Astronet > Zapreshennye spektral'nye linii

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Na saite

Astrometriya

Astronomicheskie instrumenty

Astronomicheskoe obrazovanie

Astrofizika

Istoriya astronomii

Kosmonavtika, issledovanie kosmosa

Lyubitel'skaya astronomiya

Planety i Solnechnaya sistema

Solnce

Zapreshennye spektral'nye linii

- spektral'nye linii, dlya k-ryh veroyatnost' sootvetstvuyushih kvantovyh perehodov ochen' mala (oni zapresheny pravilami otbora dlya razreshennyh perehodov, sm. Urovni energii). V zavisimosti ot haraktera izmeneniya nabora kvantovyh chisel, opisyvayushih sostoyaniya atoma ili iona do i posle perehoda, zapreshennye linii delyatsya na magnitno-dipol'nye, kvadrupol'nye, magnitno-kvadrupol'nye, oktupol'nye i dr., a takzhe na interkombinacionnye. Poslednimi naz. perehody s izmeneniem polnogo spina elektronnoi obolochki atoma ili iona. Zaprety na perehody ne nosyat abs. haraktera. Dlya legkih atomov i ionov (raspolozhennyh v nachale periodich. sistemy elementov) pravila otbora dlya t.n. LS-svyazi vypolnyayutsya dovol'no tochno, i veroyatnost' zapreshennyh perehodov ochen' mala. Dlya bolee tyazhelyh atomov i vysokozaryadnyh ionov chast' pravil otbora menee tochna, i veroyatnost' zapreshennyh perehodov mozhet byt' ne namnogo men'she, chem dlya razreshennyh.

Bol'shinstvo nablyudaemyh v spektrah kosmich. ob'ektov 3. s. l. svyazano s nalichiem v atome ili ione t.n. metastabil'nogo urovnya energii, perehod s k-rogo na vse bolee nizkie urovni zapreshen. Kazhdyi takoi perehod maloveroyaten, tak chto pri otsutstvii vnesh. vozdeistvii legkie atomy i nizkozaryadnye iony mogut nahodit'sya na metastabil'nom urovne nek-roe vremya $\tau_m$ (primerno ot 10^-5 s do nesk. sutok), prezhde chem ispustyat foton; na obychnom zhe urovne atom uderzhivaetsya ok. 10^-8 s. Iz-za takoi maloi veroyatnosti perehodov 3. s. l. prakticheski ne nablyudayutsya v zemnyh usloviyah, poskol'ku pri sravnitel'no vysokoi plotnosti atmosfery vozbuzhdennyi atom za vremya $\tau_m$ uspevaet mnogo raz stolknut'sya s dr. atomami i otdat' im svoyu energiyu vozbuzhdeniya (eta energiya perehodit v energiyu teplovogo dvizheniya).

V kosmich. usloviyah preobladayut oblasti s ochen' nizkoi plotnost'yu veshestva i izlucheniya. Esli v 1 sm³ vozduha zemnoi atmosfery soderzhitsya pri norm. usloviyah $2,7\cdot 10^{19}$ molekul, to koncentraciya atomov v solnechnoi fotosfere ~ 10¹⁶-10¹⁷ sm^-3, v solnechnoi korone elektronnaya plotnost' n_e ~ 10⁸-10⁹ sm^-3, a v planetarnyh tumannostyah n_e ~ 10²-10⁶ sm^-3. Poetomu 3. s. l. byli vpervye obnaruzheny v spektrah nebesnyh tel maloi plotnosti.

V solnechnoi korone stolknoveniya ionov mezhdu soboi, ionov s elektronami i fotonami iz-za nizkoi plotnosti veshestva ochen' redki, chto privodit k nakopleniyu ionov na metastabil'nom urovne. Plotnost' solnechnogo izlucheniya vo vnutr. korone eshe dostatochno vysoka, no eto izluchenie soderzhit malo vysokoenergichnyh fotonov, sposobnyh perevesti ion s metastabil'nogo na bolee vysokii uroven' energii. Sochetanie ukazannyh blagopriyatnyh uslovii privodit k poyavleniyu v spektre korony 3. s. l. Emissionnye linii korony dolgo ne udavalos' otozhdestvit' s liniyami laboratornyh istochnikov izlucheniya. Bylo vyskazano predpolozhenie, chto koronal'nye linii prinadlezhat neizvestnomu na Zemle ochen' legkomu gazu "koroniyu".

Lish' v 1942 g. udalos' rasshifrovat' emissionnyi spektr korony kak izluchenie, voznikayushee pri zapreshennyh perehodah u mnogokratno (ot 12 do 15 raz) ionizovannyh atomov Fe, Ni, Ca (temperatura korony sostavlyaet nesk. mln. K, chem i vyzyvaetsya takaya vysokaya stepen' ionizacii veshestva). Naibolee harakternaya 3. s. l. solnechnoi korony - zelenaya liniya FeXIV ( $$\lambda=5302,86$ \AA$ ).

Ochen' zametny 3. s. l. v spektrah planetarnyh tumannostei i oblastyah ionizovannogo vodoroda. Znachit. chast' polnogo izlucheniya tumannosti prihoditsya na dve zelenye 3. s. l. (dublet) N₁ ( $$\lambda=$ 4959 \AA$ ) i N₂ $$\lambda= 5007$ \AA$ ) iona 0III, a takzhe UF-liniyu (3727 $\AA$ ) iona OII. Metastabil'nye urovni ionov lezhat blizko k osn. urovnyu, poetomu eti iony legko vozbuzhdayutsya pri stolknoveniyah so svobodnymi elektronami. Takie stolknoveniya effektivno ohlazhdayut tumannosti (do 10⁴ K).

3. s. l. ionov OIII, OII, SII, NII i dr. nablyudayutsya takzhe v spektrah gazovyh tumannostei. Issledovaniya intensivnostei 3. s. l. OIII (4363 $\AA$ ), N₁ i N₂ lezhat v osnove odnogo iz glavnyh metodov opredeleniya temp-r planetarnyh tumannostei. Iz eksperimental'no opredelennogo otnosheniya intensivnostei etih linii, uchityvaya veroyatnost' vozbuzhdeniya elektronnym udarom, mozhno ocenit' otnoshenie doli bystryh elektronov, sposobnyh vozbudit' ion OIII na 3-i energetich. uroven', k dole menee bystryh elektronov, sposobnyh vozbudit' atom do 2-go urovnya. Iz etogo otnosheniya, ispol'zuya teplovoe raspredelenie skorostei chastic, legko naiti temp-ru gaza. Poskol'ku intensivnosti 3. s. l. opredelyayutsya kak vozbuzhdeniyami atomnyh urovnei soudareniyami elektronov s atomami, tak i deaktivaciei atomov udarami dr. atomov, po nablyudaemym intensivnostyam zapreshennyh linii mozhno opredelyat' takzhe koncentraciyu elektronov v srede. Sil'nye 3. s. l. nablyudayutsya v izluchenii yader seifertovskih galaktik i kvazarov.

Pri reshenii mnogih zadach radiospektroskopii takzhe prihoditsya imet' delo s 3. s. l., analiz k-ryh pozvolyaet opredelyat' fiz. harakteristiki mezhzvezdnoi sredy, vodorodnyh i molekulyarnyh oblakov i t. p. K chislu takih linii otnositsya, napr., radioliniya vodoroda 21 sm, a takzhe nek-rye molekulyarnye linii, napr. 3. s. l. molekuly H₂.

(A.M. Cherepashuk)

A. M. Cherepashuk, "Fizika Kosmosa", 1986
Glossarii Astronet.ru

A | B | V | G | D | Z | I | K | L | M | N | O | P | R | S | T | U | F | H | C | Ch | Sh | E | Ya

Publikacii s klyuchevymi slovami: spektral'nye linii - zapreshennye spektral'nye linii Publikacii so slovami: spektral'nye linii - zapreshennye spektral'nye linii
Sm. takzhe: Vse cveta Solnca Solnechnyi spektr Zeemana effekt Laimana seriya Laboratoriya issledovaniya zvezdnogo magnetizma SAO RAN Potoki iz chernoi dyry Laboratoriya spektroskopii zvezd SAO RAN Vse publikacii na tu zhe temu >>

Obsudit' etu publikaciyu

Versiya dlya pechati