- відрив від атомів, молекул, атомних або молекулярних іонів електрона (електронів) або замінюють його частинок, напр. в мезоатомів і мезомолекулах - мезонів.
Зазвичай іонізуемие системи знаходяться в станах з отрицат. повною енергією, В цьому випадку на відрив частинки потрібно затратити енергію. Як правило, І. відбувається або внаслідок поглинання фотона (фотоіонізації), або під дією ударів частинок. Крім того, атом може бути іонізован в результаті того, що центральна частина його різко змінює свою швидкість, так що зовнішні, слабо пов'язані з атомним залишком електрони "не встигають" за цим рухом і "стряхиваются" (ефект струшування). Такий процес можливий, напр. якщо ядро атома зазнало радіоактивний розпад або взаємодіяв з енергійною часткою, яка передала ядру значить. імпульс.
Іноді іонізуемие системи можуть перебувати в нестійкому стані з покладе. повною енергією (автоіонізаціонние стану). В цьому випадку можлива мимовільна іонізація - автоіонізації - викид одного або дек. електронів.
У багатоелектронних системах при І. може бути відірваний будь електрон. Зазвичай до іонізації або всі електрони перебувають в станах з найменшими можливими енергіями (основний стан системи), або один з електронів знаходиться на більш високому рівні енергії (одноелектронне збуджений стан або просто збуджений стан). Мінім. енергія, необхідна в цьому випадку для І. зв. енергією зв'язку рівня. Для атома водню енергія зв'язку рівня n дорівнює: еВ. Енергія зв'язку осн. рівня зв. потенціалом І. Потенціали І. атомів коливаються від 3,89 еВ для цезію до 24,59 еВ для гелію. Для іонів вони більше, ніж для атомів. Потенціали І. молекул, як правило, не перевищують потенціалів І. складових їх атомів.
Якщо від іонізуемой системи відривається не самий зовнішній електрон, а внутрішній, що володіє більшою енергією зв'язку, то на І. витрачається більше енергії. Найбільшу енергію доводиться затратити на відрив електрона з самого внутрішнього, найближчого до ядра електронного шару. званого К-шаром. Напр. для нейтрального кисню (OI) потенціал І. К-шару = 553 еВ, а для заліза (FeI) = 6,4 кеВ.
Після І. атома або іона з одного з внутр. шарів (К або для складних атомів L-, Х-шарів) іон виявляється в автоіонізації. стані. Новоутворена вакансія може заповнитися або при випущенні фотона, званого характеристичним і потрапляє зазвичай в рентген. область спектра, або безизлучательним способом, коли надлишок енергії передається одному або декільком електронам і вони викидаються з іона (автоіонізації).
Процес безвипромінювального заповнення вакансій у внутр. електронних шарах атомів і іонів зв. ефектом Оже. В результаті ефекту Оже і за рахунок ефекту струшування зовн. електронів з атома часто викидається не один, а багато електронів. Типовий. фотони випускаються з більшою ймовірністю після І. внутр. шарів елементів другої половини периодич. системи Менделєєва, а ефект Оже переважає для більш легких елементів.
Автоіонізації. стану і автоіонізації виникають також у випадку, якщо на досить високих рівнях енергії атома (іона) одночасно знаходиться більше одного електрона, порушеної з зовн. шару (валентні електрони атома або іона). У космич. умовах такого типу двічі порушені автоіонізації. стани виникають гл. обр. в процесі діелектронних рекомбінації. а в лабораторній плазмі - при опроміненні середовища потужними лазерними пучками світла.
Мал. 1. а - залежність від енергії електронів
перетину іонізації атомів водню
з основного рівня ударами електронів,
= 13,6 еВ -
потенціал іонізації водню.
Перетин виражено в величинах площі
першій боровськой орбіти
();
б - залежність перетину фотоіонізації
атомів кремнію, що знаходиться в
основному стані, від довжини хвилі фотона.
Вказані поріг іонізації незбудженого
атома і пороги іонізації
внутрішніх L- і K-шарів (і).
Ефективність І. часткою з енергією або фотоном с, як і ефективність ін. Елементарних процесів, характеризується ефективним поперечним перерізом цього процесу, які мають розмірність площі. Значення дорівнює нулю при і 0 $ "align =" absmiddle "width =" 38 "height =" 12 "> при \ chi $" align = "absmiddle" width = "40" height = "13"> для відповідного електрона. У разі І. частками (електронами, атомами, іонами) максимально для відриву зовн. валентних електронів і мало для внутр. електронів. Причому перетин І. найбільше (І. відбувається найбільш ефективно) зазвичай при швидкостях іонізующей частки, близьких до орбітальної швидкості іонізуемого електрона в моделі атома Бора. Це призводить до того, що І. електронами ефективна при енергіях 1,5-10 (рис. 1, а), а важкими частинками - при багато великих енергіях. В результаті І. часткою від іонізуемой системи може бути відірване більше одного електрона (навіть без ефекту Оже) - Багатоелектронні І. але ймовірність цього мала (зазвичай менше 1% від ймовірності одноелектронної І.).
Частота парних зіткнень частинок двох сортів, тобто число зіткнень в 1 см 3 в 1 с, пропорційна концентрації (кількості в 1 см 3) частинок кожного сорту, їх відносної швидкості і розмірами частинок, що стикаються. Частота парних зіткнень, що призводять до І. пропорційна не розмір часток, а перетину І.. Якщо обидва сорти зіштовхуються частинок беруть участь в теплових рухах (напр. Зіткнення електронів з атомами або іонами середовища, але не зіткнення частинок космічних променів з частинками середовища), то розподіл швидкостей їх руху v. як правило, описується Максвелла розподілом. Тоді швидкість І. атомів, молекул або іонів з концентрацією Ni. електронами з концентрацією Ne дорівнює
Ni Ne qi (T). (1)
де коефіцієнт І. qi (см3 / с) явл. усередненим по максвелловскую розподілу швидкостей твором. Для найпоширенішого у Всесвіті елемента - водню при І. з осн. рівня електронами
. (2)
. (3)
де - потенціал І. водню, Т - темп-ра в Кельвіна. Чисельні значення qi наведені в таблиці.
У разі І. фотонами часто має найбільше значення у порога І. і далі падає з ростом. Однак фотони ефективно ионизуют атоми і іони не тільки з зовн. але і з внутр. шарів (якщо, звичайно, достатня енергія фотона). В результаті цього повна ефективність І. зростає стрибками (рис. 1,6) при збільшенні до потенціалів І. внутр. електронів, тобто до і т.д.
Залежність від температури Т коефіцієнта іонізації qi (см3 / с) атомів водню з основного рівня енергії (ударами електронів).
Оскільки хім. склад космич. речовини всюди, за винятком деяких зірок, майже однаковий, можна знайти ефективний перетин поглинання УФ-та рентген. випромінювання в неіонізованной космич. середовищі із середнім хім. складом в розрахунку на один атом водню (рис. 2):
. (4)
де Z - номер елемента в периодич. системі елементів Менделєєва, - перетин фотоионизации атома цього елемента з осн. рівня фотонами з енергією - велика кількість елемента Z (відношення його концентрації до концентрації атомів водню). і т.д. Незважаючи на малу велика кількість елементів, важчих за гелій (для кожного з них AZ +. Про 3+. О 2-. Fe +24. H, Н2 О -. Або, в разі позитивно заряджених іонів, в вигляді спектроскопіч. Символу, напр. Для зазначених вище іонів кисню і заліза - ОII, OIV, FeXXV. Тут римською цифрою вказується число, на одиницю більше заряду іона. Цифра I відповідає нейтральному атому.
Атоми можуть бути ионизована до голих ядер. Молекули не бувають сильно зарядженими, тому що в цьому випадку вони стають нестійкими і розпадаються (дисоціюють). Максимально можливий отрицат. заряд іона визначається спорідненістю до електрону і ні в яких випадках не перевищує трьох електронних зарядів.
В умовах, близьких до термодинамічної рівноваги. напр. всередині зірок і в фотосфери нормальних зірок, ступінь І. атомів визначається Саха формулою. згідно якої ступінь І. будь-якого атома зростає із збільшенням темп-ри і падає з ростом щільності газу (точніше, з ростом концентрації електронів).
У космич. умовах нерідкі випадки, коли ступінь І. газу визначається І. електронами і радіаційної плюс діелектронних рекомбінаціями. Така ситуація виникає в досить розрідженій гарячої середовищі поза потужних полів жорсткого електромагнітного магн. випромінювання (УФ-та рентген. променів) і при відсутності сильних потоків космічних. променів. Такі умови характерні, напр. для сонячної хромосфери і сонячної корони і взагалі верхніх атмосфер зірок багатьох типів, а також для оболонок наднових зірок, межгалактіч. газу в скупченнях галактик (див. іонізаційної рівноваги). У цих умовах ступінь І. середовища залежить тільки від її темп-ри Т (збільшуючись з ростом Т), але не залежить від щільності середовища.
У космич. умовах найбільша ступінь І. зустрічається в надрах зірок, в залишках наднових зірок, в гарячих областях міжзоряного газу з Т
1 млн. К, в межгалактіч. газі скупчень галактик, де Т
100 млн. К, а також в газових оболонках ряду рентген. джерел і на внутр. краях акреційних газових дисків навколо нейтронних зірок і чорних дір.