<<
>>

ШИРИНА СПЕКТРАЛЬНЫХ ЛИНИЙ

Существует несколько причин, почему спектральные линии выглядят широкими. Прежде всего резкость линии лимитируется тем, что щель спектрографа не бесконечно узкая, а имеет

б,

Рис.

37. Естественная ширина спектральной линии (линия железа у X—4383А). Интенсивность излучаемой радиации нанесена иа график в функции расстояния, выра- жеГогов длинахХи? от центра линии. Кривая показывает форму, которую могла бы иметь эмиссионная линия, если бы мы могли наблюдать излучение атома при темпера- туре О К —условие, к которому экспериментально можно приблизиться, охлаждая разрядную трубк/ жидким гелием. УТак как способность к излучению пР™«°“алпь^ иости поглощать, то кривая также показывает, как меняется спосоЗьощь к поглощению в различных частях спектральной линии.

вполне определенную ширину. Этот «инструментальный эффект» можно до известной степени преодолеть при исследованиях солнечного спектра, дополнив дифракционный спектрограф специальными приспособлениями, которые позволяют получать спектры очень большого масштаба. Далее было обнаружено, что линии в спектре Солнца или в спектре любого раскаленного источника имеют конечную измеримую собственную ширину. И даже если бы мы смогли наблюдать излучение отдельного атома через бесконечно узкую щель спектрографа, все равно было бы видно, что линия имеет конечную ширину. Иными словами, атом излучает энергию не только на какой-то одной-един- ственной длине волны, но может также излучать (или поглощать) энергию в соседних длинах волн. Принято говорить, что линия обладает естественной шириной, как это показано на рис. 37, на котором интенсивность нанесена как функция расстояния (в длинах волн) от центра линии. Отметим, что большая часть излучения приходится на длины волн, близкие к центру линии.

Мы можем, если угодно, рассматривать атом как крохотную радиостанцию, а спектрограф — как радиоприемник. Обычно станция ведет свои передачи на определенной длине волны, но вследствие естественных ограничений передающей аппаратуры длина волны ее сигнала не идеально резкая.^ На шкале длин волн есть место, где прием — самый громкий, но программу можно также принимать, хотя звук будет и менее отчетливым, на соседних длинах волн, примыкающих с обеих сторон к выбранной длине волны.

Рис. 38. Беспорядочные движения излучающих атомов.

Таи как атомы а и д движутся ог наблюдателя, длина волны их излучения сдвинута к красному концу спектра, а длины волн от атомов в я г сдвинуты к фиолетовому концу: длина волны излучения атома 6 не изменяется, поскольку он не движется ин к наблюдателю, нн от него.

Другим важным фактором, расширяющим линии, является эффект Доплера. Как мы уже говорили в главе 2, длина волны, излучаемая или поглощаемая источником света, который находится в движении по лучу зрения, смещается из нормального положения на величину, пропорциональную скорости приближения или удаления источника. Спектральные линии приближающейся звезды сдвинуты в фиолетовую сторону, а линии удаляющейся звезды — к красному концу спектра. Отдельные атомы в атмосфере звезды не находятся в состоянии покоя, а носятся с различными скоростями (рис. 38). Некоторые атомы в то мгновение, когда они излучают, приближаются к наблюдателю, другие — удаляются от него. Излучение, испускаемое приближающимися атомами, будет иметь более высокую частоту, чем если бы атомы не двигались, а излучение удаляющихся атомов соответственно более низкую частоту. Что же касается направлений скорости, они совершенно случайны, а так как наблюдаемая спектральная линия есть сумма вкладов от очень большого числа отдельных излучающих атомов, то спектральная линия будет выглядеть расширенной (рис.

39). Степень размытия линий зависит от скоростей этих частиц; так, атомы водорода в среднем движутся быстрее других атомов, и линии водорода расширены сильнее линий более тяжелых элементов. По той же причине при более высоких температурах размытость линии увеличивается: атомы движутся быстрее, и поэтому доплеровские смещения оказываются больше. Даже при лабораторных температурах физики иногда считают необходимым охлаждать свои электрические разрядные трубки жидким воздухом для того, чтобы сузить и тем самым «разделить» спектральные линии, которые очень близки друг к другу.

Спектральные линии, излучаемые атомами, расширяются также под действием электрического и магнитного полей. Mbj


Рис. 39. Ширина спектральной линии для чисто доплеровского расширения^ (линия железа 4383 А).              .

Это профиль, который наблюдался бы, если бы анализировалось излучение атомов, излучающих при температуре 5700 К (температура солнечной атмосферы). Буквами а и о указаны длины волн, излучаемые атомами, соответствующими атомам .на рис. зв. сравните этот профиль линии с профилем, показанным на рис. 37.              - ' уже говорили, что, когда атом совершает переход с Одного энергетического уровня на другой, обычно излучается одна-един- ственная спектральная линия. Однако, если атом находится поблизости от электрически заряженного предмета, или же. в магнитном поле, он под влиянием этого электрического или магнитного поля, как говорят, возмущается. Энергия каждого энергетического уровня может тогда измениться на некоторую небольшую величину, зависящую от интенсивности возмущения. В этом случае мы говорим, что каждый энергетический уровень расщепляется на ряд подуровней. При этом каждая линия рас-, щепляется на ряд компонент, а степень их расщепленности зависит от интенсивности поля. Расщепление спектральных линий: в электрическом поле называется эффектом Штарка (рис.

40), а в магнитном поле — эффектом Зеемана (рис. 41). Расстояние между компонентами зависит от силы поля. Кроме того, компоненты поляризованы. Например, в случае эффекта Зеемана, если компоненты видны под прямым углом к магнитному полю, то они, как говорят, плоско-поляризованы: поляризация внутренних компонент параллельна магнитному полю, а внешних — перпендикулярна ему. При наблюдении излучения в направлении магнитного поля центральные компоненты исчезают, а внешние компоненты оказываются поляризованными по кругу. Важным свойством эффекта Зеемана является то, что поляризация (которую можно измерить подходящим светоанализирующим устройством) рассказывает о направлении магнитного поля, а величина расщепления — о силе поля.

Солнечным пятнам, которые похожи на гигантские циклоны в солнечной атмосфере, всегда _со_путстлуюд:. мощные-магнитные

Рис. 40. Эффект Штарка для гелия.

нент поляр,,зои1:шРанп1;ерхгеГ\ттаТ,°ЛЬКО разле:,е11ь| на компоненты но свет этих

ВерхСННй4!’нЭ»^КТ Зеемана ДЛЯ линий хрома 4613 и 4626 А.

как показано на даухК1реднихУ?пектраГУратеп"0™' В магннтном п°ле 31 700 Гс пинии оннХп‘!пяНЗ НИХ компонеи™ поляризованы' перп^д^к^ляф^п 1^gt;мпоненты поляризованы; на ГзавнснмпттпЬНЫ П°ЛЮ- обРатите внимание на то "т0 2т линии к^Н°Му П0ЛЮ- на "«жнем завнснмостп от характера участвующих энергетических уровней Картина меняется


Поля от нескольких сот до 3000 Гс. (Для сравнения вспомним, что поле Земли составляет менее 1 Гс.) Поэтому эффект Зее- '*Мана — замечательное явление в спектре солнечных пятен. Этот эффект особенно заметен для линий металлов. Гаролд Бэбкок Обнаружил эффект Зеемана в спектрах ряда звезд.

Некоторые звезды, особенно спектральные переменные класса А, демонстрируют сильные магнитные поля порядка нескольких тысяч гаусс. Более того, интенсивность поля меняется с тем же периодом, с которым происходят изменения блеска в спектре звезды. Одна звезда, HD 215 441, имеет поле порядка 30 000 Гс — пока это самое сильное из известных нам в природе.

Штарк-эффект наиболее заметен для линий водорода и гелия. Всякий раз, когда перепрыгивающий электрон оказывается на дальней орбите и поэтому менее прочно удерживается в атоме притяжением ядра, ему легче изменить свое положение под действием проходящего мимо заряда, подобно тому как внешние спутники Юпитера сильнее возмущаются притяжением Солнца, чем внутренние (Галилеевы) спутники. Таким образом, более высокие члены бальмеровской серии Н6 (4101 А), Не (3970 А),

(3889 A), Нц(3835А), Н0 (3797 А) ... сильнее подвержены штарковскому расширению, чем такие более ранние члены, как На (6563 А) или Нр (4861 А).

Штарк-эффект, наблюдаемый для линий водорода и гелия в звездных спектрах, отличается о г эффекта, создаваемого в лаборатории, одной очень важной особенностью. Лабораторные электрические поля постоянны в большом объеме пространства, который в миллиарды раз больше объема, занимаемого отдельным атомом. В звездной же атмосфере каждый атом подвержен воздействию отдельного поля, создаваемого носящимися поблизости от него электронами и ионами. При более высоких температурах пространство вокруг каждого атома заполнено быстро движущимися положительно заряженными ионами и отрицательно заряженными электронами, скорости и положения которых совершенно случайны. Каждая заряженная частица порождает около излучающего атома поле различной напряженности. В какой-то момент отдельные поля около излучающего атома, обусловленные ионами и электронами, могут взаимно почти уничтожаться, а в какой-то следующий момент заряженная частица может сильно приблизиться к этому атому и соответственно заметно усилить поле. Следовательно, в звездах наблюдается не простое штарковское расщепление линий, наблюдаемое в лабораториях (рис.

40), поскольку поля, действующие на излучаемые атомы, в звездах не однородны, а являются по своему характеру быстро флуктуирующими и к тому же меняются от атома к атому. Поэтому излучение различных атомов одного и того же химического элемента окажется в суммарном эффекте не совпадающим, а перекрывающим одно другое, в ре зультате чего получится широкая размытая спектральная линия.

Рис. 42, полученный Петри, показывает, насколько вид водо- родных линий зависит от силы тяготения на поверхности звезды. У очень больших звезд-сверхгигантов сила тяготения на поверхности невелика, атмосферы сравнительно разреженные и линии водорода соответственно довольно узкие и слабые. У карликовых звезд, которые не слишком отличаются по размерам и массам от Солнца, линии водорода относительно широкие и размытые. Причину такого поведения линий понять нетрудно. В относительно плотных атмосферах карликов излучающие атомы и возмущающие их заряды находятся поблизости друг от друга, соответственно мгновенные электрические поля больше, и линии оказываются расширенными. В разреженных атмосферах сверхгигантов плотность обычно так низка, что штарковское расширение оказывается незначительным. Поэтому, хотя линии водорода и гелия широки и размыты у горячих карликовых звезд, у сверхгигантов они и относительно редкие, и узкие.

По наблюдаемым формам, или профилям, водородных и гелиевых линий в спектрах звезд можно получить информацию о температурах и плотностях той среды, в которой формируются эти линии. Но, чтобы подойти к решению этой задачи, необходимо имитировать (в лабораторных условиях) температуры и плотности, получаемые в звездных атмосферах. К счастью, можно изучать расширение этих линий при контролируемых условиях. Кроме того, уже ранее были достигнуты значительные успехи в теории расширения линий Н и Не. У гелия эти эффекты особенно сложны, так как одни его линии гораздо чувствительнее к электрическим полям, чем другие. Для линий гелия и более тяжелых элементов наблюдается небольшой второго порядка, или «квадратичный», эффект Штарка.

В одном методе, разработанном для изучения штарковского расширения в лаборатории профессора Лохте-Хольтгревена (Киль, ФРГ), дуга зажигается вдоль оси полой трубки, внутри которой протекает находящаяся в быстром вихревом вращении струя воды. Вблизи оси трубки вода испаряется, разлагается на составные компоненты, возбуждается и ионизуется. При этом наблюдаются спектральные линии водорода и кислорода в нескольких стадиях ионизации. Измерения этих линий, интерпретируемые с использованием теории ионизации, позволяют вычислить температуру и плотность в дуге. Однако подобная вра« щающаяся дуга неустойчива; поэтому в большинстве случаев

Рис. 42. Линии водорода у звезд с большим и малым тяготением на поверхности.

У звезды очень высокой светимости HD 223 385, которая в 25 000 раз ярче Солнца, сила тяжести на поверхности н атмосферная плотность очень низки. Поэтому возмущающий эффект заряженных частиц на излучающий водородный атом мал, а линия предельно узка У А-звезды 0 Возничего, которая примерно в 150 раз ярче Солнца, плотность выше и эффекты расширения, создаваемые заряженными частицами, имеют Солее важное значение. У звезды Кастор (а* Близнецов), которая в 30 раз ярче Солнца, плотность атмосферы настолько велика, что линия значительно расширена.

в современной практике применяется дуга, стабилизированная другими методами.

Другая методика включает светящуюся ударную трубку. В длинной железной трубке такие газы, как водород и гелий, находящиеся в условиях высокого давления, отделяются тонкой мембраной от смеси из «благородного» газа аргона и водорода, находящихся при низком давлении. Если мембрану проколоть, то возникает ударная волна, движущаяся со скоростью, в несколько раз превышающей скорость звука; волна ударяется о дальний конец трубки и отражается обратно. Газ, находящийся непосредственно позади отраженной ударной волны, нагревается до свечения, и его спектр можно наблюдать. А его давление и температуру можно точно вычислить, зная давление, температуру и состав газовой смеси, взятой для эксперимента и проверенной независимыми измерениями. Таким способом можно точно установить форму эмиссионных линий водорода при различных условиях температуры и плотности.

В относительно плотных звездных атмосферах, как, например, в случае Солнца, излучающие атомы могут подвергаться столкновениям с пролетающими мимо атомами — большей частью атОмами Н. При этом частота испускаемой радиации будет изменяться. Так как подобные столкновения происходят случайным беспорядочным образом, то наблюдаемая спектральная линия оказывается расширенной. Для Солнца это расширение столкновениями существеннее, чем естественное расширение. В любом данном спектре оно также более значительно для линий, соответствующих электронным перескокам между большими орбитами.

В начале 30-х годов Струве и Элви обнаружили, что спектральные линии многих гигантских и сверхгигантских звезд расширены эффектом Доплера, причем расширение это указывало на движение излучающих газов со скоростями 55—65 км/с. Такие скорости нельзя отнести за счет температуры газа, так как температура этих звезд составляет всего 5000—10 000°, а температура, необходимая для образования такой формы линий, должна бь^ть порядка миллиона градусов. Тогда Струве и Элви высказали предположение, что атмосферы этих звезд не обычные спокойные оболочки, а объекты с бурными крупномасштабными хаотическими движениями, которые эти ученые характеризовали как турбулентность. Независимые доказательства существования крупномасштабных движений излучающих газовых масс дают сверхгигантские компоненты таких затменных двойных, как 31 Лебедя. Умеренная турбулентность (характеризующаяся скоростями, не превышающими несколько км/с), по-видимому, присуща солнечной атмосфере, но сильнее всего это явление развито у некоторых сверхгигантов.

Итак, если исключить несовершенство инструментов, то ЛИНИИ в звездных спектрах оказываются расширенными под воздействием причин двух классов.

Причины, свойственные самой природе спектральных линий

а.              Естественная ширина, которая обусловлена тем, что атом, Подобно радиостанции, не может излучать на одной точно опре-

( деленной частоте, поскольку сами энергетические уровни имеют некоторую ширину.

б.              Эффект Доплера, обусловленный случайными беспорядочными движениями атомов любого нагретого пара (см. также пп. ж, з и и).

в.              Эффект Зеемана, который представляет собой расщепление спектральных линий магнитным полем, как это происходит в солнечных пятнах.

г.              Эффект Штарка, который представляет собой расщепление спектральных линий электрическим полем; в звездных атмо- сферах линии расщепляются из-за того, что поля, воздействую- 1 щие на любой излучающий атом, существуют очень непродол- , жительное время и имеют случайные направления.

' д. Расширения столкновениями, возникающие вследствие того, что излучающие атомы в результате столкновений с нейт- 1 ральными атомами могут изменять частоты своего излучения.

е.              Сверхтонкая структура: у некоторых линий химических элементов как следствие магнитного взаимодействия между осе- ( вым вращением ядер и полным моментом количества движения 1 (угловой момент) электрона наблюдается расщепление на ряд ! очень близких компонент; явление это аналогично взаимодей- |; ствию магнитного поля вращающегося электрона с полем, порождаемым его орбитальным движением (см. гл. 2), за исключением того, что оно происходит в тысячи раз меньшем масштабе. Внешние причины              ^

1              ж. Турбулентность или, иначе говоря, крупномасштабные

I происходящие в вертикальном направлении движения боль-

* ших масс излучающих или поглощающих газов в атмосфере звезды.

з.              Вращение самой звезды, которое расширяет все спектраль- l ные линии; у звезд классов А и В наблюдались скорости вра- gt; щения до 200—300 км/с, а звезды-карлики классов G и К, по- 1 добно Солнцу, явно вращаются медленно.

и. Расширение самой атмосферы звезды; некоторые звезды, такие, как типа Р Лебедя, некоторые «эмиссионные объекты класса В» и «взрывающиеся звезды», или новые, обладают расширяющимися атмосферами или оболочками, которые и обусловливают линии расширенные, нессимметричные.

Прежде чем мы обратимся к интерпретации спектральных линий в звездных атмосферах, следует подчеркнуть, что интенсивность темной линии скорее не абсолютная, а относительная величина. Спектральная линия выглядит темной по контрасту — просто интенсивность в данной точке спектра меньше интенсивности в соседней с ней длине волны. Поэтому интенсивность линии всегда измеряют по отношению к интенсивности окаймляющего его непрерывного спектра, а следовательно, и интерпретация интенсивностей темных линий должна базироваться на априорном понимании процесса, благодаря которому образуется непрерывный спектр. 

<< | >>
Источник: А. Аллер. АТОМЫ, ЗВЕЗДЫ И ТУМАННОСТИ. 1976

Еще по теме ШИРИНА СПЕКТРАЛЬНЫХ ЛИНИЙ:

  1. 1.3. Влияние электронодонорных свойств лигандов на температурноеуширение полос в спектрах люминесценции и температурное тушение люминесценции в кристаллических Р - дикетонатах европия
  2. 3.1. Фотолиз Р-дикетонатов европия в органических растворах. Влияние природы лиганда, иона-комплексообразователя и кислорода на эффективность фотодеструкции комплексов
  3. 5.3. Обратимые температурные изменения спектров ЭПР и РФЭС анион-радикального комплекса [Tb(N03)2(Acac)(Phen)2]-H20
  4. НОСИТЕЛИ СЪЕМОЧНОЙ АППАРАТУРЫ
  5. МАТЕРИАЛЫ КОСМИЧЕСКОЙ ФОТОСЪЕМКИ И СРЕДСТВА ИХ ОБРАБОТКИ
  6. Спутниковая альтиметрия П
  7. Как возникли планеты и много ли их?
  8. 4. Двойные радиопульсары
  9. ШИРИНА СПЕКТРАЛЬНЫХ ЛИНИЙ
  10. КРИВАЯ РОСТА
  11. НЕКОТОРЫЕ ПОЛУЧЕННЫЕ ИЗ НАБЛЮДЕНИЙ ДОКАЗАТЕЛЬСТВА ЭВОЛЮЦИИ ЗВЕЗД
  12. ЗВЕЗДЫ ТИПА р БОЛЬШОГО ПСА
  13. ПРИЛОЖЕНИЕ IV. ЗВЕЗДНЫЕ ВЕЛИЧИНЫ И ЦВЕТА ЗВЕЗД
  14. ПРИЛОЖЕНИЕ VI. ФОРМУЛЫ ИОНИЗАЦИИ И ВОЗБУЖДЕНИЯ
  15. ПРЕДВАРИТЕЛЬНЫЕ ОПЕРАЦИИРЕЦИКЛИНГА ПЛАСТМАСС
  16. 4.2.2. Гарвардская спектральная классификация звезд