PLASMA SPECTROSCOPY

La spettroscopia dei plasmi è uno strumento di indagine essenziale in diversi contesti di ricerca in laboratorio, in astrofisica e in fisica applicata, tra cui, ad esempio, l'analisi ambientale, gli esperimenti di fusione nucleare, l'analisi delle atmosfere di stelle e (eso)pianeti, l'esplosione di supernovae. Questo corso tratta i concetti fondamentali della spettroscopia dei plasmi astrofisici e di laboratorio, compreso il limite di gas neutro. Dopo una rassegna dei concetti fondamentali della fisica atomica e molecolare e delle interazioni fondamentali rilevanti, vengono discusse le diverse condizioni di equilibrio del plasma e le relative descrizioni teoriche. Viene quindi trattata la formazione degli spettri in plasmi omogenei e disomogenei e viene introdotta la teoria delle atmosfere stellari. Nella parte finale vengono presentati i concetti fondamentali per le applicazioni diagnostiche.

Conoscenza e capacità di comprensione (knowledge and understanding):

Il corso fornisce allo studente le necessarie conoscenze e capacità di comprensione su come l'informazione sul plasma sia dedotta dall'analisi della radiazione emessa. I metodi teorici e pratici introdotti in questo corso sono comuni sia ai plasmi di laboratorio che a quelli astrofisici.

Capacità di applicare conoscenza e comprensione (applying knowledge and understanding):

Lo studente ha la possibilità di acquisire la capacità di comprendere la letteratura scientifica in cui si fa uso della spettroscopia dei plasmi nonché acquisire le conoscenze di base necessarie per applicare con competenza la spettroscopia del plasma in laboratorio, in contesti di astrofisica e come strumento diagnostico in fisica applicata.

Autonomia di giudizio (making judgements):

Gli studenti hanno la possibilità di migliorare il loro livello di competenza nel dare giudizi sulla validità dei risultati scientifici basati sull’applicazione della spettroscopia di plasma e sulla possibilità di risolvere problemi di ricerca e di fisica applicata utilizzando la spettroscopia di plasma.

Abilità comunicative (communication skills):

Il corso offre allo studente la possibilità di acquisire competenze specifiche per una corretta ed efficace comunicazione di argomenti in cui è coinvolta la spettroscopia di plasma.

Capacità di apprendimento (learning skills):

Lo studente può acquisire adeguate metodologie conoscitive per un continuo aggiornamento su argomenti scientifici che coinvolgono la spettroscopia di plasma.

I concetti principali sono esposti mediante lezioni frontali, che includono esempi applicativi.

Conoscenze indispensabili: Meccanica classica. Meccanica quantistica. Termodinamica.

Conoscenze importanti: Fisica Atomica. Fisica Nucleare.

Di norma obbligatoria.

1. The hydrogen spectrum

Energy levels; wave functions; selection rules; spectral series; Hydrogen-like ions; fine structure; spin-orbit interaction.

Ref: [1], [5]

2. Spectra of multi electron atoms

Central field approximation; parity of states; systematics of electron states in a central field; spin-orbit interaction; spectral terms; LS coupling; jj coupling; examples

Ref: [1], [5]

3. Molecular spectra

Born-Oppnheimer approximation; electron binding of nuclei; pure rotation spectra; rotation-vibration spectra; electronic-rotational-vibrational spectra.

Ref. [4]

4. Radiative processes

Line radiation: radiative transition probability; dipole radiation; selection rules; oscillator strength; transition-line strength; multiplets.

Continuum radiation; recombination radiation and photoionisation; Bremsstrahlung; negative ion and molecular continua; rate coefficient for radiative recombination.

Ref. [1], [2]

5. Collisional processes

Collisional excitation and de-excitation by electron impacts; electron impact ionization and three-body recombination; dielectric recombination and auto-ionisation; charge exchange processes; ion and atom impact excitation and ionization.

Ref. [2]

6. Kinetics of the population of atomic levels

Thermodynamic equilibrium; local thermodynamic equilibrium; non-local thermodynamic equilibrium; coronal equilibrium; collisional-radiative models.

Ref. [1], [2], [3], [4], [6]

7. Line broadening

Profile functions; natural broadening; Doppler broadening; pressure broadening by neutral particles; Stark broadening; plasma dynamics effects; effects of magnetic and electric fields; stellar rotation.

Ref. [2], [3], [6], [4]

8. Radiative transfer

Radiation field; photon distribution function; emission; absorption; radiative transfer equation optical depth and source function; radiative equilibrium; diffusion approximation; formation of spectral lines; models of stellar atmospheres.

Ref. [3], [4], [6]

9. Diagnostic applications

Measurements of particle densities; temperature measurements; measurements of electron density; electric and magnetic field measurements; measurements of stellar surface gravity; measurements of chemical abundances in the stellar atmosphere.

Ref. [2], [8]

Main bibliography:

[1] Lanzafame A. C., Plasma Spectroscopy Course Notes, 2021

[2] Kunze H-J, Introduction to Plasma Spectroscopy, Springer, 2009

[3] Rutten R.J., “Radiative Transfer in stellar atmospheres”, https://robrutten.nl/rrweb/rjr-pubs/2003rtsa.book.....R.pdf, 2003

[4] Rybicki G. B., Lightman A. P., Radiative Processes in Astrophysics, Wiley-VCH, 2004

Extended bibliography:

[5] Sobelman I. I., Atomic Spectra and Radiative Transition, Springer-Verlagh, 1992

[6] Mihalas D., Stellar Atmospheres, Freeman & C., 1978

[7] Sobelman I. I., Vainshtein L. A., Yukov E. A., Excitation of Atoms and Broadening of Spectral Lines, Springer-Verlag, 1981

[8] Gray D.F., The observation and analysis of stellar spectra, Cambridge Astrophysics Series, 2005

L’esame di profitto è composto di una prova orale. Prove scritte in itinere possono essere proposte per una verifica dell’apprendimento ma non concorrono alla valutazione finale.

La verifica dell’apprendimento potrà essere effettuata anche per via telematica, qualora le condizioni lo dovessero richiedere.

Quali sono i requisiti necessari perché il plasma sia in equilibrio termodinamico locale?

Come si può determinare la densità elettronica di un plasma utilizzando rapporti di intensità di righe in emissione?

Cosa si intende per riga di risonanza?

Come si formano le righe di assorbimento in una fotosfera stellare?

Come cambia lo spettro di un plasma otticamente spesso al variare della pressione?