спектральні лінії
- вузькі (ширина багато менше довжини хвилі) ділянки в спектрах, на яких брало інтенсивність випромінювання усиліниє (лінії випромінювання, або емісійні лінії) або ослаблена (лінії поглинання, або абсорбційні лінії) в порівнянні з безперервним спектром. Найчастіше С.л. виникають при переходах з одного на інший рівень енергії атомів, іонів, молекул і атомних ядер (див. лінійчатим випромінювання). Виникнення С.л. може бути обумовлено циклотронним механізмом (див. Циклотронне випромінювання), а також плазмовими процесами.
Мал. 1. Спектральна лінія поглинання на графіку
залежності інтенсивності випромінювання від частоти.
- екстрапольована інтенсивність безперервного
спектра.
С.л. космич. об'єктів спостерігаються у всіх спектральних діапазонах. У радіодіапазон потрапляють різні радіолінії молекул (див. Молекули в міжзоряному середовищі), рекомбінаційні радіолінії атомів, а також атомарні радіолінії, пов'язані з надтонким розщепленням рівнів енергії (напр. Радіолінії водню 21 см). В ІК-діапазоні переважають С.л. пов'язані з обертовими і коливальними переходами молекул, в видимому і УФ діапазонах домінують С.л. атомів і атомарних іонів, в зірках пізніх спектральних класів - молекулярні лінії. У рентген. діапазоні виявлені лінії випромінювання високозарядних іонів (найбільш сильні лінії іонів заліза FeXXV і FeXXVI поблизу енергії 7 кеВ), а також ціколтронние С.л. від нейтронних зірок. У гамма-діапазон потрапляють лінія 511 кеВ, що виникає при анігіляції позитрона і електрона (напр. В ядрі Галактики), і С.л. атомних ядер.
Посилення (ослаблення) випромінювання в С.л. в порівнянні з безперервним спектром в астрономії характеризують величиною залишкової інтенсивності - відношенням інтенсивності на частоті всередині лінії до екстраполювати інтенсивності на цій частоті в безперервному спектрі (рис. 1):
.
Мал. 2. Профіль спектральної лінії.
Площа прямокутника ABCD дорівнює
заштрихованої площі. MN - полушіріна
лінії.
Ф-ція, яка характеризує залежність залишкової інтенсивності від частоти, наз. профілем С.л. (Рис. 2). Повний потік випромінювання (або поглинений потік) в одиничному тілесному куті в усіх частотах усередині лінії зв. повної інтенсивністю С.л. і виражається площею заштрихованої фігури, зображеної на рис. 1. Величина, що показує, якій ділянці безперервного спектра в околиці С.л. еквівалентна повна інтенсивність С.л. наз. еквівалентної шириною С.л. (Вона дорівнює ширині прямокутника ABCD на рис. 2). Відстань між тими точками профілю С.л. в яких брало інтенсивність дорівнює половині від максимальної, наз. напівшириною С.л.
Спостережуваний профіль С.л. обумовлений, по-перше, кінцевою роздільною здатністю спектрального приладу (т.зв. інструментальним профілем). Зображення гранично вузькою С.л. в реальному спектральному приладі виходить дещо розмитим, зокрема через дифракції світла в оптичній. системі приладу. По-друге, має місце природна розширення С.л. викликане впливом різних фіз. факторв на випромінює систему. Природне розширення С.л. викликане перш за все радиац. загасанням - втратою атомів енергії на випромінювання. Загасаюче коливання явл. монохроматическим, а містить цілий набір (спектр) частот. С.л. розширена внаслідок радиац. загасання, має гострий максимум і пологі крила (рис. 3, а). У переважній більшості випадків ширини С.л. у багато разів перевершують радиац. ширини, а профілі С.л. виявляються значно складнішими, ніж радіаційні. Причини цього - Доплера ефект і т.зв. ефекти тиску (взаємодія випромінює атома з оточуючими його частинками). При максвелловскую розподілі атомів за швидкостями (див. Максвелла розподіл) доплеровское розширення призводить до специфічних. колоколообразной формі профілю при майже повній відсутності крил (рис. 3, б). Доплерівські ширини С.л. при температурах порядку неск. тисяч До складають 10 -1 -10 -2 (у видимому діапазоні) і особливо великі для H і He. Розширення через взаємодію з оточуючими частинками обумовлено зміщенням рівнів енергії атома під дією міжатомних електричні. полів (т.зв. Штарка ефект) і прямими зіткненнями атома з нейтральними частинками або електронами, що приводять до скорочення часу життя атома в даному стані (т.зв. загасання внаслідок зіткнень). Профіль лінії в даному випадку має пологі крила і може виявитися зміщеним. Розширення С.л. через взаємодію з оточуючими частинками зростає з ростом концентрації обурюють частинок. Можливо також розширення і ращепленіе С.л. під дією магнітного. поля, що обурює випромінює атом (див. Зеемана ефект).
Мал. 3. Профілі спектральних ліній: а - уширенной
внаслідок радіаційного загасання, б - внаслідок
ефекту Доплера (- інтервал
зміни довжини хвилі в одиницях 10 -3).
Наявність ліній поглинання в спектрі зірки означає, що зоряне речовина на частоті лінії поглинає значно сильніше, ніж на частотах сусідніх ділянок спектра. Пожтому на частоті С.л. до спостерігача приходить випромінювання від більш високих і розріджених частин зоряних атмосфер. У цих умовах немає рівноваги випромінювання з речовиною: розподіл атомів по енергетичних. рівнями і, отже, їх випромінювання вже не визначається кінетичної. температурою газу. В результаті випромінювання, пов'язане з переходами атомів з одного рівня енергії на інший, послаблюється, з'являється С.л. поглинання. Якщо темп-ра зовн. шарів зірки значно вище, ніж темп-ра фотосфери (як в сонячної хромосфере), то можуть з'явитися яскраві С.л. іщлученія. Такі ж лінії можуть існувати в спектрі гарячої зірки, якщо навколо неї є протяжна оболонка, що поглинає безперервне УФ-випромінювання зірки і переробна його в випромінювання С.л.
Якщо тиск випромінює речовини мало і його турбулентні руху незначні, С.л. мають малу ширину і колоколообразную форму, тобто обумовлені в основному ефектом Доплера, пов'язаних з тепловим рухом випромінюючих частинок. Такі вузькі С.л. спостерігаються, напр. в спектрах зірок-надгігантів (рис. 4). При малих щільності речовини, але дуже великому розходженні (дисперсії) швидкостей макроскопічних рухів контрур С.л. також має форму, близьку до колоколообразной, але порівняно великий ширини. Така картина спостерігається, напр. в протяжних атмосферах Вольфа-Райе зірок. де дисперсія швидкостей макроскопіч. рухів досягає тисяч км / с, а відповідні ширини С.л. - сотень ангстрем (рис. 5). При великих плотностяхвещства починають позначатися ефекти тиску, що призводять до появи у С.л. розвинених крил. Такі розмиті С.л. спостерігаються в спектрах зірок-карликів (рис. 6). Т.ч. дослідження С.л. дозволяє вивчати фіз. умови в атмосферах зірок різних спектральних класів, а також визначати (див. світності класи) зірок.
Мал. 4. регістрограмм спектра
зірки-надгіганта Лебедя. H7. H8 і т.д. -
лінії водню серії Бальмера, цифри
під ними - відповідні довжини хвиль
в