Астронет > Рекомбинационные радиолинии

Астронет: Р. Л. Сороченко, "Физика Космоса", 1986 Рекомбинационные радиолинии
http://variable-stars.ru/db/msg/1188630

Рекомбинационные радиолинии

В межзвездной среде при низкой плотности в процессе рекомбинации заряженных частиц - электронов и ионов - с определенной вероятностью возможно образование атомов с высоким уровнем возбуждения. При последующих каскадных переходах на уровни с меньшей энергией в силу малой разницы энергий между высоковозбужденными уровнями происходит испускание фотонов радиодиапазона, соответствующих разным Р.р. Вероятность таких процессов очень невелика. При электронной плотности N_e=10²-10³ см^-3 один атом с нужным уровнем возбуждения приходтся на 10¹⁴-10¹⁶ атомов. Т.к. вероятность спонтанных перходов между высоковозбужденными уровнями уменьшается с номером уровня n как n^-5, а испускаемые фотоны имеют малую энергию, то для образования радиолинии требуется громадное количество ионов и электронов. Это количество, однако, не может быть достигнуто за счет увеличения плотности среды. При значит. плотностях из-за большого числа соударений возбужденных атомов с заряженными частицами происходит штарковское уширение спектральных линий, приводящее к их ослаблению и размытию (см. Штарка эффект). Т.о., для образований радиолиний газ должен быть достаточно разрежен, а число атомов на луче зрения велико. Такие условия возможны лишь в космич. пространствах, на Земле их реализовать практически невозможно.

Частоты Р.р. определяются ф-лой $\nu=cRZ^2 \left( {1\over n^2_1} - {1\over n^2_2} \right)$ , (1) где Z - эффективный заряд ядра в ед. заряда протона, n₁ и n₂ - главные квантовые числа нижнего и верхнего уровней, причем n₂=n₁+1, n₁+2 и т.д., R - Ридберга постоянная.

Для водорода, ядро к-рого состоит из одного протона (Z=1), образующего сферически-симметричное кулоновское поле, выражение (1) справедливо для любых значений n₁. Для малых n₁ это выражение определяет частоты линий, лежащих в УФ-, оптич. и ИК-диапазонах, - линий серий Лаймана (n₁=1), Бальмера (n₁=2), Пашена (n₁=3), Брэкета (n₁=4) и Пфунда (n₁=5). Для гелия и более тяжелых элементов выражение (1) справедливо только при $n_1\gg 1$ , т.е. для радиолиний. Физически это обусловлено тем, что электрич. поле "атомного остатка", состоящего из ядра и электронов, занимающих ближайшие к ядру орбиты, можно считать симметричным только на больших расстояниях, что выполняется для электрона, находящегося на высоковозбужденном уровне. По отношению к такому электрону атом явл. водородоподобным: ближайшие электроны экранируют заряд ядра, делая его равным единице.

Частоты радиолиний более тяжелых элементов смещены относительно частот радиолиний водорода на нек-рую величину из-за зависимости входящей в выражение (1) постоянной Ридберга от массы: $R=R_\infty \left( 1-{m_e \over m_a} \right)$ , (2) m_a - масса атома, $R_\infty$ - постоянная Ридберга для бесконечной массы (когда $m_a\gg m_e$ ).

На возможность образования радиолиний у высоковозбужденного водорода обратил внимание в 1952 г. Дж. Уайлд (Австралия). Однако он бы лвесьма пессимистичен в оценке возмодности их выделения, считая, что из-за своей многочисленности радиолинии должны сливаться друг с другом и с непрерывным спектром. В 1959 г. Н.С. Кардашев пришел к выводу, что Р.р. высоковозбужденного водорода должны быть различимы в спектрахрадиоизлучения зон HII - космич. облаков ионизованного водорода.

Слабость радиолиний осложняет их экспериметальное исследование, для проведения к-рого требуются высокочувствит. радиометры и крупные радиотелескопы.

Рис. 1. Спектральные линии водорода в оптическом диапазоне
и радиодиапазоне. Нумерация относится к конечному уровню
атома после испускания кванта соответствующей частоты, $\alpha$ -
головной член соответствующей серии, интенсивность линий
$S(\lambda)$ дана в произвольных единицах.

На рис. 1 приведено схематич. изображение спектр. линий водорода в оптич. диапазоне и радиодиапазоне. Интенсивность излучения на частотах радиолиний в сотни и тысячи раз слабее, чем в оптич. диапазоне. Кроме того, в радиодиапазоне спектральные линии накладываются на значительно более интенсивный непрерывный спектр ионизованного водорода, обусловленный торможением свободных электронов при их движении в электрич. поле ионов.

Первая Р.р. - линия водорода, обусловленная переходами между 91-м и 90-м уровнями атома водорода ( $\lambda\approx 3,4$ см), была обнаружена в 1964 г. Р.Л. Сороченко и Э.В. Бородзичем (ФИАН, СССР) в спектре туманности Омега (рис. 2). Еще более длинноволновую линию (переход 105 $\to$ 104, $\lambda\approx 5,2$ см) нашли в это же время А.Ф. и З.В. Дравских (Пулково, СССР). В 1965 г. в США были обнаружены радиолинии переходов 110 $\to$ 109 ( $\lambda \approx 6$ см), 157 $\to$ 156 и 158 $\to$ 157 ( $\lambda \approx 18$ см).

В 1966 г. нашли Р.р. гелия - второго по обилию элемента во Вселенной, затем Р.р. углерода, очень близко прыкающие к линиям гелия, и, возможно, радиолинии нек-рых более тяжелых элементов. Спектр туманности Ориона с Р.р. 85 $_\alpha$ (86 $\to$ 85) водорода, гелия и углерода показан на рис. 3.

Были обнаружены и стали исследоваться также Р.р., соответствующие переходам с изменением n на две, три и более единиц - линии высшего порядка.

Принято следующее обозначение Р.р.: наименование элемента по таблице Менделеева, номер уровня, на к-рый происходит переход, порядок линии греч. буквой. Напр., обозначение H114 $_\beta$ соответствует линии водорода, обусловленной переходами между 116 и 114 уровнями.

Самая коротковолновая из найденных радиолиний - H42 $_\alpha$ - имеет длину волны 3,5 мм, самая длинноволновая - H300 $_\alpha$ - лежит уже в метровом диапазоне ( $\lambda$ =1,25 м). Для углерода удалось даже найти линию поглощения C640 $_\alpha$ на длине волны ок. 15 м, когда размер излучающей системы (атома) приближался к 0,1 мм.

Исследования Р.р. позволили установить, что они не уширяются и не размываются в той степени, как этого следовало бы ожидать, исходя из теории штарковского уширения Р.р. водорода, разработанную на основе измерений в оптич. диапазоне. Для Р.р. возмущения начального и конечного уровней внеш. электрич. полем в значит. степени подобны из-за их близости. В результате при возмущениях интервал между уровнями меняется существенно меньше, чем энергия самих уровней. Т.о., происходит компенсация штарковского уширения и радиолинии могут наблюдаться до высоких значений n.

Рис. 2. Спектрограмма радиолинии водорода 91 $\to$ 90
(исторически первая запись, 1964 г.).
Верхняя кривая - запись излучения туманности
Омега; нижняя - контрольная запись при
антенне, не направленной на источник;
вертикальными линиями выделены интервалы
частот через 1 МГц: большая вертикальная
линия показывает расчетную частоту,
соответствующую радиолинии H91 $_\alpha$ .

Р.р. раскрывают новые возможности для астрофизич. исследований. В отличие от оптич. излучения, радиоизлучение не подвержено межзвездному покраснению, радиолинии легко разрешаются и могут быть использованы для исследований слабых объектов с малой поверхностной яркостью.

Р.р. водорода позволяют определить осн. физ. параметры зон HII. интенсивности радиолиний и непрерывного излучения этих областей имеют различную зависимость от темп-ры. Поэтому по измеренному отношению данных величин (что, кстати, всегда точнее абс. измерений) можно определить электронную температуру T_e исследуемых областей. Оказалось, что большинства зон HII тепмературы $T_e\approx (7-9)\cdot 10^3$ К. Измерения штарковского уширения радиолиний (после того как была пересмотрена и уточнена теория этого явления) дают возможность определить второй осн. параметр зон HII - электронную концентрацию N_e. Измерения радиолиний, соответствующих переходам с миним. номерами, дают возможность определить неуширенный давлением газа профиль линии от данного объектаю По измеренной ширине этого профиля и известной T_e могут быть определены скорости внутр. движения газа в зонах HII (см. Доплера эффект). Эти скорости заключены в пределах 8-14 км/с.

Рис. 3. Рекомбинационные радиолинии $85_\alpha$
водорода, гелия и углерода в спектре туманности
Ориона (М42). По оси ординат отложено отношение
яркостных температур линии и континуума (T_л/T_к).
Под наименованием каждой линии приведена ее
частота (в МГц).

Р.р. водорода были зарегистрированы не только от ярких и компактныз зон HII, с чего были начаты эти исследования, но и от распределенного ионизов. водорода. Следует подчеркнуть, что с помщью Р.р. можно проводить исследования самых удаленных областей HII, в т.ч. находящихся за центром Галактики и полностью закрытых пылевой материей. Во многих случаях Р.р. дают фактически единственную возможность определить физ. условия и местонахождение областей HII.

По доплеровскому сдвигу частоты Р.р. можно определить лучевую скорость источника излучения и в рамках принятой модели Галактики - расстояние до него. На основании полученных данных были построены карты крупномасштабного распределения ионизов. водорода в Галактике, аналогично тому, как это было сделано для нейтрального водорода по радиолинии 21 см (см. Галактика, Межзвездный газ).

Р.р. водорода были обнаружены и у ряда внегалактич. объектов, в т.ч. таких удаленных, как M82 и NGC 253.

Измерения Р.р. гелия позволяют определить содержание этого элемента в Галактике, что важно для понимания эволюции Вселенной (см. Космология).

Лит.:
Сороченко Р.Л., Излучение радиолиний возбужденного водорода, ВестникАН СССР, 1969, т. 39, N 4; Гордон М.А., Характеристики областей HII и диффузного теплового фона в радиодиапазоне, в кн.: Галактическая и внегалактическая радиоастрономия, пер. с англ., М., 1976.

(Р.Л. Сороченко)

Р. Л. Сороченко, "Физика Космоса", 1986
Глоссарий Astronet.ru