к библиотеке   к оглавлению   FAQ по эфирной физике   ТОЭЭ   ТЭЦ   ТПОИ   ТИ  

РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА

Глоссарий по физике

А   Б   В   Г   Д   Е   Ж   З   И   К   Л   М   Н   О   П   Р   С   Т   У   Ф   Х   Ц   Ч   Ш   Э   Ю   Я  

Рекомбинационные радиолинии

Рекомбинационные радиолинии - спектральные линии радиодиапазона, образующиеся при ра-диац. переходах между высоковозбуждёнными состояниями (ридберговскими состояниями)атомов и ионов. Р. р. формируются в разреженной (концентрация электронов ~103 см-3) низкотемпературной (электронная температура4036-75.jpg1 эВ) плазме туманностей и межзвёздной среды. В указанных физ. условиях наиб. эфф. механизм заселения высоковозбуждённых атомных уровней - рекомбинации (отсюда назв.). Р. р. регистрируются методами радиоастрономии.

Для обозначения Р. р. указываются символ хим. элемента, главное квантовое число ниж. состояния n и греч. буква (a, b, g и т. д.), соответствующая разности главных квантовых чисел верх. и ниж. состояний (Dn = 1, 2, 3 и т. д.). Так, напр.. C747b - линия, образованная при переходе с n = 747 на n = 749 в атоме углерода.

Возможность наблюдения Р. р. в спектрах диффузных туманностей (зон НII) предсказал Н. С. Кардашёв (1959). Р. р. открыты в 1964 в спектре туманности Омега (линии H90a, l = 3,4 см и H104a,l = 5,2 см) независимо двумя группами сов. радиоастрономов. До 1980 Р. р. наблюдались только в излучении (эмиссионные линии), а с 1980 - и в поглощении в направлении радиоисточника Кассиопея А. Линии поглощения
образуются в холодных (Т = 20-100 К) областях СИ с концентрацией электронов 0,1-1 см-3. Ширины Р. р. с n > 100 оказались в резком противоречии с теорией штарковского уширения спектральных линий в плазме, что дало толчок к пересмотру теории. Лишь в результате почти 20-летних усилий по улучшению теории и совершенствованию методов наблюдения удалось достичь согласия между теоретич. и наблюдаемыми ширинами Р. р. высших порядков.

Условия, при к-рых могут наблюдаться Р. р., довольно жёсткие: с одной стороны, концентрация частиц в среде должна быть достаточно малой, иначе эффекты уширения спектральных линий давлением размоют линии и сделают их ненаблюдаемыми, с др. стороны - число высоковозбуждённых атомов на луче зрения должно быть достаточно велико. Такие условия выполняются только в очень протяжённых и разреженных космич. объектах (туманностях и межзвёздной среде). Зарегистрированы Р. р. Н, Не, С, S и, возможно, нек-рых др. элементов в диапазоне длин волн от неск. миллиметров до 20 м с главными квантовыми числами от 30 до 747. Соответствующие им атомы достигают макроскопич. размеров (до 0,1 мм). Структура высоковозбуждённых состояний атомов во-дородоподобна. Частоты Р. р. вычисляются по ф-ле Ридберга. Вследствие изотопического сдвига Р. р. H и Не наблюдаются раздельно. Линии обильного в межзвёздной среде углерода и более тяжёлых элементов сливаются в одну бленду (полосу). С ростом n и Dn интенсивность Р. р. резко падает. Наблюдались Р. р. вплоть до Dn = 6.

В разреж. плазме туманностей и межзвёздной среде населённость атомных уровней отклоняется от термодинамически равновесной. В радиодиапазоне4037-1.jpg поэтому даже слабое отклонение населённостей уровней от термодинамически равновесной может приводить к заметному мазерному эффекту в Р. р.

Р. р.- важный диагностич. инструмент совр. астрофизики. Радиоизлучение не поглощается пылевым компонентом межзвёздной среды, поэтому в радиодиапазоне Галактика в осн. прозрачна. Это позволяет наблюдать в Р. р. очень удалённые объекты, к-рые из-за межзвёздного поглощения не наблюдаются в оптич. диапазоне. Р. р. позволяют также исследовать динамику ионизов. водорода в Галактике, температуру, содержание гелия и др. характеристики зон НII. Р. р. также обнаружены в спектрах др. галактик.

Литература по рекомбинационным радиолиниям

  1. Каплан С. А., Пикельнер С. В., Физика межзвездной среды, М., 1979;
  2. Radio recombination lines, ed. by P. A. Shaver, Dordrecht, 1980;
  3. Герцберг Г., Электронные спектры и строение многоатомных молекул, пер. с англ., М., 1969;
  4. Ридберговские состояния атомов и молекул, под ред. Р. Стеббингса, Ф. Данвинга, пер. с англ., М., 1985. М.

С. А. Гуляев

к библиотеке   к оглавлению   FAQ по эфирной физике   ТОЭЭ   ТЭЦ   ТПОИ   ТИ  

Знаете ли Вы, как разрешается парадокс Ольберса?
(Фотометрический парадокс, парадокс Ольберса - это один из парадоксов космологии, заключающийся в том, что во Вселенной, равномерно заполненной звёздами, яркость неба (в том числе ночного) должна быть примерно равна яркости солнечного диска. Это должно иметь место потому, что по любому направлению неба луч зрения рано или поздно упрется в поверхность звезды.
Иными словами парадос Ольберса заключается в том, что если Вселенная бесконечна, то черного неба мы не увидим, так как излучение дальних звезд будет суммироваться с излучением ближних, и небо должно иметь среднюю температуру фотосфер звезд. При поглощении света межзвездным веществом, оно будет разогреваться до температуры звездных фотосфер и излучать также ярко, как звезды. Однако в дело вступает явление "усталости света", открытое Эдвином Хабблом, который показал, что чем дальше от нас расположена галактика, тем больше становится красным свет ее излучения, то есть фотоны как бы "устают", отдают свою энергию межзвездной среде. На очень больших расстояниях галактики видны только в радиодиапазоне, так как их свет вовсе потерял энергию идя через бескрайние просторы Вселенной. Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.

Bourabai Research Institution home page

Bourabai Research - Технологии XXI века Bourabai Research Institution