Razmotrimo dva elektronska nivoa sa energijama E n(donji) i E m(gornji). Tranzicija m→n dovodi do emisije elektromagnetno zračenje sa frekvencijom
Neka je koncentracija atoma (broj atoma po jedinici volumena) u stanju E n jednako Nn, ali je u mogućnosti E m – Nm. Zatim broj spontanih s prijelaza po jedinici volumena po jedinici vremena određuje se izrazom:
s = Nm. A mn.
Koeficijent jednak omjeru broja fotona s, spontano (spontano) emitovano u jedinici vremena, na broj čestica u pobuđenom stanju N m, zvao vjerovatnoća spontane emisije, ili Einstein koeficijent ( A mn) za spontanu emisiju. Intenzitet spektralne linije I mn, što odgovara spontanom prelasku sa nivoa m po nivou n, je jednako:
I t n = hν t n. A mn. Nm,(4.1)
Gdje hν t n– kvantna energija;
A mn– Einstein koeficijent;
N m– koncentracija atoma u pobuđenom stanju.
U atomizatoru na visokim temperaturama dolazi do topljenja, isparavanja tvari, disocijacije molekula na atome i ekscitacije potonjih kao rezultat sudara s česticama visoke temperature.
U većini emisione spektralne analize izvora svjetlosti koji rade na atmosferski pritisak, plazma je u stanju lokalne termodinamičke ravnoteže (LTE). To znači da je pri velikoj gustoći pare učestalost elastičnih sudara svih čestica plazme (atoma, molekula, jona, elektrona) međusobno toliko visoka da između njih dolazi do potpune i nesmetane izmjene. kinetička energija. Kao rezultat toga, plazma se može okarakterizirati jednom temperaturnom vrijednošću T. U termodinamičkoj ravnoteži, populacija pobuđenih nivoa je opisana sa Boltzmannova jednadžba :
(4.2)
Izraz (4.1) za intenzitet linije tokom spontanog prelaska sa nivoa T po nivou n uzimajući u obzir (4.2) ima sljedeći oblik:
(4.3)
Gdje ja mn – intenzitet linije kada elektron prođe sa nivoa T po nivou n;
N o i N m– koncentracija atoma u osnovnom i pobuđenom stanju;
q m,qn– statističke težine koje karakterišu stepen degeneracije odgovarajućih nivoa;
E m I E n– nivoi energije m I n;
A mn– vjerovatnoća spontane emisije pri prelasku sa nivoa m po nivou n;
hν mn– kvantna energija;
T– ravnotežna temperatura, K;
k– Boltzmannova konstanta 1.3807. 10 –23 J. K –1.
Iz jednačine (4.3) pod pretpostavkom konstantnosti T, čini se da slijedi direktno proporcionalna ovisnost intenziteta linije I na broj atoma N m, što je direktno povezano sa koncentracijom elementa u uzorku. Međutim, po iznosu I pod utjecajem procesa ionizacije atoma i samoapsorpcije, narušavajući ovu ovisnost.
Ionizacija atoma (M ↔ M + + ē) dovodi do smanjenja broja emitujućih čestica (pobuđenih atoma). Ravnoteža reakcije jonizacije pomera se udesno sa smanjenjem koncentracije supstance u gasnoj fazi, kao i sa povećanjem temperature. Dakle, sa povećanjem temperature, intenzitet spektralne linije prvo raste u skladu sa (4.3), a zatim opada. Uzimajući u obzir jonizaciju, određuje se intenzitet spektralne linije
Gdje X– stepen jonizacije, koji se kvantitativno izražava odnosom broja jona ( N+) do ukupnog broja čestica koje ispunjavaju lučno pražnjenje
Jednačina (4.4) uključuje gotovo sve parametre od kojih zavisi intenzitet spektralne linije. Ona je u osnovi svih varijanti AES metode: plamene spektroskopije (plamene fotometrije), spektrografske i spektrometrijske metode.
El.-magn. spontano emitovano zračenje, kvantni prelazi sa energetskog nivoa E i na nivo E k(tokom apsorpcije - tokom obrnutog prijelaza), određuju se Einstein koeficijenti A ik , B ki and IN ik za odgovarajuće tranzicije i ninit populacije. nivoi energije, a takođe su proporcionalni energijama fotona (hv=hv v 
ik - prelazna frekvencija). I.s. l. jer su spontana i stimulisana emisija i apsorpcija jednake hv gdje u( ) - zračenje. Na nivou nivoa, a samim tim i I. s. l., značajno zavise od uslova u kojima se nalazi medij za krčkanje, odnosno od temperature, gustine, prisutnosti izvora pobuđivanja i gašenja. ik/ Ijl 
dva k.-l. linije, spontani prelazi u uslovima termodinamičke ravnoteže , Gdje I g i g j- statistički Tegovi E nivoa i ;i Ej ; T abs. temp-pa. Dakle, to se odnosi. I.s. l. zavisi samo od atomskih karakteristika i temperature. , jer istovremeno sa apsorpcijom dolazi do stimulisane emisije. Kao rezultat oba prinudna prijelaza, razlika i je stvarno uočena, i jednaka je I.s. l. je jedan od glavnih eksperimentirajmo karakteristike supstance i koristi se u I spektroskopija spektralna analiza. Važne informacije o stanju materije mogu se dobiti merenjem distribucije intenziteta unutar spektralne linije (vidi Sl.Kontura spektralne linije). Landsberg G.S., Optika, 5. izdanje, M., 1976; Elyashevich M. A., Atomic and Molecular, M., 1962. L. P. Presnyakov.
Fizička enciklopedija. U 5 tomova. - M.: Sovjetska enciklopedija. Glavni i odgovorni urednik A. M. Prokhorov. 1988 .
Pogledajte šta je "SPEKTRALNI INTENZITET LINIJE" u drugim rječnicima:
INTENZITET SPEKTRALNE LINIJE, snaga elektromagnetnog zračenja koje spontano ili prisilno emituje ili apsorbuje jedinica zapremine materije tokom kvantnog prelaza (vidi KVANTNI PRELAZI) sa jednog energetskog nivoa na drugi. je… … Encyclopedic Dictionary
intenzitet spektralne linije- spektro linijos intensivevumas statusas T sritis fizika atitikmenys: angl. intenzitet linije; intenzitet spektralne linije vok. Intensität der Spektrallinie, f; Spektrallinieintensität, f rus. intenzitet spektralne linije, f pranc. intensité de la… … Fizikos terminų žodynas
Mjera nemonokromatičnosti spektralne linije. sh... Fizička enciklopedija
Intenzitet- Indikator geološke ili druge prirodne opasnosti, koji direktno ili indirektno karakteriše njenu razornu moć Izvor: Preporuke: Preporuke za procenu geološkog rizika na teritoriji Moskve Vidi i povezane pojmove: 65... ... Rječnik-priručnik pojmova normativne i tehničke dokumentacije
intenzitet spektralnih linija- 3.2 intenzitet spektralnih linija: Snaga koju emituje jedinica zapremine izvora u opsegu talasnih dužina koji odgovara punoj širini date spektralne linije.
Kvalitativna karakteristika se može pretvoriti u kvantitativnu. Za zvijezde spektralnih klasa K, G i F, ispostavilo se da je par linija vrlo dobar pokazatelj apsolutne magnitude. Ako pažljivo pogledate četiri spektra klase K0 na Sl. 59, lako je uočiti da se linija pojačava od gornjeg spektra ka donjem; odnosno sa smanjenjem osvjetljenja ili povećanjem apsolutne magnitude, dok ona slabi (u skladu sa gore navedenim). Posljedično, omjer intenziteta je funkcija apsolutne veličine, koja se brzo povećava s povećanjem M.
Ako nađemo naznačeni omjer za nekoliko zvijezda sa poznatim M i konstruiramo kalibracionu krivulju na ovom materijalu, onda se može koristiti za određivanje apsolutnih veličina onih K0 zvijezda za koje se u spektru mjeri navedeni omjer intenziteta. Naravno, opisani kriterijum nije jedini. Odnos intenziteta k takođe služi kao kriterijum za apsolutnu magnitudu ili sjaj zvezde. U drugoj spektralnoj klasi, zavisnost omjera od M će biti drugačija i može se pokazati praktično nezgodnom; onda se zamjenjuje drugim kriterijem.
Rice. 59. Poređenje spektra klase K0 različitih sjajnosti. Apsolutne vizuelne magnitude zvijezda (čije su oznake date na lijevoj strani) su respektivno jednake - (od vrha do dna). Dok se intenzitet linije smanjuje od vrha do dna, linija se pojačava (kao i ). Dobar efekat apsolutne veličine pokazuje kontinuirani spektar duž strane linije
Za zvijezde spektralne klase, omjeri parova intenziteta linija i pogodni su za određivanje apsolutne magnitude, a u spektrima GO zvijezda kao kriterij može poslužiti g pojas (Sl. 60).
Za toplije A zvijezde, vodonikove linije Balmerove serije su dobar kriterij za apsolutnu magnitudu – one se značajno šire tokom prijelaza od zvijezda velike svjetlosti do zvijezda patuljaka (slika 61). Kalibracija ekvivalentne širine ovih linija apsolutnim magnitudama zvijezda može se izvršiti sa velikim povjerenjem (slika 62). Razlog za ovo proširenje zaslužuje posebnu pažnju.
Jedan od razloga za proširenje spektralnih linija je razmatran ranije - ovo je Doplerov efekat (vidi §4). U većini slučajeva, toplotno kretanje atoma daje liniji poluširinu (KPA 420) ne veću od 0,5 A za najlakše atome - vodonik.
Prisustvo turbulentnih kretanja u atmosferama zvijezda može, u rijetkim slučajevima, udvostručiti ovu vrijednost. U međuvremenu, stvarna širina vodoničnih linija u zvijezdama klase A, kao što su Vega i Sirius, može doseći deset angstrema ili više. Profil spektralne linije nimalo ne podsjeća na zvonastu krivulju karakterističnu za Doplerov profil (4.6) - linija ima vrlo široka krila.
Rice. 60. Poređenje spektra GO zvijezda razne klase luminoznost počevši od 0 (super-supergigant) i završavajući običnim patuljastim V. G traka privlači pažnju. koji se raspada u zasebne linije u supergigantima, dok se ove šire linije u III-V spektru u R pojasu spajaju
Rice. 61. Efekat luminoznosti u spektrima AO. Značajno proširenje Balmerovih linija vidljivo je prelaskom sa apsolutno sjajnih zvijezda (vrh) na obične (vis). Ali linije SeII i FeII su oslabljene
Teorija u ovom slučaju kaže da je mnogo atoma uključeno u formiranje spektralne linije. Atom je sposoban apsorbirati ne samo frekvenciju koja odgovara centru linije, već i susjedne frekvencije v; Naravno, kako razlika raste, vjerovatnoća apsorpcije se smanjuje.
Kada postoji nekoliko atoma iznad fotosfere zvezde (tj. učestvuju u formiranju linije), njihova apsorpcija izvan Doplerovog profila je zanemarljiva, ali među velikim brojem atoma, posebno u slučaju linija sa povoljnim uslovima za u njihovom formiranju, uvijek će postojati atomi sposobni da apsorbiraju svjetlost na frekvencijama, udaljeni od centralne frekvencije tako primjetno da se apsorpcija pojavljuje izvan Doplerovog profila u krilima linije. Krila će se kretati šire, što je veći broj apsorbirajućih atoma N i veća je njihova sposobnost da apsorbuju datu liniju - takozvana snaga oscilatora. Izvor ovog proširenja profila linije naziva se radijacijsko slabljenje.
Rice. 63. Efekat svjetline u klasi B. Linije i lagano se povećavaju pri prelasku na patuljke (niže tri spektra), istovremeno linija slabi
Teorija pokazuje da je za gigantske zvijezde proizvod za linije Balmerove serije približno isti kao i za patuljke, suprotno svim očekivanjima. To znači da u ovom slučaju širenje spektralnih linija kod patuljaka ima drugačiju prirodu, odnosno širenje zbog sudara. U gustoj atmosferi sudari su toliko česti da pobuđeni atom često još nema vremena da emituje svoju pobudnu energiju prije sudara s drugim atomom ili elektronom. Talasi koje šalje atom su prekinuti i izobličeni.
Rice. 62. Kriva zavisnosti ekvivalentne širine linije Nu od apsolutne magnitude M (Viktorija opservatorija, Kanada)
S druge strane, nivoi energije u atomu su izobličeni kada nabijene čestice, ioni i elektroni prolaze blizu, a prijelazi između takvih poremećenih nivoa će se dogoditi na frekvencijama koje su vrlo različite od . Opisani proces se može smatrati mikroskopskim Starkovim efektom, koji nastaje kao rezultat statističkih fluktuacija električnih polja jona i elektrona. Balmerove linije vodonika i linije helijuma su posebno osetljive na to, jer u obe početno stanje odgovara da je elektron na visoko pobuđenom nivou daleko od jezgra.
To je razlog koji uzrokuje tako značajno širenje vodoničnih linija u spektru patuljaka klasa A i B. Isto se primjećuje i za He linije, ali u više slab stepen. Da bi se ustanovile takve razlike u B spektrima, prikladniji su drugi kriterijumi, zasnovani na našem prethodnom rezonovanju o prevlasti teško jonizujućih jona (kada je sledeća faza jonizacije teška) u atmosferama divova. U ovom slučaju (slika 63) zgodno je porediti linije ili.
Kod termičke ravnoteže, ravnoteža se javlja i između procesa ekscitacije čestica i njihovog prelaska u normalno stanje. Što je veći potencijal ekscitacije supstance, to je manji broj čestica u pobuđenom stanju na datoj temperaturi. Broj pobuđenih atoma u ovim uslovima može se odrediti formulom
https://pandia.ru/text/80/088/images/image083_7.gif" width="19" height="17"> je konstantna vrijednost za datu spektralnu liniju.
Kako T raste, elektronski nivoi različitih elemenata se pobuđuju. U ovom slučaju se pojavljuju atomski spektri.
Poznavajući distribuciju atoma po energetskim nivoima, moguće je odrediti intenzitet bilo koje spektralne linije iz temperature izvora svjetlosti i koncentracije atoma datog elementa. Iz formule (14) je jasno da je intenzitet linije J određena brojem fotona u jedinici vremena i energijom svakog fotona. Broj emitovanih fotona je proporcionalan broju atoma u odgovarajućem pobuđenom stanju. Dakle, za liniju sa potencijalom pobude E možemo napisati
https://pandia.ru/text/80/088/images/image085_7.gif" width="93" height="32 src="> (16)
u kojoj je broj atoma N0 zamijenjen koncentracijom C tvari u izvoru svjetlosti.
Iz formule (16) jasno je da kada konstantna koncentracija tvari u izvoru svjetlosti, intenzitet spektralne linije jako ovisi o temperaturi. Kako temperatura raste, intenzitet bilo koje linije se brzo povećava, prolazi kroz maksimum, a zatim počinje opadati. Smanjenje intenziteta povezano je sa jonizacijom na visokim temperaturama i smanjenjem broja neutralnih atoma. Svaka linija, u zavisnosti od svog potencijala pobude i jonizacionog potencijala supstance, ima maksimum na određenoj temperaturi. Na primjer, spektralne linije neutralnih atoma alkalnih metala imaju maksimalan intenzitet na temperaturi izvora svjetlosti od oko 40.000°C. Na višim temperaturama njihov intenzitet opada. Za bor, čiji je jonizacioni potencijal mnogo veći, najveći intenzitet lučnih linija se uočava na temperaturi od oko 60.000.
Kada se temperatura izvora svjetlosti promijeni, relativni intenzitet spektralnih linija s različitim potencijalima pobude se jako mijenja. Možete promijeniti temperaturu izvora svjetlosti i kontrolirati njegovu konstantnost relativnim intenzitetom spektralnih linija. Da biste to učinili, najpogodnije je uzeti dvije linije istog elementa s različitim potencijalima pobude ( fixpair). Često se linije iskre i luka jednog elementa uzimaju kao fiksni par. Relativni intenzitet R fiksnih parnih linija ovisi samo o temperaturi izvora:
https://pandia.ru/text/80/088/images/image087_6.gif" width="51" height="45">
Budući da se vrijednosti E2 i E1 oštro razlikuju jedna od druge, relativni intenzitet ovih linija je vrlo osjetljiv na najmanje promjene temperature. \
Ako više linija jednog elementa ima isti potencijal pobude (prijelaz s jednog gornjeg nivoa na različite donje), tada njihov relativni intenzitet uvijek ostaje konstantan na bilo kojoj temperaturi izvora svjetlosti. Linije sa identičnim potencijalima pobude nazivaju se homologno.
Relativni intenzitet dvije homologne linije različitih elemenata ne ovisi o temperaturi, već je određen samo njihovom koncentracijom
DIV_ADBLOCK29">
Zbog samoapsorpcije, odnos između intenziteta spektralne linije i koncentracije supstance opisuje se kao Lomakin-Shaibe formula.
https://pandia.ru/text/80/088/images/image090_5.gif" width="73" height="32">;
b – koeficijent samoapsorpcije.
Rice. 9. Ovisnost intenziteta spektralne linije o koncentraciji tvari u običnim koordinatama
Teoretski, intenzitet linije je https://pandia.ru/text/80/088/images/image093_7.gif" width="124" height="21 src="> (20)
U nedostatku samoapsorpcije pri niskim koncentracijama b=1. Sa povećanjem koncentracije, vrijednost b postepeno opada. Za relativno mali raspon koncentracija, samoapsorpcija ostaje konstantna, a u logaritamskim koordinatama odnos između intenziteta spektralne linije i koncentracije je linearan (slika 10).
Rice. 10. Ovisnost intenziteta spektralne linije o koncentraciji tvari u logaritamskim koordinatama za mali raspon koncentracije
Nagib prave linije zavisi od veličine samoapsorpcije. Ugao nagiba određuje koncentracijska osjetljivost spektralna linija. Pokazuje koliko se brzo mijenja intenzitet s promjenom koncentracije tvari. Različite spektralne linije istog elementa mogu imati različitu koncentracijsku osjetljivost. Obično slabe linije imaju veću koncentracijsku osjetljivost, jer ne doživljavaju samoapsorpciju. Prilikom kvantitativne analize pokušava se koristiti ove linije.
Širina i oblik spektralne linije.
Laki nivoi koji čine jedan tvrdi nivo neznatno se razlikuju u energiji. Stoga se većina spektralnih linija sastoji od nekoliko spojenih linija i imaju određenu širinu. Osim toga, mnogi elementi su mješavina izotopa s različitim atomskim masama. To dovodi do povećanja širine spektralnih linija, koja može biti veća od 0,1.
Za termički ravnotežnu plazmu, raspodjela atoma po stupnjevima ekscitacije određena je Boltzmannovim zakonom:
Broj atoma u stanju na temperaturi T;
Broj atoma koji su u osnovnom (nepobuđenom) stanju na temperaturi T;
Statističke težine pobuđenog i osnovnog stanja, respektivno;
Boltzmannova konstanta.
Iz formule (3), relativna populacija energetskih nivoa atoma ili molekula ima oblik:
gdje indeksi i i j označavaju dva nivoa.
Intenzitet emisije spektralne linije približno je određen izrazom:
Vjerojatnost prijelaza iz pobuđenog stanja u niže stanje;
() - frekvencija (talasna dužina) koja odgovara ovom prelazu;
Plankova konstanta, =6,626 10 J s.
Odnos intenziteta dve linije je sledeći:
Mjerenjem relativnih intenziteta linija atoma za koje su poznati parametri g, A, E, kao i vrijednosti njihovih valnih dužina, moguće je izračunati temperaturu T dvolinijskom metodom. Ako se širine linija značajno razlikuju, treba izmjeriti integrirane intenzitete linija.
Međutim, precizno mjerenje relativnih intenziteta može biti teško. Da bi se poboljšala tačnost mjerenja temperature, preporučljivo je istovremeno koristiti mnogo linija i provesti grafičku analizu. Svedujmo jednačinu (1.4) za intenzitet zračenja spektralne linije na sljedeći oblik:
Ovo je jednadžba prave linije sa nagibom. Stoga, ako na lijevoj strani jednačine nacrtamo zavisnost izraza od E (energija gornjeg nivoa za slučaj emisije) i ako je Boltzmannova raspodjela zadovoljena, dobićemo pravu liniju. Što se više razlikuju energetske vrijednosti gornjih nivoa, to će biti lakše odrediti nagib linije.
Rice. 1.4
Da bismo ilustrovali ovaj zaključak, na sl. Slika 1.4 prikazuje LIBS spektar bazalta, gdje su željezne linije korištene za crtanje ovisnosti označene zvjezdicama.
Dobijeni graf je prikazan na Sl. 4. Temperatura određena nagibom linije na sl. 4, je 7500 K.
Sl.1.5
Temperatura dobijena u LIBS plazmi, naravno, zavisi od dovedene energije, a samim tim i od gustine fluksa i gustine energije. Za gustoće energije reda 1010 W/cm2, temperatura je obično 8000-12 000 K u vremenima od 1-2 μs od trenutka formiranja plazme. Na sl. Slika 5 prikazuje rezultate izračunavanja temperatura u LIBS-u.
Rice. 1.6
Sada, znajući temperaturni raspon zračenja plazme, analizirajmo ovisnost intenziteta spektralnih linija atoma različitih elemenata o temperaturi zračenja plazme. Za izračunavanje intenziteta spektralne linije koristi se formula (4).
Tabele 1.1 -- 1.4 prikazuju podatke za spektralne linije sa maksimalnom vrijednošću relativnog intenziteta (Rel.Int.)
Tabela 1.1. Emisioni parametri spektralnih linija atoma Fe
Radi praktičnosti izračunavanja intenziteta spektralnih linija, formulu (4) svodimo na sljedeći oblik:
Dobijamo grafički prikaz zavisnosti intenziteta zračenja spektralne linije od temperature plazme (Slika 1.7 - 1.11)
Slika 1.7.
Grafikoni na slici 1.7
Za spektralnu liniju =344,6 nm;
Za spektralnu liniju = 349,05 nm;
Za spektralnu liniju = 370,55 nm;
Za spektralnu liniju = 374,55 nm;
Za spektralnu liniju = 387,85 nm;
Tabela 1.2. Emisioni parametri spektralnih linija atoma Na
Slika 1.8.
Grafikoni na slici 1.8
Za spektralnu liniju = 313,55 nm;
Za spektralnu liniju = 314,93 nm;
Za spektralnu liniju =316,37 nm;
Za spektralnu liniju = 588,99 nm;
Za spektralnu liniju = 589,59 nm;
Tabela 1.3. Emisioni parametri spektralnih linija atoma Mg
Slika 1.9.
Grafikoni na slici 1.9
Za spektralnu liniju = 285,21 nm;
Za spektralnu liniju =516,21 nm;
Za spektralnu liniju = 517,26 nm;
Za spektralnu liniju = 518,36 nm;
Za spektralnu liniju = 880,67 nm;
Tabela 1.4. Emisioni parametri spektralnih linija atoma Al
Slika 1.10.
Grafikoni na slici 1.10
Za spektralnu liniju = 281,61 nm;
Za spektralnu liniju = 308,85 nm;
Za spektralnu liniju = 466,31 nm;
Za spektralnu liniju = 559,33 nm;
Tabela 1.5. Emisioni parametri spektralnih linija atoma Be
Slika 1.11.
Grafikoni na slici 1.11
Za spektralnu liniju = 313,04 nm;
Za spektralnu liniju =313,10 nm;
Za spektralnu liniju =436,1 nm;
Za spektralnu liniju = 467,34 nm;
Za spektralnu liniju =527,08 nm;
Pri konstantnoj temperaturi i drugim uslovima pobude, jednačina (4) za intenzitet zračenja postaje:
Ovdje se kombinuju svi faktori u jednačini (4), osim.
Ako je način rada izvora pobude dovoljno stabilan i brzina dovoda tvari u plazmu je konstantna, dolazi do određenog stacionarnog stanja u kojem se ispostavlja da je broj atoma elementa u plazmi proporcionalan koncentraciji. ovog elementa u uzorku:
Koncentracija supstance u uzorku; - koeficijent proporcionalnosti.
Zamjenom odnosa (1.8) u (1.7) dobijamo:
Ako se uvjeti pražnjenja ne mijenjaju kada se koncentracija mijenja, tada koeficijent ostaje konstantan i jednačina (9) je prilično dobro zadovoljena. Koeficijent zavisi od parametara pražnjenja, uslova za ulazak supstance u plazmu i konstanti koje karakterišu pobudu i naknadne prelaze.
Uzimajući logaritam jednačine (1.9), dobijamo:
Linearna zavisnost od veoma je zgodna za konstruisanje kalibracionog grafikona.
Međutim, ne dolaze svi kvanti koje emituju pobuđene čestice do prijemnika svjetlosti. Kvant svjetlosti može biti apsorbiran od strane nepobuđenog atoma i, stoga, neće biti detektovan prijemnikom zračenja. To je takozvana samoapsorpcija. S povećanjem koncentracije tvari povećava se samoapsorpcija.
Samoapsorpcija je uzeta u obzir u Lomakin--Shaibe jednadžbi, koja dobro opisuje koncentracijsku ovisnost intenziteta spektralne linije:
pri čemu koeficijent zavisi od načina rada izvora pobude, njegove stabilnosti, temperature itd.; -- koeficijent samoapsorpcije, koji uzima u obzir apsorpciju svjetlosnih kvanta od strane nepobuđenih atoma.
Dakle, zbog samoapsorpcije, direktna proporcionalna ovisnost intenziteta o koncentraciji je zamijenjena ovisnošću po stepenu (11) c.