Thomson-spredning - Thomson scattering

Interaksjon mellom lys og materie
Fenomener med lav energi:
Fotoelektrisk effekt
Midtenergifenomener:
Thomson-spredning
Compton-spredning
Høyenergifenomener:
Parproduksjon
Fotodisintegrasjon
Photofission
v t e

Thomsonspredning er den elastiske spredningen av elektromagnetisk stråling av en gratis ladet partikkel , som beskrevet av klassisk elektromagnetisme . Det er lavenergigrensen for Compton-spredning : partikkelens kinetiske energi og fotonfrekvens endres ikke som et resultat av spredningen. Denne grensen er gyldig så lenge fotonenergien er mye mindre enn partikkelens masseenergi:, eller tilsvarende, hvis lysets bølgelengde er mye større enn partikkelens Compton-bølgelengde (f.eks. For elektroner, lengre bølgelengder enn harde røntgenbilder). ${\ displaystyle \ nu \ ll mc ^ {2} / h}$

Beskrivelse av fenomenet

I lavenergigrensen akselererer det elektriske feltet til innfallende bølge (foton) den ladede partikkelen, noe som får den til å avgi stråling med samme frekvens som den innfallende bølgen, og dermed blir bølgen spredt. Thomsonspredning er et viktig fenomen i plasmafysikk og ble først forklart av fysikeren JJ Thomson . Så lenge bevegelsen til partikkelen er ikke- relativistisk (dvs. at hastigheten er mye mindre enn lysets hastighet), vil hovedårsaken til akselerasjonen av partikkelen skyldes den elektriske feltkomponenten i den innfallende bølgen. I en første tilnærming kan påvirkningen fra magnetfeltet neglisjeres. Partikkelen vil bevege seg i retning av det oscillerende elektriske feltet, noe som resulterer i elektromagnetisk dipolstråling . Den bevegelige partikkelen utstråler sterkest i en retning vinkelrett på akselerasjonen og at strålingen vil bli polarisert i retning av bevegelsen. Derfor, avhengig av hvor en observatør er lokalisert, kan lyset spredt fra et lite volumelement se ut til å være mer eller mindre polarisert.

De elektriske feltene i den innkommende og observerte bølgen (dvs. den utgående bølgen) kan deles opp i de komponentene som ligger i observasjonsplanet (dannet av de innkommende og observerte bølgene) og komponentene vinkelrett på det planet. Disse komponentene som ligger i planet blir referert til som "radiale" og de som er vinkelrett på planet er "tangensielle". (Det er vanskelig å få disse begrepene til å virke naturlige, men det er standard terminologi.)

Diagrammet til høyre viser observasjonsplanet. Den viser den radiale komponenten i det innfallende elektriske feltet, som får de ladede partiklene ved spredepunktet til å utvise en radiell akselerasjonskomponent (dvs. en komponent som tangerer observasjonsplanet). Det kan vises at amplituden til den observerte bølgen vil være proporsjonal med cosinus χ, vinkelen mellom innfallende og observerte bølger. Intensiteten, som er kvadratet til amplituden, vil da bli redusert med faktoren cos ² (χ). Det kan sees at de tangentielle komponentene (vinkelrett på diagrammets plan) ikke vil bli påvirket på denne måten.

Spredningen beskrives best av en emisjonskoeffisient som er definert som ε hvor ε dt dV dΩ dλ er energien spredt av et volumelement i tid dt i fast vinkel dΩ mellom bølgelengder λ og λ + dλ. Fra observatørens synspunkt er det to utslippskoeffisienter, ε _r tilsvarer radialt polarisert lys og ε _t tilsvarer tangentielt polarisert lys. For upolarisert hendelseslys er disse gitt av: ${\ displaystyle dV}$

${\ displaystyle \ varepsilon _ {t} = {\ frac {3} {16 \ pi}} \ sigma _ {t} In}$

${\ displaystyle \ varepsilon _ {r} = {\ frac {3} {16 \ pi}} \ sigma _ {t} In \ cos ^ {2} \ chi}$

hvor er tettheten av ladede partikler ved spredningspunktet, er innfallende fluks (dvs. energi / tid / område / bølgelengde) og er Thomson- tverrsnittet for den ladede partikkelen, definert nedenfor. Den totale energien som utstråles av et volumelement i tiden dt mellom bølgelengdene λ og λ + dλ, blir funnet ved å integrere summen av utslippskoeffisientene over alle retninger (solid vinkel): ${\ displaystyle n}$${\ displaystyle I}$${\ displaystyle \ sigma _ {t}}$${\ displaystyle dV}$

${\ displaystyle \ int \ varepsilon \, d \ Omega = \ int _ {0} ^ {2 \ pi} d \ varphi \ int _ {0} ^ {\ pi} d \ chi (\ varepsilon _ {t} + \ varepsilon _ {r}) \ sin \ chi = I {\ frac {3 \ sigma _ {t}} {16 \ pi}} n2 \ pi (2 + 2/3) = \ sigma _ {t} In. }$

Thomsons differensialtverrsnitt, relatert til summen av emissivitetskoeffisientene, er gitt av

${\ displaystyle {\ frac {d \ sigma _ {t}} {d \ Omega}} = \ left ({\ frac {q ^ {2}} {4 \ pi \ varepsilon _ {0} mc ^ {2} }} \ høyre) ^ {2} {\ frac {1+ \ cos ^ {2} \ chi} {2}}}$

uttrykt i SI- enheter; q er ladningen per partikkel, m massen av partikkelen, og en konstant, permittiviteten til ledig plass. (For å få et uttrykk i cgs-enheter , slipp faktoren 4 π ε _0. ) Integrering over den faste vinkelen får vi Thomson-tverrsnittet ${\ displaystyle \ varepsilon _ {0}}$

${\ displaystyle \ sigma _ {t} = {\ frac {8 \ pi} {3}} \ left ({\ frac {q ^ {2}} {4 \ pi \ varepsilon _ {0} mc ^ {2} }} \ høyre) ^ {2}}$

i SI-enheter.

Det viktige trekket er at tverrsnittet er uavhengig av fotonfrekvens. Tverrsnittet er proporsjonalt med en enkel numerisk faktor til kvadratet til den klassiske radien til en punktpartikkel med masse m og ladning q, nemlig

${\ displaystyle \ sigma _ {t} = {\ frac {8 \ pi} {3}} r_ {e} ^ {2}}$

Alternativt kan dette uttrykkes i form av den Compton bølgelengde , og den finstrukturkonstanten : ${\ displaystyle \ lambda _ {c}}$

${\ displaystyle \ sigma _ {t} = {\ frac {8 \ pi} {3}} \ left ({\ frac {\ alpha \ lambda _ {c}} {2 \ pi}} \ right) ^ {2 }}$

For et elektron er Thomson-tverrsnittet numerisk gitt av:

${\ displaystyle \ sigma _ {t} = {\ frac {8 \ pi} {3}} \ left ({\ frac {\ alpha \ hbar c} {mc ^ {2}}} \ right) ^ {2} = 6.6524587158 \ ldots \ times 10 ^ {- 29} {\ text {m}} ^ {2} = 66.524587158 \ ldots {\ text {(fm)}} ^ {2}}$

Eksempler på Thomson-spredning

Den kosmiske mikrobølgebakgrunnen inneholder en liten lineær-polarisert komponent som tilskrives Thomson-spredning. Den polariserte komponenten som kartla de såkalte E-modusene ble først oppdaget av DASI i 2002.

Sol- K-koronaen er resultatet av Thomson-spredning av solstråling fra koronale sol-elektroner. ESA- og NASA- SOHO- oppdraget og NASA STEREO- oppdraget genererer tredimensjonale bilder av elektrondensiteten rundt solen ved å måle denne K-koronaen fra tre separate satellitter.

I tokamaks , korona av ICF mål og andre forsøksfusjonsinnretninger, aktiveres elektron temperaturer og densiteter i plasma kan måles med stor nøyaktighet ved å detektere effekten av Thomson spredning av en høyintensiv laserstråle.

Invers-Compton-spredning kan sees på som Thomson-spredning i resten av den relativistiske partikkelen.

Røntgenkrystallografi er basert på Thomson-spredning.

Se også

• Compton-spredning
• Kapitsa – Dirac-effekt
• Klein – Nishina formel

Referanser

• Billings, Donald E. (1966). En guide til solkoronaen . New York: Academic Press . LCCN   66026261 .

Johnson WR; Nielsen J .; Cheng KT (2012). "Thomson-spredning i tilnærmet gjennomsnittlig atom". Fysisk gjennomgang . 86 (3): 036410. arXiv : 1207.0178 . Bibcode : 2012PhRvE..86c6410J . doi : 10.1103 / PhysRevE.86.036410 . PMID   23031036 . S2CID   10413904 .

Eksterne linker

• Thomson spredte notater
• Thomson-spredning: prinsipp og målinger