СПЕКТРАЛЬНЫЕ ЛИНИИ

Спектральные линии - узкие (ширина много меньше длины волны) участки в спектрах, на к-рых интенсивность излучения усилина (линии излучения, или эмиссионные линии) либо ослаблена (линии поглощения, или абсорбционные линии) по сравнению с непрерывным спектром. Чаще всего С.л. возникают при переходах с одного на другой уровень энергии атомов, ионов, молекул и атомных ядер (см. Линейчатое излучение). Возникновение С.л. может быть обусловлено циклотронным механизмом (см. Циклотронное излучение), а также плазменными процессами. Рис. 1. Спектральная линия поглощения на графике зависимости интенсивности излучения от частоты . - экстраполированная интенсивность непрерывногоспектра. С.л. космич. объектов наблюдаются во всех спектральных диапазонах. В радиодиапазон попадают различные радиолинии молекул (см. Молекулы в межзвездной среде), рекомбинационные радиолинии атомов, а также атомарные радиолинии, связанные со сверхтонким расщеплением уровней энергии (напр., Радиолиния водорода 21 см). В ИК-диапазоне преобладают С.л., связанные с вращательными и колебательными переходами молекул, в видимом и УФ- диапазонах доминируют С.л. атомов и атомарных ионов, в звездах поздних спектральных классов - молекулярные линии. В рентг. диапазоне обнаружены линии излучения высокозарядных ионов (наиболее сильны линии ионов железа FeXXV и FeXXVI вблизи энергии 7 кэВ), а также циколтронные С.л. от нейтронных звезд. В гамма-диапазон попадают линия 511 кэВ, возникающая при аннигиляции позитрона и электрона (напр., в ядре Галактики), и С.л. атомных ядер. Усиление (ослабление) излучения в С.л. по сравнению с непрерывным спектром в астрономии характеризуют величиной остаточной интенсивности - отношением интенсивности на частоте внутри линии к экстраполированной интенсивности на этой частоте в непрерывном спектре (рис. 1): . Рис. 2. Профиль спектральной линии. Площадь прямоугольника ABCD равна заштрихованной площади. MN - полуширина линии. Ф-ция, характеризующая зависимость остаточной интенсивности от частоты, наз. профилем С.л. (рис. 2). Полный поток излучения (или поглощенный поток) в единичном телесном угле во всех частотах внутри линии наз. полной интенсивностью С.л. и выражается площадью заштрихованной фигуры, изображенной на рис. 1. Величина, показывающая, какому участку непрерывного спектра в окрестности С.л. эквивалентна полная интенсивность С.л., наз. эквивалентной шириной С.л. (она равна ширине прямоугольника ABCD на рис. 2). Расстояние между теми точками профиля С.л., в к-рых интенсивность равна половине от максимальной, наз. полушириной С.л. Наблюдаемый профиль С.л. обусловлен, во-первых, конечной разрешающей способностью спектрального прибора (т.н. инструментальным профилем). Изображение предельно узкой С.л. в реальном спектральном приборе получается несколько размытым, в частности из-за дифракции света в оптич. системе прибора. Во-вторых, имеет место естественная уширение С.л., вызванное воздействием различных физ. факторв на излучающую систему. Естественное уширение С.л. вызвано прежде всего радиац. затуханием - потерей атомов энергии на излучение. Затухающее колебание не явл. монохроматическим, а содержит целый набор (спектр) частот . С.л., уширенная вследствие радиац. затухания, имеет острый максимум и пологие крылья (рис. 3, а). В подавляющем большинстве случаев ширины С.л. во много раз превосходят радиац. ширины, а профили С.л. оказываются значительно более сложными, чем радиационные. Причины этого - Доплера эффект и т.н. эффекты давления (взаимодействие излучающего атома с окружающими его частицами). При максвелловском распределении атомов по скоростям (см. Максвелла распределение) доплеровское уширение приводит к специфич. колоколообразной форме профиля при почти полном отсутствии крыльев (рис. 3, б). Доплеровские ширины С.л. при темп-рах порядка неск. тысяч К составляют 10-1-10-2 (в видимом диапазоне) и особенно велики для H и He. Уширение из-за взаимодействия с окружающими частицами обусловлено смещением уровней энергии атома под действием межатомных электрич. полей (т.н. Штарка эффект) и прямыми столкновениями атома с нейтральными частицами или электронами, приводящими к сокращению времени жизни атома в данном состоянии (т.н. затухание вследствие столкновений). Профиль линии в данном случае имеет пологие крылья и может оказаться смещенным. Уширение С.л. из-за взаимодействия с окружающими частицами возрастает с ростом концентрации возмущающих частиц. Возможно также уширение и ращепление С.л. под действием магн. поля, возмущающего излучающий атом (см. Зеемана эффект). Рис. 3. Профили спектральных линий: а - уширенной вследствие радиационного затухания, б - вследствие эффекта Доплера ( - интервал изменения длины волны в единицах 10-3 ). Наличие линий поглощения в спектре звезды означает, что звездное вещество на частоте линии поглощает значительно сильнее, чем на частотах соседних участков спектра. Пожтому на частоте С.л. к наблюдателю приходит излучение от более высоких и разреженных частей звездных атмосфер. В этих условиях нет равновесия излучения с веществом: распределение атомов по энергетич. уровням и, следовательно, их излучение уже не определяется кинетич. темп-рой газа. В результате излучение, связанное с переходами атомов с одного уровня энергии на другой, ослабляется, появляется С.л. поглощения. Если темп-ра внеш. слоев звезды значительно выше, чем темп-ра фотосферы (как в солнечной хромосфере), то могут появиться яркие С.л. ищлучения. Такие же линии могут существовать в спектре горячей звезды, если вокруг нее имеется протяженная оболочка, поглощающая непрерывное УФ-излучение звезды и перерабатывающая его в излучение С.л. Если давление излучающего вещества мало и его турбулентные движения незначительны, С.л. имеют малую ширину и колоколообразную форму, т.е. обусловлены в основном эффектом Доплера, связанным с тепловым движением излучающих частиц. Такие узкие С.л. наблюдаются, напр., в спектрах звезд-сверхгигантов (рис. 4). При малых плотностях вещества, но очень большом различии (дисперсии) скоростей макроскопических движений контрур С.л. также имеет форму, близкую к колоколообразной, но сравнительно большой ширины. Такая картина наблюдается, напр., в протяженных атмосферах Вольфа-Райе звезд, где дисперсия скоростей макроскопич. движений достигает тысяч км/с, а соответствующие ширины С.л. - сотен ангстрем (рис. 5). При больших плотностяхвещства начинают сказываться эффекты давления, приводящие к появлению у С.л. развитых крыльев. Такие размытые С.л. наблюдаются в спектрах звезд-карликов (рис. 6). Т.о., исследование С.л. позволяет изучать физ. условия в атмосферах звезд различных спектральных классов, а также определять (см. светимости классы) звезд. Рис. 4. Регистрограмма спектра звезды-сверхгиганта Лебедя. H7, H8 и т.д. - линии водорода серии Бальмера, цифры под ними - соответствующие длины волнв Рис. 5. Профиль эмиссионной линии в спектре звезды HD 191765 типа Вольфа-Райе. Интенсивность дана в условных единицах. Рис. 6. Регистрограмма спектра звезды-карлика Льва. Для исследования профилей С.л. в УФ-, видимом и ИК-диапазонах в астрофизике используются в основном спектрографы и спектрометры, в к-рых диспергирующим элементом явл. дифракц. решетка, позволяющая концентрировать излучение в определенном порядке спектра (см. Спектральные приборы). Регистрация спектра может проводится либо фотографически с последующей обработкой фотграфии на микрометре, либо фотоэлектрически. В последнем случае производится непосредственная запись распределения интенсивности в спектре на диаграммной ленте. При исследовании профилей узких С.л. (менее 1 ) особое значение приобретает учет разрешающей способности спектрального прибора (инструментального профиля). При изучении спектров слабых объектов эффективно используются электронные усилители изображения - т.н. электронно-оптич. преобразователи. Разрешающая способность совр. спектральных приборов достигает . Используя теорию уширения С.л. и теорию переноса излучения в звездных атмосферах, можно получить зависимость между эквивалентной шириной С.л. и величиной, пропорциональной концентрации атомов в соответствующем энергетич. состоянии (т.н. кривую роста). Сравнение теоретич. кривых роста с кривыми, полученными из наблююдений, позволяет определять относительный хим. состав и турбулентные скорости в звездных атмосферах. Т.о. установлено, что наиболее обильный элемент, содержащийся в звездном веществе, - водород (составляет ок. 70% от массы всех элементов), следующий по распространенности элемент - гелий, затем идет углерод. Исследование С.л. дает наиболее детальную информацию о физ. условиях на небесных телах, для к-рых удается получить достаточно подробные спектры. Лит.: Мустель Э.Р., Звездные атмосферы, М., 1960; Звездные атмосферы, пер. с англ., М., 1963; Теория звездных спектров, [под ред. В.В. Соболева], М., 1966; Мартынов Д.Я., Курс общей астрофизики, 3 изд., М., 1979; Соболев В.В., Курс теоретической астрофизики, 2 изд., М., 1975. (А.М. Черепащук)