Излучение спектральных линий

Излучение спектральных линий межзвездными газовыми облаками обусловлено атомами и молекулами при потере или приобретении ими энергии в процессе столкновений между собой или радиационного возбуждения соседними звездами. В облаке из определенных атомов и молекул это приводит к переходам между энергетическими состояниями с излучением серии дискретных спектральных линий. Относительные значения интенсивности, частоты и ширины линий задаются физическими условиями и зависят от вида молекулы, плотности, температуры и распределения скоростей. При некоторых обстоятельствах интенсивность линий существенно увеличивается за счет мазерного эффекта, который часто возникает в областях образования звезд и в околозвездных оболочках погасших звезд. Спектральные линии можно также наблюдать в тех случаях, когда атомы или молекулы в облаке избирательно поглощают излучение, поступающее от источника непрерывного фонового излучения, видимого через облака.

Хотя исходная (собственная) частота спектральной линии определяется и конкретным атомом/молекулой и переходом, наблюдаемая линия также подвергается доплеровскому сдвигу в соответствии с радиальной скоростью атома/молекулы, т. е. движением относительно наблюдателя вдоль линии зрения. При больших скоростях наблюдаемая частота существенно смещается от исходного значения, зачастую далеко за нижние частотные пределы полосы, распределенной для радиоастрономической службы. Доплеровские сдвиги в линии HI на частоте 1420 МГц, в частности, позволили определить характеризуемую спиральными ветвями структуру и вращение как нашей собственной Галактики, так и многих внешних галактик.

Типы спектральных линий

Радиоастрономы наблюдают несколько типов спектральных линий. Первым был обнаружен сверхтонкий переход с переворотом спина в нейтральном атомарном водороде (HI) на частоте около 1420 МГц (длина волны 21 см), и произошло это в 1951 году [Ewen and Purcell, 1951]. Это открытие стало важной вехой в астрономии, поскольку последующие наблюдения по всему небосводу дали первую общую картину истинной спиральной структуры нашей Галактики. Теперь мы знаем, что нейтральный атомарный водород находится в избыточном количестве в большинстве галактик, что делает эту спектральную линию исключительно важной для изучения межзвездного газа в галактиках в целом. Однако большая скорость разбегания дальних галактик приводит к тому, что их излучение HI часто претерпевает доплеровский сдвиг к частотам за нижним пределом защищенной радиоастрономической полосы 1400–1427 МГц. В действительности эту линию наблюдали при поглощении на таких низких частотах, как 300 МГц.

Первая молекулярная линия (соответствующая гидроксильному радикалу OH на частоте 1,6 ГГц) была обнаружена в 1963 году. Прошло несколько лет, прежде чем обнаружили другие молекулы, но с тех пор наблюдали более 10 000 переходов для приблизительно 125 межзвездных молекул и их изотопов. Перечень обнаруженных переходов в диапазоне частот от 0,7 до 350 ГГц можно найти в работе [Lovas, 2004]. Реально только для некоторых из этих линий можно обеспечить защиту в рамках Регламента радиосвязи, но защита желательна для тех линий, которые считаются наиболее важными с астрофизической точки зрения (см. главу 3).

Молекулярные линии возникают в нескольких типах межзвездных облаков газа – диффузных облаках малой плотности; изолированных холодных темных облаках, часто содержащих молекулы, которые нестабильны на Земле; а также в гигантских плотных молекулярных облаках, содержащих области HII, молодых горячих звездах и звездах на стадии формирования. В этих облаках содержится значительная доля общей массы нашей Галактики, однако молекулы составляют только часть этой массы, так как основным материалом служит атомарный водород. Мазерные линии, как особый тип спектральных линий, характерны только для некоторых молекул. Они возникают за счет усиления фонового непрерывного излучения. В нашей Галактике они являются интенсивными, очень узкополосными и зачастую поляризованными. Эти линии представляют особый интерес, поскольку указывают на плотные области облаков, в которых рождаются звезды. Некоторые из них также могут свидетельствовать о вытянутых оболочках погасших звезд. В некоторых галактиках вблизи ядра было обнаружено широкополосное сверхъяркое (мегамазерное) мазерное излучение. Исследования спектральных линий нашей Галактики дают информацию о молекулярных облаках, процессах эволюции звезд, а также о спиральной структуре Галактики и химической эволюции. Благодаря повышению чувствительности и углового разрешения современных антенных решеток подобные свойства также исследуются в других галактиках. Исследования более удаленных галактик обычно включают изучение особенностей спектральных линий наиболее распространенных элементов – водорода и окиси углерода. Наблюдение молекулярных линий от астрономических источников позволило также провести лабораторное моделирование окружающих их условий в целях синтеза молекул, в частности цианогексатриина – молекулы с углеродной цепью HC₇N [Kroto et al., 1978]. Интересным побочным продуктом этих лабораторных исследований было открытие сферической углеродной молекулы бакминстерфуллерена C₆₀ [Kroto et al., 1985].

Рекомбинационные линии излучаются атомами водорода, гелия, углерода и т. д., когда их электроны переходят из высокоэнергетического состояния в состояние с более низкой энергией. Этот процесс обычно следует за рекомбинацией иона с электроном. Первые линии радиорекомбинации были обнаружены астрономами в СССР в 1964 году [Sorotchenko et al., 1964]. В областях горячего ионизированного газа возникает множество рекомбинационных линий, распределенных по радиоспектру [Lilley and Palmer, 1968]; некоторые из них находятся в полосах РАС, распределенных для наблюдений непрерывного спектра, а другие – в полосах РАС, которые изначально были распределены для специальных наблюдений других линий, в частности HI или OH. Наблюдения за интенсивностью и формами рекомбинационных линий позволяют определить физические условия, в которых они возникают. Наиболее яркие из этих линий появляются в результате переходов между соседними энергетическими уровнями водорода, где их интенсивность, как правило, составляет несколько процентов от тепловой интенсивности непрерывного спектра.