Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.sao.ru/Doc-k8/Events/2010/VAK/Tezisi/357_fluct_lin.doc Дата изменения: Sun Sep 5 17:29:28 2010 Дата индексирования: Sat Sep 11 19:41:01 2010 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: солнцестояние

Влияние флуктуаций доплеровской ширины на форму спектральной линии.

Силантьев Н.А.(1), Лехт Е.Е.(2), Алексеева Г.А.(1)

(1) Главная (Пулковская) обсерватория РАН, Санкт Петербург, Россия
(2) Государственный астрономический институт им. П.К.Штернберга, Москва,
Россия

Стохастические изменения температуры и средней скорости мелкомасштабных
турбулентных движений приводят к стохастичности доплеровской ширины линии.
Мы наблюдаем усреднённый поток излучения от звёздных атмосфер и межзвёздной
среды. Этот поток определяется усреднённым по флуктуациям температуры и
турбулентной скорости коэффициентом экстинкции ?0(x), который сильно
отличается от обычного доплеровского значения ?(x)=?(0)exp(-x2). Значение
?0(x) вблизи центра линии (x=0) , больше ?(x), затем оно, начиная с x ~
0.3, становится меньше ?(x). При x ~ 1.2 - 1.5 коэффициент ?0(x) снова
становится больше гауссовского профиля ?(x).
Таким образом, стохастичность приводит к симметричному, но
негауссовскому виду коэффициента экстинкции. Такой вид ?(x) приводит к
сужению линий поглощения, а при прохождении излучения через стохастическую
среду линия приобретает более сильный минимум в центре, чем в случае не
стохастической среды.
Известно, что линия мазерного излучения при прохождении больших
оптических толщин ?>>1 среды с инверсной заселённостью уровней приобретает
гауссову форму ~exp(-? x2). В этом случае мы можем определить из наблюдений
только отношение ? к квадрату доплеровской скорости. При учёте флуктуаций
гауссовость формы линии теряется, зато из наблюдений, подбором степени
флуктуаций ?, можно определить оптическую толщину ? и доплеровскую скорость
по отдельности.