Неизвестен Автор - Курс общей астрономии

I = e r l.(7.36)

Принимая во внимание определяющее выражение (7.29), получаем, что излучение оптически тонкого слоя пропорционально его оптической толщине:

(7.37)

Если более близкие к наблюдателю слои газа заметно поглощают излучение удаленных областей, то эта пропорциональность нарушается и тогда говорят, что возникает самопоглощение. Для случая, когда отношение e /k одинаково для всего излучающего газа, оказывается, что выходящее излучение, с учетом самопоглощения, составляет

(7.38)

Заметим, что формула (7.37) является частным случаем формулы (7.38) при очень малых t . При очень больших оптических глубинах выражение (7.38) стремится к предельному значению e /k . Если вспомнить, что чем непрозрачнее газ, тем он ближе к состоянию термодинамического равновесия, когда справедлив закон Кирхгофа и отношение e /k равно функции Планка, то получится очень важное следствие: чем непрозрачнее газ в данной области спектра, тем ближе его излучение в соответствующей длине волны к значению, определяемому функцией Планка при некотором значении температуры. Как близко это значение к действительной температуре вещества, будет рассмотрено в § 108. Теперь рассмотрим, как должен меняться спектр туманности, если непрерывно увеличивать плотность ее вещества. У наиболее ярких из наблюдаемых туманностей линии излучения видны на фоне слабого непрерывного спектра, что говорит об усилившейся роли рекомбинаций. По мере дальнейшего роста оптической толщины интенсивность непрерывного спектра растет, в то время как яркость линий вследствие самопоглощения почти не меняется. Эмиссионные линии начинают все менее и менее резко выделяться на фоне непрерывного спектра. В конце концов они почти сливаются с континуумом и общий вид целой области спектра оказывается почти планковским. Вот почему излучение очень толстого слоя газов, а в еще большей степени жидких и твердых тел напоминает равновесное излучение абсолютно черного тела. Примером плотного и массивного газового образования служат звезды. Хотя их излучение напоминает планковское, в их спектрах наблюдается большое количество темных линий (спектр поглощения), существование которых из формулы Планка не следует. В спектральных линиях атомы поглощают излучение значительно сильнее, чем в непрерывном спектре. Поэтому в линиях поглощения видны самые внешние слои звезды. То, что эти линии выглядят темнее окружающего непрерывного спектра, говорит об уменьшении излучательной способности вещества наружных слоев. В астрофизике приходится иметь дело со всеми тремя рассмотренными типами спектров - линейчатым, непрерывным и поглощения (абсорбционным). Изучение непрерывных спектров позволяет получить представление о температуре, плотности и количестве излучающего газа. Отождествление спектральных линий со спектрами известных химических элементов позволяет установить их присутствие в космических объектах, а детальное исследование отдельных спектральных линий дает сведения о температуре, давлении, количестве излучающих или поглощающих атомов, внутренних движениях в газе, величине магнитного поля и других физических свойствах. Спектральные линии, наблюдаемые в астрофизических условиях. Расположение спектральных линий, характерных для атома данного химического элемента, определяется зарядом его ядра и количеством внешних, валентных электронов. Поэтому спектры элементов, входящих в группы периодической системы Д.И. Менделеева, равно как и спектры ионов с одинаковым количеством валентных электронов, сходны между собой. Так, например, сходными оказываются спектры водорода и ионизованного гелия, натрия и ионизованного кальция, нейтральных кальция и магния и т.д. В спектрах большинства астрономических объектов, в частности, почти у всех звезд, наблюдаются интенсивные линии водорода. Счет его энергетических уровней ведется от основного состояния, соответствующего минимальной энергии атома. В видимой области спектра расположены линии серии Бальмера, возникающие при переходах со всех энергетических уровней на второй: красная линия, обозначаемая Нa (l = 6563 Å), голубая Нb (l = 4861 Å) и две фиолетовые Нg (l = 4340 Å) и Нd (l = 4102 Å). Остальные линии этой серии вместе с бальмеровским континуумом, начинающимся около l = 3646 Å и возникающим при рекомбинации электронов на второй уровень, расположены в ультрафиолетовой части спектра. У всех элементов наиболее интенсивными, как правило, являются линии главной серии, возникающие в результате переходов на самый глубокий, основной уровень атома. Это связано с постоянным стремлением электрона в атоме к состоянию с наименьшей потенциальной энергией. У водорода главная серия, называемая серией Лаймана (La, Lb, ...), лежит в далеком ультрафиолете (длины волн 1216, 1026, 972 Å и т.д.). Первая линия главной серии называется резонансной. С длины волны 912 Å начинается лаймановский континуум. Переходы со всех вышележащих уровней на третий и четвертый дают соответственно серии Пашена и Брэккета, расположенные в инфракрасной части спектра. Протон (ядро водородного атома), подобно кольцевому току, обладает магнитным моментом. Момент количества движения электрона (спин) может быть направлен либо параллельно либо антипараллельно магнитному моменту ядра. Оба эти состояния обладают несколько различной энергией. Для основного состояния водородного атома разность энергий составляет 6×10-6 эв. Вектор момента количества движения подобно вектору угловой скорости можно рассматривать как ось вращения электрона. Если эта ось направлена в ту же сторону, что и магнитный момент ядра, то водородный атом, находящийся в основном состоянии, оказывается возбужденным. Однако это особый возбужденный уровень, называемый метастабильным: в отличие от обычного возбужденного состояния, в котором атом может находиться сотые доли микросекунды, в данном случае он может оставаться возбужденным в течение необычайно долгого времени порядка 11 миллионов лет. Если в течение этого времени спин электрона спонтанно изменит свое направление на противоположное (электрон как бы “перевернется”), атом перейдет в состояние с меньшей энергией и излучит квант с энергией 6×10-6 эв, соответствующий радиоизлучению с длиной волны 21 см. Это еще одна важная спектральная линия водорода, существование которой позволяет изучать вещество в самых холодных областях космического пространства. В спектрах некоторых тел, особенно горячих звезд, наблюдаются линии гелия. Спектр ионизованного гелия очень похож на водородный и наблюдается у самых горячих звезд. Линии нейтрального гелия встречаются чаще. Еще до того, как гелий был обнаружен на Земле, наиболее интенсивная из его спектральных линий в видимой части спектра (желтая линия с l = 5876 Å ) была замечена в спектре Солнца, что и послужило поводом к названию этого элемента (гелиос, по-гречески, Солнце). Рядом с этой линией гелия, обозначаемой D3, находятся две интенсивные линии D1 и D2 с длинами волн 5896 и 5890 Å, часто наблюдаемые в спектрах звезд и межзвездной среды. Это резонансные линии натрия. Еще более интенсивными часто бывают резонансные линии ионизованного кальция, расположенные у фиолетовой границы видимого спектра. Они обозначаются Н (l = 3968 Å) и К ( l = 3934 Å ). В спектрах небесных тел встречается также множество линии других атомов и некоторых простейших молекулярных соединений. Характерной особенностью спектров некоторых астрономических объектов являются наблюдаемые в них запрещенные линии. С одной из таких линий, излучаемой межзвездным водородом (l = 21 см), мы только что познакомились. Другие линии, часто наиболее яркие, лежат в видимой области спектра (например, эмиссионные линии в солнечной короне, небулярные линии в спектрах туманностей, авроральные линии, возбуждаемые в верхних слоях земной атмосферы). Тщетность попыток воспроизвести эти линии в земных лабораториях заставляла вначале предположить существование неизвестных гипотетических элементов “короний”, “небулий” и т.д. Как мы видели, подобное предположение оказалось справедливым только в отношении гелия. Во всех остальных случаях неизвестные линии удалось отождествить со спектрами хорошо известных химических элементов, находящихся, однако, в особых условиях возбуждения. Так, например, оказалось, что корональные линии излучаются многократно ионизованными атомами железа, никеля, аргона, кальция и других элементов, у которых “оторвано” по 10-15 электронов. Небулярные и авроральные линии оказались принадлежащими однократно и дважды ионизованному кислороду. Появление запрещенных линий свидетельствует об очень большой разреженности газа. Как и в случае радиолинии 21 см, чтобы излучить запрещенную линию, атом должен находиться сравнительно долго в возбужденном состоянии. Хотя для оптических запрещенных линий это время не так велико, как для линии 21 см, все же оно достигает десятых долей или даже целых секунд, т.е. в сотни миллионов раз больше, чем для обычных спектральных линий. Чтобы произошло спонтанное излучение, атом за это время не должен сталкиваться с другими частицами, чтобы не “потерять” энергию своего возбуждения. Следовательно, в разреженном газе, излучающем запрещенные линии, промежуток времени между последовательными столкновениями частиц должен быть порядка секунды. Полагая в формуле (7.17) s = 10 -16 см2 и v* = 108 см/сек, что соответствует условиям в солнечной короне, получаем, что концентрация частиц должна быть не больше 108 частиц/см3. В газовых туманностях концентрация частиц во много раз меньше. Поляризация излучения. Электромагнитное излучение, возникающее в результате каждого отдельного элементарного процесса, характеризуется определенной плоскостью, в которой лежит вектор напряженности колеблющегося электрического поля (плоскость распространения). Перпендикулярная к ней плоскость, содержащая вектор колеблющегося магнитного поля, называется плоскостью поляризации. Чаще всего наблюдаемое излучение неполяризовано, так как оно возникает в результате сложения одновременного излучения очень большого числа атомов, поляризованного вдоль всевозможных направлений. Такой неполяризованный свет называется естественным (рис. 88).