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

Зеемана эффект

 - расщепление спектральных линий под действием на излучающее вещество внеш. магн. поля. 3. э., наблюдаемый в спектрах поглощения, получил название обратного, все его закономерности аналогичны закономерностям прямого 3. э. (наблюдаемого в линиях излучения). 3. э. был открыт нидерландским физиком П. Зееманом в 1896 г. при лабораторных исследованиях свечения паров натрия.
Рис. 1. Картина расщепления двух близких
спектральных линий атома натрия (жёлтого
дублета Na) в магнитном поле при наблюдении
поперёк и вдоль поля; $\pi$- и $\sigma$-компоненты
поляризованы различно.
Рис. 1 иллюстрирует зеемановское расщепление двух близких спектр. линий атома натрия, расположенных в жёлтой области видимого спектра (т.н. жёлтого дублета 5890 \AA и 5896 \AA). Картина расщепления существенно зависит от направления наблюдения по отношению к направлению магн. поля. В связи с этим различают продольный и поперечный 3. э. При наблюдении перпендикулярно магн. полю (поперечный 3. э.) все компоненты спектр. линии поляризованы линейно (см. Поляризация электромагнитных волн), часть - параллельно полю H ($\pi$-компоненты), часть - перпендикулярно ($\sigma$-компоненты).
Рис. 2. Поляризация $\pi$-компонентов
(поперечный эффект Зеемана) и
$\sigma$-компонентов (продольный эффект); H
- направление магнитного поля, плоскость
x, y - плоскость поляризации
$\sigma$-компонентов.
При наблюдении вдоль поля (продольный 3. э.) остаются видимыми лишь $\sigma$-компоненты, однако линейная поляризация их сменяется круговой (рис. 2). Распределение интенсивности в наблюдаемой системе компонентов оказывается сложным.

Первое объяснение 3. э. было дано нидерл. физиком Х. Лоренцем в 1897 г. в рамках классич. теории, согласно к-рой движение электрона в атоме рассматривается как гармония, колебания линейного осциллятора. По этой теории спектр. линия при поперечном 3. э. расщепляется на три компонента. Такое явление получило название нормального 3. э., а расщепление линии на большее число компонентов - аномального З.э. Однако обычно наблюдается именно аномальный эффект. Исключение составляют переходы между синглетными уровнями, а также случаи сильного магн. поля (см. ниже).

Полное объяснение 3. э. получил на основе квантовой теории. Уровни энергии атома расщепляются в магн. поле на подуровни. Квантовые переходы между подуровнями двух уровней порождают компоненты спектр. линии. Каждый энергетич. уровень атома характеризуется механич. моментом количества движения J. Расщепление уровней обусловлено тем, что с механич. моментом связан магн. момент
$\mu=-\mu_Б g$J, $\mu_Б=e\hbar/2mc$ , (1)
где e, m - заряд и масса электрона, ($\mu$ - магнетон Бора, a g - т.н. фактор Ланде. Смысл разделения коэфф. на два множителя поясняется ниже. Знак минус обусловлен отрицат. зарядом электрона. Взаимодействие магнитного момента $\mu$ с полем H изменяет энергию уровня. Величина этого взаимодействия зависит от взаимной ориентации $\mu$ и H. Вектор J в магн. поле может иметь 2J+1 ориентации, при к-рых его проекция JH=M, где М - магнитное квантовое число. Оно принимает значения 0, $\pm 1,..., \pm J$. Столько же значений может иметь проекция $\mu_H$ магн. момента $\mu$ на направление H. Поэтому уровень расщепляется на 2J+1 компонентов. Изменение энергии $\delta\varepsilon$ каждого компонента (по отношению к энергии уровня в отсутствие поля) с учётом ф-лы (1) равно:
$\delta\varepsilon=-\mu_H H=\mu_Б g M H$. (2)
Механич. момент атома складывается из орбитального момента L и спинового момента S: J=L+S. Аналогично магн. момент $\mu=\mu_L+\mu_S$. Величина $\mu_L$ подобна магн. моменту тока, образованного орбитальным движением электронов в атоме, и равна $-\mu_Б$L. С величиной $\mu_S$ дело обстоит сложнее, т.к. спиновый момент S связан с внутр. характеристикой электронов, а не с их движением. Как следует из эксперимента (а также из релятивистской квантовой теории Дирака), $\mu_S=-2\mu_Б$S, т.е. на единицу спинового момента приходится вдвое больший магн. момент. Т.о., полный магн. момент
$\mu=-\mu_Б$(L+2S)=$-\mu_Б$(J+S). (3)
Вектор $\mu$ прецессирует вокруг вектора J, так что в среднем он направлен вдоль J, а его величина определяется по ф-ле (1). Согласно расчётам на основе квантовой механики, фактор Ланде
g=1+[J(J+1)-L(L+1)+S(S+1)]/2J(J+1). (4)
Рис. 3. Зависимость расщепления уровней
энергии от напряжённости магнитного поля:
а - при J=1/2, б - при J= 1, в - при J=3/2,
г - при J= 2, M - магнитное квантовое число.
На рис. 3 показаны примеры зеемановского расщепления нек-рых уровней. В соответствии с ф-лой (2) смещение частот компонентов линий равно:
$\delta\nu={\mu_Б H\over {h}}\;[g_2M_2-g_1M_1]$ . (5)
Изменение квантового числа М определяется правилом отбора $\Delta M=M_2-M_1=0,\pm 1$. Всевозможные переходы, удовлетворяющие этому правилу, дают зеемановскую структуру линии. В общем случае значения фактора Ланде различны для верхнего и нижнего уровней, переход между к-рыми образует спектр. линию. Т.о., переходы с различными M1 дают разные $\delta\nu$ даже при одинаковом $\Delta M$. В результате получается сложная картина - аномальный 3. э. Если у верхнего и нижнего уровней S=0, то J=L, g= 1, $\delta\nu=\mu_Б H\Delta M/h$, т.е. оказываются возможными всего три разных $\delta\nu$ (три линии). Переходы между уровнями с $\Delta M$= 0 дают центральный $\pi$-компонент, а с $\Delta M=\pm 1$ - смещённые $\sigma$-компоненты. Возникает норм. 3. э. (рис. 4). Сходная картина получается в частном случае, когда g1=g2.

В очень сильном поле H связь L и S нарушается, оба вектора начинают независимо друг от друга прецессировать вокруг направления J с проекциями ML и MS. Нарушение связи имеет место в случае, когда зеемановское расщепление становится больше тонкой структуры, т.е. J-структуры уровня LS. При этом $\mu_H=(M_L+2M_S)\mu_Б$. Правило отбора для $\Delta M_L$ такое же, как для $\Delta M$, а $\Delta M_S$= 0. Поэтому $\delta\nu=\mu_Б H\Delta M_L/h$ и опять проявляется норм. 3. э. В данных условиях каждый зеемановский компонент имеет тонкую структуру (подобно J-структуре уровня LS). Компоненты этой структуры характеризуются значением величины $M_L\cdot M_S$. Переход от аномального к нормальному 3. э. в сильном поле наз. эффектом Пашена-Бака. При переходе нарушается линейная зависимость смещения от поля. Для различных линий эффект возникает при разных величинах магн. поля.

В астрофизике 3. э. используется для определения магн. полей космич. объектов.
Рис. 4. Нормальный эффект Зеемана;
стрелками обозначена поляризация
компонентов, $\nu_0$ - частота исходной
линии, $\nu_1=\nu_0-\delta\nu$ и $\nu_2=\nu_0+\delta\nu$ -
частоты $\sigma$-компонентов.

При измерениях магн. полей звёзд зеемановское расщепление спектр. линий обычно наблюдается в поглощении. Продольный компонент магн. поля измерен у неск. сотен звёзд различных спектральных классов. Выяснено, что индукция магн. поля на поверхности т.н. магнитных звёзд достигает неск. тысяч Гс, а у звезды HD 215441 наблюдается сильное поле $\approx 3,4\cdot 10^4$ Гс. Очень сильные магн. поля, превосходящие 10 Гс, обнаружены по 3. э. у нескольких вырожденных звёзд - белых карликов.

Магн. поля Галактики можно измерить по зеемановскому расщеплению радиолинии водорода 21 см. Выбор линии поглощения для таких измерений позволяет наблюдать на фоне яркого радиоисточника резкую линию и значительно уменьшить роль шумов и возможных ошибок. Таким методом были измерены магн. поля в плотных и холодных облаках межзвёздного газа, проецирующихся на яркие галактич. радиоисточники: Кассиопея А, Телец А и др. Оказалось, что в облаке, расположенном в направлении источника Кассиопея А, магн. поле достигает $(18\pm 2)\cdot 10^{-6}$ Гс. Среднее крупномасштабное поле Галактики имеет величину $\approx 2\cdot 10^{-6}$ Гс, а в облаках газа магн. поле в 5-10 раз больше. Таким путём определяется только продольный (вдоль луча зрения) компонент магн. поля.

Изучение магн. полей активных областей, пятен и др. образований на Солнце производится с помощью особых чувствительных приборов - фотоэлектрич. магнитографов, позволяющих измерять поля до 1 Гс и меньше (составляющую поля по лучу зрения). При таких измерениях также используется обратный 3. э. В большинстве случаев зеемановские компоненты линии сливаются между собой - наличие магн. поля вызывает общее расширение спектр. линии. Магн. поле определяется в этих случаях поляризац. методами. При наблюдениях аномального 3. э., когда линия расщепляется на ряд $\pi$- и $\sigma$-компонентов, для определения величины расщепления ($\delta\lambda_H$) $\sigma$-компонентов астрофизики используют ф-лу: $\delta\lambda_H\pm 4,67\cdot 10^{-13} g\lambda^2 H$, где Н выражено в Э, длина волны $\lambda$ в \AA. Обычно для измерений солнечных магн. полей используют спектр. линию железа $\lambda= 5250,4$ \AA (FeI) с фактором g= 3 и ряд др. линий. Поскольку зеемановские компоненты линии поляризованы различно (в продольном 3. э. линии имеют правую и левую круговую поляризацию, в общем случае - эллиптическую), изменение знака наблюдаемой поляризации смещает линию. Величина смещения, фиксируемая фотоэлектрич. магнитографом, определяет продольную составляющую напряженности поля. Для получения информации о величине и направлении полного вектора магн. поля на Солнце необходимо измерить параметры поляризации в нек-ром участке спектр. линии и использовать результаты теории образования линий в магн. поле. Для этой цели обычно принимается нек-рая модель атмосферы и предполагается однородность магн. поля в слое образования спектр. линии. Полный вектор индукции магн. поля измеряется с гораздо меньшей точностью (50-100 Гс). Общее магн. поле Солнца как звезды составляет в среднем ок. 1 Гс, однако в солнечных пятнах величина поля значительно выше и достигает неск. тысяч Гс.

Особый интерес представляют сверхсильные магн. поля ~ 106-109 Гс у поверхности нек-рых белых карликов и ~ 1011-1013 Гс (а может быть, и выше) у поверхности ряда нейтронных звёзд. В сверхсильных полях разрушается связь орбитальных и спиновых моментов (li и si), к-рые в отсутствие поля образуют моменты L и S: L=$\sum\limits_i {\bf l}_i$, S=$\sum\limits_i {\bf s}_i$. В результате имеет место 3. э. отдельных квазинезависимых электронов. В очень сильных полях нарушается центральная симметрия атома, и атом (или ион) приобритает форму веретена. Такая ситуация имеет место на поверхности нейтронных звёзд

(Л.А. Вайнштейн, В.М. Томозов)


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: эффект Зеемана - магнитное поле - спектральные линии - расщепление спектральных линий
Публикации со словами: эффект Зеемана - магнитное поле - спектральные линии - расщепление спектральных линий 		Карта смысловых связей для термина ЗЕЕМАНА ЭФФЕКТ
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Обсудить эту публикацию
Оценка: 3.2 [голосов: 89]
 
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