Спектральные линии

Расположение спектральных линий химических элементов таблицы Менделеева определяется зарядом ядра и числом внешних валентных электронов. Каждый переход электрона в новое состояние вызывает излучение или поглощение кванта с энергией равной разности энергий этих состояний. В спектрах большинства астрономических объектов наблюдаются линии водорода, как самого распространенного элемента. Несмотря на простое устройство атома водорода, он дает несколько серий линий излучения и поглощения.

Счет состояний начинается из основного состояния атома, соответствующего минимальной энергии. У водорода главная серия Лаймана в ультрафиолетовой области начинается с λ=912А, затем L_α=1216A, L_β=1026А и т.д. Линии серии Бальмера расположены в видимой области спектра и соответствуют переходу со второго уровня на вышележащие: Н_α=6353А, Н_р=4861А, Н_γ=4340А и т.д. Далее следуют серии Пашена и Брэккета. Еще одна знаменитая линия в радиодиапазоне λ=21 см связана с изменением спина электрона. В этом возбужденном состоянии атом может находиться не доли микросекунд, а 11 млн. лет. Это метастабильное состояние и линия называется запрещенной. Многие из запрещенных линий не удавалось воспроизвести в земных условиях, когда требовались температуры в миллионы градусов, большие давления и огромные скорости движения частиц.

Рис.28 Спектр Солнца и спектры сравнения для водорода, гелия и натрия.

На рис 6 представлен спектр солнца и спектры сравнения водорода, гелия, натрия и ионизованного водорода снятые на одном спектрографе. По ним легко находить линии этих химических элементов в спектре солнца.

В спектрах горячих звезд наблюдаются линии гелия: D₃ =5876А, D₂ =5890А, D₁=5896А. Очень интенсивными бывают линии ионизованного кальция: Н=3968А и К=3934А. Спектральным линиям свойственно расщепление в магнитном поле, сдвиг из-за эффекта Доплера и расширение профиля линии, что позволяет изучать химический состав, плотность, радиальную скорость, температуру, давление и магнитные поля на звездах и галактиках удаленных на миллионы световых лет.

Эффект Доплера

Сдвиг спектральной линии равен:

где - радиальная скорость по лучу зрения, с – скорость света.

Если источник приближается, то сдвиг будет в коротковолновую часть, если удаляется, то в длинноволновую (красное смещение). Так при орбитальной скорости Земли – 30 км/сек.=30/300000=10^-4 при λ=5000А, получим Δλ=0,5А, что легко обнаружить на спектрах ярких объектов. Из-за хаотических тепловых движений атомов возникает расширение спектральной линии. Профиль линии становится похож на кривую распределения атомов по скоростям – кривую Максвелла. Половина расстояния между точками профиля линии, где интенсивность спадает наполовину называется шириной и линии

Половина расстояния между точками профиля линии, где интенсивность спадает в раз называется доплеровской шириной линии.