Саха формула
- определяет степень ионизации плазмы в условиях термодинамич. равновесия (подробнее см. Ионизационное равновесие). Если Ne - концентрация электронов, а Nz - концентрация ионов Xz элемента X, то С.ф имеет вид:![${N_e N_{z-1}\over {N_z}}={2u_{z+1}\over{u_z}} \left( {m_e kT\over{2\pi \hbar^2}}\right)^{3/2} e^{\chi_z/kT}$](https://images.astronet.ru/pubd/2003/04/01/0001188650/tex/formula0.gif)
где z - спектроскопич. символ иона (z-1) - заряд иона [т.е.
![$X_Z\equiv X^{(z-1)+}] ,\; \chi_z$](https://images.astronet.ru/pubd/2003/04/01/0001188650/tex/formula1.gif)
![$u_z=\sum\limits_n g_n(z) e^{E_n/kT}$](https://images.astronet.ru/pubd/2003/04/01/0001188650/tex/formula2.gif)
где gn(z) - т.н. статистич. вес уровня n иона Xz, En - энергия иона на уровне n (относительно осн. состояния). В сумму (2) фактически вносят вклад лишь уровни с En < kT. При z=1 ф-ла (1) дает соотношение между концентрациями нейтральных атомов X1=X I и первых ионов X2=X II (однократно ионизованных атомов или молекул). Комбинируя ф-лу (1) с ф-лой Больцмана (см. Больцмана распределение), можно получить соотношение между числом ионов, населяющих конкретные уровни энергии n и p,
![${N_e N_{z+1}(p)\over {N_z(n)}}={2g_p\over{g_n}} \left( {m_e kT\over{2\pi \hbar^2}}\right)^{3/2} e^{\Delta E/kT}$](https://images.astronet.ru/pubd/2003/04/01/0001188650/tex/formula3.gif)
![$\Delta E=\chi_z-E_n+E_p=\chi_z(n)+E_p$](https://images.astronet.ru/pubd/2003/04/01/0001188650/tex/formula4.gif)
где En, gn и Ep, gp - энергии и статистич. веса уровней n и p ионов Xz и Xz+1 (En и Ep отсчитываются от осн. состояния соответствующего иона),
![$\chi_z(n)$](https://images.astronet.ru/pubd/2003/04/01/0001188650/tex/formula5.gif)
Для применимости ф-л (1) и (3) необходимо, чтобы ионизац. состояние обеспечивалось динамич. равновесием двух взаимнообратных процессов. Наиболее часто ими явл. ударная ионизация электронами и безызлучательная рекомбинация. Подобные условия реализуются, в частности, в недрах звезд и в нижних частях звездных атмосфер. В нек-рых случаях возможно равновесие и между излучательными процессами - фотоионизацией и фоторекомбинацией, также приводящее к С.ф. Ф-лу (1) впервые получил индийский физик М. Саха в 1920-21 гг.
(Л.А. Вайнштейн)
Л. А. Вайнштейн, "Физика Космоса", 1986
Глоссарий Astronet.ru
![]() | |