Астронет > Лаймана серия

Астронет: А. М. Черепащук, "Физика Космоса", 1986 Лаймана серия
http://www.variable-stars.ru/db/msg/1188385

Лаймана серия

- совокупность спектр. линий атома водорода, - длины волн Кп к-рых удовлетворяют соотношению:
${1\over {\lambda_n}}=R_{\rm H} \left( {1\over {n_0^2}}-{1\over {n^2}} \right)$ ,
где n >1 - целое число, n₀=1, а R_H= 109677,59 см^-1 - Ридберга постоянная для водорода. Линии Л. с. в излучении (эмиссии) образуются при переходах атома из всех возбуждённых состояний в т.н. основное (наинизшее) энергетич. состояние (n₀=1). Первая линия Л. с. $L_\alpha$ (с $$\lambda=1216$ \AA$ ), соответствующая переходу атома из состояния с n= 2 в осн. состояние, наз. резонансной. Следующие линии Л. с.: $$L_\beta$ (1026 \AA), $L_\gamma $(973 \AA), $L_\delta $(950 \AA)$ и т.д. Предел Л. с. соответствует рекомбинации в осн. состояние, когда свободный электрон ( $n=\infty$ ) с нулевой начальной энергией захватывается протоном на основной энергетический уровень. При этом в виде излучения выделяется энергия, равная потенциалу ионизации атома водорода. Поскольку все линии Л. с. расположены в далёкой УФ-области спектра, для к-рой атмосфера Земли непрозрачна, исследование Л. с. в спектрах небесных светил осуществляется, как правило, методами внеатмосферной астрономии.

Было обнаружено, что в спектрах горячих звёзд спектральных классов О, В наблюдаются сильные эмиссионные линии $L_\alpha$ , свидетельствующие о наличии у этих звёзд расширяющихся оболочек. Оценка плотности этих оболочек и скоростей истечения вещества в них, проведённая на основании результатов наблюдений такого рода, даёт значение ежегодной потери массы этими звёздами до $\sim 10^{-6} {\mathfrak M}_\odot$ .

С помощью наблюдений линии $L_\alpha$ исследуют протяжённые водородные оболочки (короны) атмосфер Земли, Марса, Венеры и др. планет, а также нейтральный компонент межзвёздной среды, проникающий в Солнечную систему (см. Межзвездный ветер).

Для очень удалённых объектов имеется возможность наблюдать космич. линии Л. с.. в частности линию $L_\alpha$ в земных условиях. Космологическое красное смещение в спектрах далёких квазаров приводит к тому, что линии Л. с. этих объектов для земного наблюдателя попадают в доступную для фотографич. регистрации область спектра ( $$\approx $4000 \AA$ ). Если в окрестности квазара имеется нейтральный водород, то в системе отсчёта, связанной с квазаром, на фоне непрерывного спектра квазара должна наблюдаться линия поглощения $L_\alpha$ . Т.о., анализ фиолетовых концов спектров наиболее удалённых квазаров позволяет получить оценку плотности нейтрального водорода, расположенного в межгалактич. пространстве. Квазары в данном случае позволяют "просветить" практически всю доступную для исследований часть Вселенной.

(А.М. Черепащук)

А. М. Черепащук, "Физика Космоса", 1986
Глоссарий Astronet.ru