraft...
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24.10.2007 29/1Astronomische Spektroskopie: Atomphysik
Allgemeine Wellengleichung:
2
2
t²u1
∂Ψ∂
=∆Ψ
Phasengeschwindigkeit u, Teilchengeschw. v für Materiewellen:Anleihe aus klass. Elektrodynamik: λ ν = u und u v = c²Quantennatur von Wellen: E = hν = m c² = m vu ⇒ ν/u = mv/h
somit:
)VE(²h
m2 2 ²h
2²mmv²u²
−==ν
Wellengleichung
24.10.2007 29/2Astronomische Spektroskopie: Atomphysik
Trennung in Orts - & zeitabhängigen Anteil durch Ansatz:
liefert zeitunabhängige Schrödinger Gleichung:
allg. Wellengleichung für Materiewellen:
tiextx πνψ 2)(),( −=Ψ
2
2
t²h²)VE(m2
∂Ψ∂−
=∆Ψν
Wellengleichung cont.
24.10.2007 29/3Astronomische Spektroskopie: Atomphysik
Schrödinger- Gleichung für ungestörte Systeme (zeit-u.a. Form):
1 * ²||
)rfür 0(
),(r,mit ; 0)(²²8
:normierensich läßt
ung'Randbedingr natürliche' wegen
==
∞→→
==−+∆
∫∫ dVdV
VEh
m
ψψψ
ψ
ϕϑψψψπψ
Schrödinger
24.10.2007 29/4Astronomische Spektroskopie: Atomphysik
Lösung soll physikalisch sinnvoll sein:⇒ Eindeutigkeit erforderlich:
ψ(r, ϑ+2π, ϕ+2π) = ψ(r, ϑ, ϕ) ⇒ überall kontinuierlich und endlich
einfachster Fall: V=V(r)=-Ze²/r (fast bei H-Atom gegeben)
erlaubt Separation in den drei Koordinaten:ψ(r, ϑ, ϕ) = R(r) Θ(ϑ)Φ(ϕ) = R(r)Y(ϑ,ϕ)
Randbedingungen
24.10.2007 29/5Astronomische Spektroskopie: Atomphysik
Separationsansatz ⇒ Schrödinger Gleichung:
( )
c) (Gl. "
b) (Gl. ²sin)'(sinsin1
a) (Gl. 0²²
²8'2"
2
21
1
Φ−=Φ
=+Θ⋅Θ
=⎥⎦⎤
⎢⎣⎡ −−++
c
ccdd
rcVE
hmRR
rR
ϑϑθ
ϑ
π
c1 … Lösungen in r u.a. von θ und φc2 … Lösungen in θ u.a. von φ
Lösungen
24.10.2007 29/6Astronomische Spektroskopie: Atomphysik
normierte Kugelflächenfunktionen
ϕθ⋅+−
π+
=φθ immlm,l e)(cosP
)!ml()!ml(
41l 2),(Y
aus (Gl. c) + Forderung nach Eindeutigkeit (→ eimϕ = eim(ϕ+2π))⇒ c2 = m², wobei m ∈ N,
und |m| ≤ l⇒ m = 0, ±1, ±2, …( ± l) l noch beliebig!
aus (Gl. b) und Randbedingg.⇒ c1 = l(l+1) und l ∈ N
Lösungen cont.
24.10.2007 29/7Astronomische Spektroskopie: Atomphysik
… und R(r) ?Ansatz: R(r) = W(ρ) e-ρ/2 (lim∞ ψ = 0 !)
und endliche Reihe für W(ρ) = ρl ∑aνρν
wobei ρ (dimensionslos) = 2r(8π²mE/h²)1/2 = 2r/r0
ergibt schließlich:
22
24
n n1
hZme2E ⋅
π−=
Lösungen cont.
24.10.2007 29/8Astronomische Spektroskopie: Atomphysik
Wellenmechanik liefert nur aus Forderung nach Eindeutigkeit und Verschwinden von Ψ im ∞ die 3 Quantenzahlen:
• n = 1, 2, 3, … (≠ 0, wegen endlicher En): K, L, M, N,..:Schale
• l = 0,1, 2, … (n-1) (wegen Kopplung von R und Θ)• m = -l, -(l -1), …0, 1, …+l (wegen Kopplung von Θ und Φ)
sowie (ohne ´Ableitung´)• s = +1/2, -1/2 (Spin: wegen magnetischem Moment des
e-, Begründung in QED (Dirac 1928))
Quantenzahlen
24.10.2007 29/9Astronomische Spektroskopie: Atomphysik
∑ −
=⋅=+⋅
1n
0l²n2)1l2(2
Aufhebung der Entartung:• ψ für verschiedenes l verschieden tief (unterschiedliche
Abschirmung), relativistische Massenvariation (Sommerfeld), Wechselwirkung der e- ⇒ Enl=En [1+α²(n/(l+1)-3/4)]
• Isotropie des Raumes wird aufgehoben, z.B. Magnetfeld
PAULI Prinzip: e -Zustände eines Atomes müssensich mindestens in einer Quantenzahl unterscheiden.
Entartung im diskutierten einfachsten Fall von V(r):
Pauli Prinzip
24.10.2007 29/10Astronomische Spektroskopie: Atomphysik
Energie Einheiten:J eV cm-1 K
1 J = 1Ws 1 6.2415(18) 5.0340(22) 7.2429(22)1 eV 1.6022(-19) 1 8.0655(3) 1.1605(4)1 cm-1 (E=hν)1.9865(-23) 1.2399(-4) 1 1.44881 K (E=kT)1.3807(-23) 8.6174(-5) 6.9503(-1) 1
Termschema - Grotian Diagramm
Einheiten
24.10.2007 29/14Astronomische Spektroskopie: Atomphysik
Mehr-Elektronen System: • Russel Saunders Kopplung (linkes oberes Eck des PSE): l
und s der einzelnen e- addieren sich (vektoriell) individuell zu L und S (die selbst quantisiert sind).
L + S = J (Gesamtquantenzahl - gut)
• jj Koppelung (rechtes unteres Eck des PSE): l und s addieren sich (vektoriell) pro e- zu j, und dieses erst zu J des Gesamtsystems
∑ ji = J (Gesamtquantenzahl - gut)
l1
l2L=2 L=0L=1z.B. He:
Mehr - e Systeme
24.10.2007 29/15Astronomische Spektroskopie: Atomphysik
jj: Quantensymbole der äußersten e- angegeben z.B.: (3/2, 1/2)1 : j1=3/2, j2=1/2, J=1
Kopplungen
24.10.2007 29/16Astronomische Spektroskopie: Atomphysik
Term: Beschreibt Zustand eines Mehrelektronenesystemsr TJ mit Multiplizität r = 2S+1 (wenn L≥S)
= 2L+1 (wenn L<S)T = S (wenn L=0) .. Grundzustand
= P (wenn L=1)= D (wenn L=2)
F, G, H, I ..
∑li gerade (even) - ungerade (odd): To für 'odd' Terme
Terme
24.10.2007 29/17Astronomische Spektroskopie: Atomphysik
z.B. z.B. Na:Na: 1s22s22p63s1 …. Elektronenkonfigurationkomplette innere Schalen, Valenzelektron
n = 3 ⇒ L = 0, 1, 2 = S, P, D - TermeS = ∑si = 1/2 ⇒ J = L+S, L+S-1, …|L-S|
L=0 ⇒ J = 1/2; r = 2 ⋅ 0 + 1 = 1 ⇒ 2S1/2
L=1 ⇒ J = 3/2, 1/2; r = 2 ⋅1/2 + 1 = 2 ⇒ 2P1/2, 2P3/2
L=2 ⇒ J = 5/2, 3/2 ; r = 2 ⋅1/2 + 1 = 2 ⇒ 2D5/2, 2D3/2
spek. Term des Grundzustands: 32S1/2
Natrium / Sodium
24.10.2007 29/19Astronomische Spektroskopie: Atomphysik
Auswahlregeln (für el. Dipol Strahlung:)∆n = ±1∆L = 0, ±1 aber L = 0 → L = 0 verboten
wegen 1. Regel:∆=0 nur wenn 2 e involviertschwere Atome mit starker e-Wechselwirkung
∆S = 0∆J = 0, ±1 aber J = 0 → J = 0 verboten
∆MJ = 0, ±1 (π, σ Komponenten)
Auswahlregeln
24.10.2007 29/20Astronomische Spektroskopie: Atomphysik
• Aus Datenbank:– statistische Gewichte – Landéfaktor– Paschen.Back Effekt– Stark Effekt (quadratisch - linear)– Lamb-shift– Hyperfeinstruktur– Feinstruktur beim H-Atom– Mehrfachanregung
• Vom Benützer:– Zeemanaufspaltung– Autoionisation
Praxis
24.10.2007 29/21Astronomische Spektroskopie: Atomphysik
Zentralkraft: harmon. Ungedämpfter Oszillator, Ansatz:
Dämpfung: aus mittlerem Energieverlust einesDipolstrahlers abgeleitet, somit:
Bewegungsgleichung:
strahlungsgedämpfter harmon. Oszillator:
Kraft auf e- = F(x) [- Zentralkraft] + S(x) [- Dämpfung]
eExcexmxm
.....++ω−= 2
220 3
2
..ti
o xmF(x) exx =⇒= ω0
Klassischer Oszillator
Kraft auf e- = F(x) + S(x) + external
24.10.2007 29/22Astronomische Spektroskopie: Atomphysik
Ansatz : )t(Eim
e)t(xeexx tit
o ωγ+ω−ω=⇒= ω
γ−
220
2 10
Trennung in Re und Im (=0), schwache Dämpfung (γ << ω0)
⇒
z.B.: λ = 1Å → ω=2πν → γ/2ωo = 5.7 10-4, tatsächlich <<1
Aus Elektrodynamik:εµ(∼1) = n² = 1 + 4πNα = n² - k² -i2nk
N…Oszillatoren/Volumseinheitα … Polarisierbarkeit = p/E = ex/E
20
22
3
20
2
38
32
λπωγmc
emc
e==
Klassischer Oszillator cont.
24.10.2007 29/23Astronomische Spektroskopie: Atomphysik
)/()()/(
m²Nenk 22222
0 222
πγν+ν−νπγν
π=
für freies Elektronengas:
für geringe Gasdichte:n ≈ 1 und k « 1 ⇒ ε = n² - i2k ,
sowie ν0²-ν²=(ν0-ν) (ν0+ν) ≈ 2 ν(ν0- ν)
Klassischer Oszillator cont.
Nm²e²n 21
νπ−==ε
N)/()(
/mc
²eckL
220 4
42πγ+ν−ν
πγ=
ω=κν
Lösung DGL x(t) α n Approximation für dünnes Gas
Linienabsorptionskoeffizient:
Im =
·f quantenmechanischeOszillatorstärke
24.10.2007 29/24Astronomische Spektroskopie: Atomphysik
HWB der Linie ∆ν = γ/2π , bzw. ∆λ = (λ²/c)∆ν = 0.118 10-3 Å
Klassischer Oszillator cont.
24.10.2007 29/25Astronomische Spektroskopie: Atomphysik
• Strahlungsdämpfung• Dopplerverbreiterung• Druckverbreiterung (Stöße)
Dämpfung
24.10.2007 29/26Astronomische Spektroskopie: Atomphysik
• Central wavelength (Å)• Element / Molecule• Stat. weight & oscillator strengths (log gf) • Excitation energy (Ei/j)• Principal quantum number (Ji/j)• Landé factor (gi/j)
i: lower levelj: upper level
VALD
24.10.2007 29/27Astronomische Spektroskopie: Atomphysik
• Radiation damping constant (Γr)• Stark damping constant (Γs)• van der Waals damping constant (Γw)• Spektroscopic terms (Ti - Tj)• Comments
- Multiplet numbers- Zeeman pattern- autoionization
VALD cont
24.10.2007 29/28Astronomische Spektroskopie: Atomphysik
CENTRAL WAVELENGTH (Å)1 Å = 10-10 m (schwedischer Physiker [ongström])
SPECIESElementbezeichnung PSE
neutral (I), einfach ionisiert (II), zweifach (III), etcoder:
Ordnungszahl + Ionisationsgrad (dezimal) - Kuruczz.B.: Fe II ⇔ 26.01
VALD cont.
24.10.2007 29/30Astronomische Spektroskopie: Atomphysik
Magnetfeld
( )cm
eLe ⋅
−=2
rrµ
Magnetisches Moment durch e in Orbital L:
Magnetisches Spin - Moment (magnetomechanische Anomalie):
( )cm
eSe ⋅
−=rrµ
Mechanischer Gesamtdrehimpuls g magnetischem GesamtmomentWegen Gesamtdrehimpulserhaltung bleibt J im Raum konstant undgesamt-magnetisches Moment präzediert um J.
24.10.2007 29/31Astronomische Spektroskopie: Atomphysik
Magnetfeld cont.
( ) ( ) ( ) ( )( )JSSSJLLLcm
ehJSLe
J
rrrrr ,cos)1(2cos14
,, ⋅++⋅+=π
µ
Nach außen wirksame Komponente des magnetischen Moments:
µH …äußeres Magnetfeld
24.10.2007 29/32Astronomische Spektroskopie: Atomphysik
Magnetfeld cont.
)1()1()1()1(3
++−+++
=JsJ
LLSSJJg
( ) ( ) ( ) BJ JSLgJJJSL µµ ⋅⋅+= ,,1,,r
mit Landé – Faktor g:
Bohr‘schen Magneton:
cmeh
eB π
µ4
=
24.10.2007 29/33Astronomische Spektroskopie: Atomphysik
Magnetfeld cont.
Quantenmechanik:
J kann zu H nur so orientiert sein, daß JH nur halb- oder ganzzahliges Vielfaches von h/2π
Singulet zu Singulet (S=0 g=1) …. normaler Zeemaneffekt
sonst: anomaler Zeemaneffekt