РЕКОМБИНАЦИОННЫЕ РАДИОЛИНИИ

Рекомбинационные радиолинии - В межзвездной среде при низкой плотности в процессе рекомбинации заряженных частиц - электронов и ионов - с определенной вероятностью возможно образование атомов с высоким уровнем возбуждения. При последующих каскадных переходах на уровни с меньшей энергией в силу малой разницы энергий между высоковозбужденными уровнями происходит испускание фотонов радиодиапазона, соответствующих разным Р.р. Вероятность таких процессов очень невелика. При электронной плотности Ne=102-103 см-3 один атом с нужным уровнем возбуждения приходтся на 1014-1016 атомов. Т.к. вероятность спонтанных перходов между высоковозбужденными уровнями уменьшается с номером уровня n как n-5, а испускаемые фотоны имеют малую энергию, то для образования радиолинии требуется громадное количество ионов и электронов. Это количество, однако, не может быть достигнуто за счет увеличения плотности среды. При значит. плотностях из-за большого числа соударений возбужденных атомов с заряженными частицами происходит штарковское уширение спектральных линий, приводящее к их ослаблению и размытию (см. Штарка эффект). Т.о., для образований радиолиний газ должен быть достаточно разрежен, а число атомов на луче зрения велико. Такие условия возможны лишь в космич. пространствах, на Земле их реализовать практически невозможно. Частоты Р.р. определяются ф-лой , (1) где Z - эффективный заряд ядра в ед. заряда протона, n1 и n2 - главные квантовые числа нижнего и верхнего уровней, причем n2=n1+1, n1+2 и т.д., R - Ридберга постоянная. Для водорода, ядро к-рого состоит из одного протона (Z=1), образующего сферически-симметричное кулоновское поле, выражение (1) справедливо для любых значений n1. Для малых n1 это выражение определяет частоты линий, лежащих в УФ-, оптич. и ИК-диапазонах, - линий серий Лаймана (n1=1), Бальмера (n1=2), Пашена (n1=3), Брэкета (n1=4) и Пфунда (n1=5). Для гелия и более тяжелых элементов выражение (1) справедливо только при , т.е. для радиолиний. Физически это обусловлено тем, что электрич. поле "атомного остатка", состоящего из ядра и электронов, занимающих ближайшие к ядру орбиты, можно считать симметричным только на больших расстояниях, что выполняется для электрона, находящегося на высоковозбужденном уровне. По отношению к такому электрону атом явл. водородоподобным: ближайшие электроны экранируют заряд ядра, делая его равным единице. Частоты радиолиний более тяжелых элементов смещены относительно частот радиолиний водорода на нек-рую величину из-за зависимости входящей в выражение (1) постоянной Ридберга от массы: , (2) ma - масса атома, - постоянная Ридберга для бесконечной массы (когда ). На возможность образования радиолиний у высоковозбужденного водорода обратил внимание в 1952 г. Дж. Уайлд (Австралия). Однако он бы лвесьма пессимистичен в оценке возмодности их выделения, считая, что из-за своей многочисленности радиолинии должны сливаться друг с другом и с непрерывным спектром. В 1959 г. Н.С. Кардашев пришел к выводу, что Р.р. высоковозбужденного водорода должны быть различимы в спектрахрадиоизлучения зон HII - космич. облаков ионизованного водорода. Слабость радиолиний осложняет их экспериметальное исследование, для проведения к-рого требуются высокочувствит. радиометры и крупные радиотелескопы. Рис. 1. Спектральные линии водорода в оптическом диапазоне и радиодиапазоне. Нумерация относится к конечному уровню атома после испускания кванта соответствующей частоты, - головной член соответствующей серии, интенсивность линий дана в произвольных единицах. На рис. 1 приведено схематич. изображение спектр. линий водорода в оптич. диапазоне и радиодиапазоне. Интенсивность излучения на частотах радиолиний в сотни и тысячи раз слабее, чем в оптич. диапазоне. Кроме того, в радиодиапазоне спектральные линии накладываются на значительно более интенсивный непрерывный спектр ионизованного водорода, обусловленный торможением свободных электронов при их движении в электрич. поле ионов. Первая Р.р. - линия водорода, обусловленная переходами между 91-м и 90-м уровнями атома водорода ( см), была обнаружена в 1964 г. Р.Л. Сороченко и Э.В. Бородзичем (ФИАН, СССР) в спектре туманности Омега (рис. 2). Еще более длинноволновую линию (переход 105104, см) нашли в это же время А.Ф. и З.В. Дравских (Пулково, СССР). В 1965 г. в США были обнаружены радиолинии переходов 110 109 ( см), 157 156 и 158 157 ( см). В 1966 г. нашли Р.р. гелия - второго по обилию элемента во Вселенной, затем Р.р. углерода, очень близко прыкающие к линиям гелия, и, возможно, радиолинии нек-рых более тяжелых элементов. Спектр туманности Ориона с Р.р. 85 (8685) водорода, гелия и углерода показан на рис. 3. Были обнаружены и стали исследоваться также Р.р., соответствующие переходам с изменением n на две, три и более единиц - линии высшего порядка. Принято следующее обозначение Р.р.: наименование элемента по таблице Менделеева, номер уровня, на к-рый происходит переход, порядок линии греч. буквой. Напр., обозначение H114 соответствует линии водорода, обусловленной переходами между 116 и 114 уровнями. Самая коротковолновая из найденных радиолиний - H42 - имеет длину волны 3,5 мм, самая длинноволновая - H300 - лежит уже в метровом диапазоне (=1,25 м). Для углерода удалось даже найти линию поглощения C640 на длине волны ок. 15 м, когда размер излучающей системы (атома) приближался к 0,1 мм. Исследования Р.р. позволили установить, что они не уширяются и не размываются в той степени, как этого следовало бы ожидать, исходя из теории штарковского уширения Р.р. водорода, разработанную на основе измерений в оптич. диапазоне. Для Р.р. возмущения начального и конечного уровней внеш. электрич. полем в значит. степени подобны из-за их близости. В результате при возмущениях интервал между уровнями меняется существенно меньше, чем энергия самих уровней. Т.о., происходит компенсация штарковского уширения и радиолинии могут наблюдаться до высоких значений n. Рис. 2. Спектрограмма радиолинии водорода 9190 (исторически первая запись, 1964 г.). Верхняя кривая - запись излучения туманности Омега; нижняя - контрольная запись при антенне, не направленной на источник; вертикальными линиями выделены интервалы частот через 1 МГц: большая вертикальная линия показывает расчетную частоту, соответствующую радиолинии H91. Р.р. раскрывают новые возможности для астрофизич. исследований. В отличие от оптич. излучения, радиоизлучение не подвержено межзвездному покраснению, радиолинии легко разрешаются и могут быть использованы для исследований слабых объектов с малой поверхностной яркостью. Р.р. водорода позволяют определить осн. физ. параметры зон HII. интенсивности радиолиний и непрерывного излучения этих областей имеют различную зависимость от темп-ры. Поэтому по измеренному отношению данных величин (что, кстати, всегда точнее абс. измерений) можно определить электронную температуру Te исследуемых областей. Оказалось, что большинства зон HII тепмературы К. Измерения штарковского уширения радиолиний (после того как была пересмотрена и уточнена теория этого явления) дают возможность определить второй осн. параметр зон HII - электронную концентрацию Ne. Измерения радиолиний, соответствующих переходам с миним. номерами, дают возможность определить неуширенный давлением газа профиль линии от данного объектаю По измеренной ширине этого профиля и известной Te могут быть определены скорости внутр. движения газа в зонах HII (см. Доплера эффект). Эти скорости заключены в пределах 8-14 км/с. Рис. 3. Рекомбинационные радиолинии водорода, гелия и углерода в спектре туманности Ориона (М42). По оси ординат отложено отношение яркостных температур линии и континуума (Tл/Tк). Под наименованием каждой линии приведена ее частота (в МГц). Р.р. водорода были зарегистрированы не только от ярких и компактныз зон HII, с чего были начаты эти исследования, но и от распределенного ионизов. водорода. Следует подчеркнуть, что с помщью Р.р. можно проводить исследования самых удаленных областей HII, в т.ч. находящихся за центром Галактики и полностью закрытых пылевой материей. Во многих случаях Р.р. дают фактически единственную возможность определить физ. условия и местонахождение областей HII. По доплеровскому сдвигу частоты Р.р. можно определить лучевую скорость источника излучения и в рамках принятой модели Галактики - расстояние до него. На основании полученных данных были построены карты крупномасштабного распределения ионизов. водорода в Галактике, аналогично тому, как это было сделано для нейтрального водорода по радиолинии 21 см (см. Галактика, Межзвездный газ). Р.р. водорода были обнаружены и у ряда внегалактич. объектов, в т.ч. таких удаленных, как M82 и NGC 253. Измерения Р.р. гелия позволяют определить содержание этого элемента в Галактике, что важно для понимания эволюции Вселенной (см. Космология). Лит.: Сороченко Р.Л., Излучение радиолиний возбужденного водорода, ВестникАН СССР, 1969, т. 39, N 4; Гордон М.А., Характеристики областей HII и диффузного теплового фона в радиодиапазоне, в кн.: Галактическая и внегалактическая радиоастрономия, пер. с англ., М., 1976. (Р.Л. Сороченко)