Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 
На сайте
Астрометрия
Астрономические инструменты
Астрономическое образование
Астрофизика
История астрономии
Космонавтика, исследование космоса
Любительская астрономия
Планеты и Солнечная система
Солнце

Запрещённые спектральные линии

- спектральные линии, для к-рых вероятность соответствующих квантовых переходов очень мала (они запрещены правилами отбора для разрешённых переходов, см. Уровни энергии). В зависимости от характера изменения набора квантовых чисел, описывающих состояния атома или иона до и после перехода, запрещённые линии делятся на магнитно-дипольные, квадрупольные, магнитно-квадрупольные, октупольные и др., а также на интеркомбинационные. Последними наз. переходы с изменением полного спина электронной оболочки атома или иона. Запреты на переходы не носят абс. характера. Для лёгких атомов и ионов (расположенных в начале периодич. системы элементов) правила отбора для т.н. LS-связи выполняются довольно точно, и вероятность запрещённых переходов очень мала. Для более тяжёлых атомов и высокозарядных ионов часть правил отбора менее точна, и вероятность запрещённых переходов может быть не намного меньше, чем для разрешённых.

Большинство наблюдаемых в спектрах космич. объектов 3. с. л. связано с наличием в атоме или ионе т.н. метастабильного уровня энергии, переход с к-рого на все более низкие уровни запрещён. Каждый такой переход маловероятен, так что при отсутствии внеш. воздействий лёгкие атомы и низкозарядные ионы могут находиться на метастабильном уровне нек-рое время $\tau_m$ (примерно от 10-5 с до неск. суток), прежде чем испустят фотон; на обычном же уровне атом удерживается ок. 10-8 с. Из-за такой малой вероятности переходов 3. с. л. практически не наблюдаются в земных условиях, поскольку при сравнительно высокой плотности атмосферы возбуждённый атом за время $\tau_m$ успевает много раз столкнуться с др. атомами и отдать им свою энергию возбуждения (эта энергия переходит в энергию теплового движения).

В космич. условиях преобладают области с очень низкой плотностью вещества и излучения. Если в 1 см3 воздуха земной атмосферы содержится при норм. условиях $2,7\cdot 10^{19}$ молекул, то концентрация атомов в солнечной фотосфере ~ 1016-1017 см-3, в солнечной короне электронная плотность ne ~ 108-109 см-3, а в планетарных туманностях ne ~ 102-106 см-3. Поэтому 3. с. л. были впервые обнаружены в спектрах небесных тел малой плотности.

В солнечной короне столкновения ионов между собой, ионов с электронами и фотонами из-за низкой плотности вещества очень редки, что приводит к накоплению ионов на метастабильном уровне. Плотность солнечного излучения во внутр. короне ещё достаточно высока, но это излучение содержит мало высокоэнергичных фотонов, способных перевести ион с метастабильного на более высокий уровень энергии. Сочетание указанных благоприятных условий приводит к появлению в спектре короны 3. с. л. Эмиссионные линии короны долго не удавалось отождествить с линиями лабораторных источников излучения. Было высказано предположение, что корональные линии принадлежат неизвестному на Земле очень лёгкому газу "коронию".

Лишь в 1942 г. удалось расшифровать эмиссионный спектр короны как излучение, возникающее при запрещённых переходах у многократно (от 12 до 15 раз) ионизованных атомов Fe, Ni, Ca (температура короны составляет неск. млн. К, чем и вызывается такая высокая степень ионизации вещества). Наиболее характерная 3. с. л. солнечной короны - зелёная линия FeXIV ($\lambda=5302,86$ \AA).

Очень заметны 3. с. л. в спектрах планетарных туманностей и областях ионизованного водорода. Значит. часть полного излучения туманности приходится на две зелёные 3. с. л. (дублет) N1 ($\lambda=$ 4959 \AA) и N2 $\lambda= 5007$ \AA) иона 0III, а также УФ-линию (3727 \AA) иона ОII. Метастабильные уровни ионов лежат близко к осн. уровню, поэтому эти ионы легко возбуждаются при столкновениях со свободными электронами. Такие столкновения эффективно охлаждают туманности (до 104 К).

3. с. л. ионов OIII, ОII, SII, NII и др. наблюдаются также в спектрах газовых туманностей. Исследования интенсивностей 3. с. л. OIII (4363 \AA), N1 и N2 лежат в основе одного из главных методов определения темп-р планетарных туманностей. Из экспериментально определённого отношения интенсивностей этих линий, учитывая вероятность возбуждения электронным ударом, можно оценить отношение доли быстрых электронов, способных возбудить ион OIII на 3-й энергетич. уровень, к доле менее быстрых электронов, способных возбудить атом до 2-го уровня. Из этого отношения, используя тепловое распределение скоростей частиц, легко найти темп-ру газа. Поскольку интенсивности 3. с. л. определяются как возбуждениями атомных уровней соударениями электронов с атомами, так и деактивацией атомов ударами др. атомов, по наблюдаемым интенсивностям запрещённых линий можно определять также концентрацию электронов в среде. Сильные 3. с. л. наблюдаются в излучении ядер сейфертовских галактик и квазаров.

При решении многих задач радиоспектроскопии также приходится иметь дело с 3. с. л., анализ к-рых позволяет определять физ. характеристики межзвёздной среды, водородных и молекулярных облаков и т. п. К числу таких линий относится, напр., радиолиния водорода 21 см, а также нек-рые молекулярные линии, напр. 3. с. л. молекулы H2.

(А.М. Черепащук)


Глоссарий Astronet.ru


А | Б | В | Г | Д | З | И | К | Л | М | Н | О | П | Р | С | Т | У | Ф | Х | Ц | Ч | Ш | Э | Я 
Публикации с ключевыми словами: спектральные линии - запрещенные спектральные линии
Публикации со словами: спектральные линии - запрещенные спектральные линии
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Оценка: 2.9 [голосов: 94]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования