ANÁLISIS DE PERFILES STARK DE LAS TRES PRIMERAS LINEAS DE LA SERIE PASCHEN DEL HeII F. Rodríguez1, J. A. Aparicio1, V. R. González1, J. A. del Val2 y S. Mar1. 1 Departamento de Óptica y Física Aplicada, Facultad de Ciencias, Universidad de Valladolid. [email protected] 2 Departamento de Física Aplicada, EP Superior, 05071 Avila, Universidad de Salamanca 1. Introducción Este trabajo aporta datos sobre los perfiles Stark de las tres primeras líneas de la serie Paschen del HeII. Los datos recogidos en este trabajo corresponden a densidades electrónicas en torno a 0.6x1023 m-3 y a temperaturas de excitación en torno a los 2 eV . Incluye además ensanchamientos Stark de la Pγ (λ = 273.3 nm), de los cuales sólo existe un dato previo en la literatura, y anchuras a altura mitad, 1/4 y 1/8 de las tres líneas, así como el hundimiento de la Pβ (λ = 320.3 nm). 2. Montaje experimental y medidas El dispositivo experimental se describe en detalle en las referencias [1] y [2]. Las medidas han sido realizadas en una lámpara de descarga pulsada, en la que se ha introducido helio puro a una presión constante de 1160 Pa, estando conectados sus electrodos a una batería de condensadores con una capacidad de 20 µF y una tensión de carga de 8000 voltios. La lámpara se sitúa en uno de los brazos de un interferómetro Twyman-Green. Medidas interferométricas y espectroscópicas han sido respectivamente realizadas en dos volúmenes cilíndricos de plasma de 3 mm de diámetro situados simétricamente respecto al eje de la lámpara, a una distancia de 2 mm de éste. Las medidas interferométricas realizadas a dos longitudes de onda [3] (543.0 y 632.8 nm) permiten determinar la evolución de la refractividad del plasma, y, por tanto, la de la densidad electrónica, Ne. Los perfiles medidos abarcan las tres líneas de la serie Paschen del HeII y las líneas más intensas del espectro visible del HeI todas ellas en primer orden de difracción en tres instantes distintos de la vida del plasma. Todos los espectros han sido registrados por un espectrómetro compuesto por un monocromador Jobin-Yvon de 1.5 m y 1200 líneas/mm equipado con un OMA. de 512 canales. Las medidas de espectros de HeI han sido utilizadas para el diagnóstico de la temperatura de excitación Texc por Boltzmann-plot y las del HeII para el cálculo de los parámetros Stark citados en el apartado anterior. A partir de la anchura Stark de la línea de HeI 501.6 nm se ha obtenido una determinación independiente de la densidad electrónica. Para ello se han utilizado los datos de una calibración en longitud de onda e intensidad realizada previamente [4]. Los valores de Texc del HeI en los instantes 25, 40 y 60 µs (aquellos en los que se registraron los espectros del HeI y HeII) fueron respectivamente 1.85, 2,43 y 1.71 eV. En dichos instantes el diagnóstico interferométrico de la densidad electrónica permitió cuantificar ésta en 0.54, 0.64 y 0.55x1023 m-3. Ambos parámetros del plasma, densidad electrónica y temperatura, se han determinado con incertidumbres en torno al 10%. 3. Análisis de resultados Una vez comprobada la no existencia apreciable de autoabsorción, se obtuvieron las anchuras Stark ω de las líneas Paschen medidas. Para ello se ha considerado tanto el efecto de la anchura aparato como el del ensanchamiento Doppler. Ambos mecanismos de ensanchamiento han sido descontados de las medidas experimentales a partir de procedimientos standard en los que se asume, como así es de hecho, que el grueso del perfil es lorentziano y debido al efecto Stark. Tabla 1. Anchuras Stark medidas en este trabajo En la tabla adjunta se muestran los valores en picómetros de las anchuras Stark medidas después del procesado, así como el valor del hundimiento o dip de la Pβ en los tres instantes considerados. Comparaciones de nuestros resultados con los de otros autores pueden verse en la Figura 1. Nuestro datos se muestran con barras de error del 15%. Fig. 1. Anchura Stark (FWHM) vs. densidad electrónica (Ne) para la Pα (izquierda)y la Pβ (derecha) En el caso de la Pα, los datos de anchuras Stark a altura mitad reflejan un muy buen acuerdo con las medidas de Pittman [5]. En relación con los modelos teóricos, el de Kepple [6] y, particularmente, el de Stehle [7] son los que hacen predicciones que mejor se ajustan a los resultados obtenidos en este experimento, a pesar de que estos fueron realizados a temperaturas muy diferentes de las aquí alcanzadas (3.4 eV y 8.6 eV respectivamente). En el caso de la Pβ, el acuerdo es óptimo con las medidas de Pittman [8], siendo las diferencias entre sus resultados a esas densidades y los nuestros inferiores al 10%. En este caso, la comparación con los cálculos teóricos predice un muy buen acuerdo con los distintos modelos, lo que ha demostrado desde hace tiempo una notable insensibilidad de la anchura Stark a altura mitad de esta línea a las diferencias entre los distintos modelos. De cara a una comparación más precisa con dichos modelos teóricos, se han calculado las anchuras fraccionales (αn) Stark a altura mitad, ¼ y 1/8 en unidades normalizadas α. Para la transformación a estas unidades se ha utilizado como hipótesis que el grueso de los perturbadores cargados de helio son HeII. Unos sencillos cálculos a partir de las ecuaciones de equilibrio revelan que la proporción HeIII:HeII es inferior al 1%. Los resultados para las tres líneas Paschen medidas se muestran en la Tabla 2. Tabla 2. Comparación de la anchuras Stark fraccionales de las líneas Paschen con las predichas por ciertos modelos teóricos. Los datos corresponden a temperaturas de 2.4eV y densidades electrónicas de 0.64x1023 m-3. Los datos de la Tabla 2 reflejan cuán pobre puede llegar a ser la simple comparación de anchuras a altura mitad. Como se aprecia en el caso de la Pα, el acuerdo inicialmente bueno entre nuestros datos y los de Kepple a 3.4 eV empeora a medida que descendemos en el perfil, siendo nuestras medidas hasta un 20% inferiores en el caso de las anchuras fraccionales α8. En el caso de la Pβ, son los cálculos de Griem [9] a 3.4 eV los que mejor predicen la forma global del perfil, diferiendo sus cálculos de nuestras medidas en menos del 5%. [1] [2] [3] [4] [5] [6] [7] [8] [9] [10] [11] [12] [13] [14] [15] [16] [17] [18] [19] Bibliografía M. A. Gigosos et al., Phys. Rev. E 49 (1994) 1575 J. A. del Val et al., Jpn. J. Appl. Phys. 37 (1998) 4177 I. de la Rosa et al., Phys. Rev. A 42 (1990) 12 C. Pérez et al., Phys Rev. A 44, 10, (1991) 6785 Pittman T. L. and Fleurier C., Phys. Rev. A 33, (1986) 1291 Kepple P. C., Phys. Rev. A 6, (1972) 1 Stehle C., A&A 292, (1994) 699 Pittman T. L et al., Phys. Rev. Lett. 45, (1980) 723 Griem H. R. Et al., U.S. Naval. Res. Lab. Rept. (1962) 5805 Greene R. L., Phys. Rev. A 14, (1976) 1447 Godbert L. et al., Phys. Rev. E 49, (1994) 5889 Bacon M. E. Et al. JQSRT 18, (1977) 399 Eberhagen A. & Wunderlich R., Z. Physik 232, (1970) 1 Jones L. A. Et al., Phys. Rev. A 4, (1971) 833 Piel A. & Slupek J., Z. Naturforsch. 39a, (1984)1041 Soltwisch H. & Kusch H. J., Z. Naturforsch. 34a, (1979) 300 Stefanovic I. Et al., Phys. Scr. 52, (1995) 178 Jenkins J. E. & Burgess D. D., J. Phys. B 4, (1971) 1353 Einfeld D. & Sauerbrey G., Z. Naturforsch. 31a, (1976) 310 Agradecimientos Los autores agradecen a S. González por su colaboración, al DGICYT (Ministerio de Educación y Ciencia) y a la Consejería de Educación y Cultura de la Junta de Castilla y León por su ayuda bajo los contratos No. BFM2002-01002 y VA130-02 respectivamente. El Dr. Aparicio desea agradecer a la ONCE su colaboración con las ayudas prestadas.