рекомбинационные радиолинии

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 темп-ра1 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, темп-ру, содержание гелия и др. характеристики зон НII. Р. р. также обнаружены в спектрах др. галактик.

Лит.: Каплан С. А., Пикельнер С. В., Физика межзвездной среды, М., 1979; Radio recombination lines, ed. by P. A. Shaver, Dordrecht, 1980; см. также лит. при ст. Ридберговские состояния. С. А. Гуляев.

   <<      Предметный указатель      >>