1
эВ) плазме туманностей и межзвёздной среды. В указанных физ. условиях
наиб. эфф. механизм заселения высоковозбуждённых атомных уровней - рекомбинации
(отсюда назв.). Р. р. регистрируются методами радиоастрономии.Рекомбинационные радиолинии - спектральные линии радиодиапазона, образующиеся при ра-диац. переходах между высоковозбуждёнными
состояниями (ридберговскими состояниями)атомов и ионов. Р. р. формируются
в разреженной (концентрация электронов ~103 см-3) низкотемпературной
(электронная температура1
эВ) плазме туманностей и межзвёздной среды. В указанных физ. условиях
наиб. эфф. механизм заселения высоковозбуждённых атомных уровней - рекомбинации
(отсюда назв.). Р. р. регистрируются методами радиоастрономии.
Для обозначения Р. р. указываются символ хим.
элемента, главное квантовое число ниж. состояния n и греч. буква (a,
b, g и т. д.), соответствующая разности главных квантовых чисел верх.
и ниж. состояний (Dn = 1, 2, 3 и т. д.). Так, напр.. C747b
- линия, образованная при переходе с n = 747 на n = 749 в атоме
углерода.
Возможность наблюдения Р. р. в спектрах диффузных
туманностей (зон НII) предсказал Н. С. Кардашёв (1959). Р. р. открыты в 1964
в спектре туманности Омега (линии H90a, l = 3,4 см и H104a,l
= 5,2 см) независимо двумя группами сов. радиоастрономов. До 1980 Р. р. наблюдались
только в излучении (эмиссионные линии), а с 1980 - и в поглощении в направлении
радиоисточника Кассиопея А. Линии поглощения
образуются в холодных (Т = 20-100 К) областях
СИ с концентрацией электронов 0,1-1 см-3. Ширины Р. р. с n >
100 оказались в резком противоречии с теорией штарковского уширения спектральных
линий в плазме, что дало толчок к пересмотру теории. Лишь в результате почти
20-летних усилий по улучшению теории и совершенствованию методов наблюдения
удалось достичь согласия между теоретич. и наблюдаемыми ширинами Р. р. высших
порядков.
Условия, при к-рых могут наблюдаться Р. р., довольно
жёсткие: с одной стороны, концентрация частиц в среде должна быть достаточно
малой, иначе эффекты уширения спектральных линий давлением размоют линии
и сделают их ненаблюдаемыми, с др. стороны - число высоковозбуждённых атомов
на луче зрения должно быть достаточно велико. Такие условия выполняются только
в очень протяжённых и разреженных космич. объектах (туманностях и межзвёздной
среде). Зарегистрированы Р. р. Н, Не, С, S и, возможно, нек-рых др. элементов
в диапазоне длин волн от неск. миллиметров до 20 м с главными квантовыми числами
от 30 до 747. Соответствующие им атомы достигают макроскопич. размеров (до 0,1
мм). Структура высоковозбуждённых состояний атомов во-дородоподобна. Частоты
Р. р. вычисляются по ф-ле Ридберга. Вследствие изотопического сдвига Р.
р. H и Не наблюдаются раздельно. Линии обильного в межзвёздной среде углерода
и более тяжёлых элементов сливаются в одну бленду (полосу). С ростом n
и Dn интенсивность Р. р. резко падает. Наблюдались Р. р. вплоть
до Dn = 6.
В разреж. плазме туманностей и межзвёздной среде
населённость атомных уровней отклоняется от термодинамически равновесной. В
радиодиапазоне
поэтому даже слабое отклонение населённостей уровней от термодинамически равновесной
может приводить к заметному мазерному эффекту в Р. р.
Р. р.- важный диагностич. инструмент совр. астрофизики. Радиоизлучение не поглощается пылевым компонентом межзвёздной среды, поэтому в радиодиапазоне Галактика в осн. прозрачна. Это позволяет наблюдать в Р. р. очень удалённые объекты, к-рые из-за межзвёздного поглощения не наблюдаются в оптич. диапазоне. Р. р. позволяют также исследовать динамику ионизов. водорода в Галактике, температуру, содержание гелия и др. характеристики зон НII. Р. р. также обнаружены в спектрах др. галактик.
С. А. Гуляев
|
|
 |
