Запрещённые спектральные линии

Большинство наблюдаемых в спектрах космич. объектов 3. с. л. связано с наличием в атоме или ионе т.н. метастабильного уровня энергии, переход с к-рого на все более низкие уровни запрещён. Каждый такой переход маловероятен, так что при отсутствии внеш. воздействий лёгкие атомы и низкозарядные ионы могут находиться на метастабильном уровне нек-рое время (примерно от 10^-5 с до неск. суток), прежде чем испустят фотон; на обычном же уровне атом удерживается ок. 10^-8 с. Из-за такой малой вероятности переходов 3. с. л. практически не наблюдаются в земных условиях, поскольку при сравнительно высокой плотности атмосферы возбуждённый атом за время успевает много раз столкнуться с др. атомами и отдать им свою энергию возбуждения (эта энергия переходит в энергию теплового движения).

В космич. условиях преобладают области с очень низкой плотностью вещества и излучения. Если в 1 см³ воздуха земной атмосферы содержится при норм. условиях молекул, то концентрация атомов в солнечной фотосфере ~ 10¹⁶-10¹⁷ см^-3, в солнечной короне электронная плотность n_e ~ 10⁸-10⁹ см^-3, а в планетарных туманностях n_e ~ 10²-10⁶ см^-3. Поэтому 3. с. л. были впервые обнаружены в спектрах небесных тел малой плотности.

В солнечной короне столкновения ионов между собой, ионов с электронами и фотонами из-за низкой плотности вещества очень редки, что приводит к накоплению ионов на метастабильном уровне. Плотность солнечного излучения во внутр. короне ещё достаточно высока, но это излучение содержит мало высокоэнергичных фотонов, способных перевести ион с метастабильного на более высокий уровень энергии. Сочетание указанных благоприятных условий приводит к появлению в спектре короны 3. с. л. Эмиссионные линии короны долго не удавалось отождествить с линиями лабораторных источников излучения. Было высказано предположение, что корональные линии принадлежат неизвестному на Земле очень лёгкому газу "коронию".

Лишь в 1942 г. удалось расшифровать эмиссионный спектр короны как излучение, возникающее при запрещённых переходах у многократно (от 12 до 15 раз) ионизованных атомов Fe, Ni, Ca (температура короны составляет неск. млн. К, чем и вызывается такая высокая степень ионизации вещества). Наиболее характерная 3. с. л. солнечной короны - зелёная линия FeXIV ().

Очень заметны 3. с. л. в спектрах планетарных туманностей и областях ионизованного водорода. Значит. часть полного излучения туманности приходится на две зелёные 3. с. л. (дублет) N₁ () и N₂ ) иона 0III, а также УФ-линию (3727 ) иона ОII. Метастабильные уровни ионов лежат близко к осн. уровню, поэтому эти ионы легко возбуждаются при столкновениях со свободными электронами. Такие столкновения эффективно охлаждают туманности (до 10⁴ К).

3. с. л. ионов OIII, ОII, SII, NII и др. наблюдаются также в спектрах газовых туманностей. Исследования интенсивностей 3. с. л. OIII (4363 ), N₁ и N₂ лежат в основе одного из главных методов определения темп-р планетарных туманностей. Из экспериментально определённого отношения интенсивностей этих линий, учитывая вероятность возбуждения электронным ударом, можно оценить отношение доли быстрых электронов, способных возбудить ион OIII на 3-й энергетич. уровень, к доле менее быстрых электронов, способных возбудить атом до 2-го уровня. Из этого отношения, используя тепловое распределение скоростей частиц, легко найти темп-ру газа. Поскольку интенсивности 3. с. л. определяются как возбуждениями атомных уровней соударениями электронов с атомами, так и деактивацией атомов ударами др. атомов, по наблюдаемым интенсивностям запрещённых линий можно определять также концентрацию электронов в среде. Сильные 3. с. л. наблюдаются в излучении ядер сейфертовских галактик и квазаров.

При решении многих задач радиоспектроскопии также приходится иметь дело с 3. с. л., анализ к-рых позволяет определять физ. характеристики межзвёздной среды, водородных и молекулярных облаков и т. п. К числу таких линий относится, напр., радиолиния водорода 21 см, а также нек-рые молекулярные линии, напр. 3. с. л. молекулы H₂.

(А.М. Черепащук)