Відкрити головне меню

Заборонені лінії

спектральні лінії, для яких імовірності квантових переходів малі (на кілька порядків менші звичайних)
Нижні рівні енергетичної структури двічі іонізованого атома Оксигену. Заборонені лінії показано зеленим.

Заборо́нені лі́нії — спектральні лінії, для яких відповідні імовірності спонтанних переходів дуже малі[1].

Зміст

ПозначенняРедагувати

Заборонені лінії позначають квадратними дужками навколо відповідного атома, іона чи молекули, наприклад [O III] — заборонені лінії двічі іонізованого Оксигену (495,9 та 500,7 нм)[1].

Залежно від того, як змінюється набір квантових чисел, що описує стан атома чи іона до та після переходу, заборонені лінії поділяють на магнітно-дипольні, квадрупольні, магнитно-квадрупольні, октупольні та ін., а також інтеркомбінаційні[2].

Серед цих ліній прийнято виділяти небулярні (N), авроральні (A) і трансавроральні (TA)[3].

Теоретичні передумовиРедагувати

Докладніше: Правила відбору

Імовірність спонтанних переходів електронів в атомах чи іонах зазвичай описують ейнштейнівськими коефіцієнтами. Для дозволених переходів ці коефіцієнти сягають 108 на секунду, тоді як для заборонених — на 5—10 порядків менше. Якщо з якогось рівня можуть відбуватися як дозволені, так і заборонені переходи, то практично здійснюватимуться лише дозволені. Заборонені переходи спостерігатимуться лише з метастабільних станів, тобто таких, з яких немає дозволених переходів униз. Тривалість перебування атома в метастабільному стані досить велика: наприклад, час існування двічі іонізованого атома Оксигену на першому збудженому рівні становить близько 38 секунд[1], а час існування атома Гідрогену на верхньому енергетичному рівні надтонкої структури становить майже 11 мільйонів років[4].

Фізичні умовиРедагувати

Для того, щоб відбувся спонтанний перехід із метастабільного стану потрібно, щоб атом (іон чи молекула) протягом тривалого часу, порівняного з тривалістю існування збудженого стану, не зазнали впливу випромінювання чи зіткнень з іншими частинками. Тобто, для появи заборонених ліній потрібна мала густина речовини й випромінювання. У лабораторних умовах заборонені лінії зазвичай не спостерігаються, оскільки навіть для високого вакууму довжина вільного пробігу обмежена розмірами вакуумної камери. Потрібні умови виникають у розрідженому космічному просторі, зокрема, у верхніх шарах атмосфер планет і зоряних атмосфер, у галактичних туманностях та в міжзоряному середовищі[1].

СпостереженняРедагувати

Інтенсивні заборонені лінії спостерігаються в спектрах:

ДжерелаРедагувати

  1. а б в г д Заборонені лінії // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 161. — ISBN 966-613-263-X.
  2. а б А.М. Черепащук. Запрещённые спектральные линии // Физика космоса : [рос.] : Маленькая энциклопедия / Главный редактор: Р.А. Сюняев ; Редакционная коллегия: Ю.Н. Дрожжин-Лабинский, Я.Б. Зельдович, В.Г. Курт, Р.3. Сагдеев. — Москва : Советская энциклопедия, 1986. — Предисловие к электронной версии 2-го издания энциклопедии «Физика космоса» 6 июля 2004 года.
  3. а б В.В. Головатий, Б.Я. Мелех (2009). Планетарні туманності. Кинематика и физика небесных тел 25 (6): 165—175. 
  4. Шкловский И. С. Часть 1. § 2. Общие сведения о межзвёздной среде // Звезды: их рождение, жизнь и смерть. — 3-е изд., перераб. — М. : Наука, Главная редакция физико-математической литературы, 1984.(рос.)
  5. Κ. P. Raju et al (1991). The Excitation Mechanism of [Fe XIV] 5303 Å Line in the Inner Regions of Solar Corona. J. Astrophys. Astr. 12: 311–317. 
  6. Golden rings of star formation. SpaceTelescope.org. Hubble Picture of the Week. 9 June 2014. Процитовано 12 June 2014.