French
DeutschНебулярні лінії — Вікіпедія
 | Було запропоновано приєднати цю статтю або розділ до Заборонені лінії, але, можливо, це варто додатково обговорити. Пропозиція з червня 2016. |
Небуля́рні лі́нії (від лат. nebula — туман) — заборонені лінії[Прим. 1], які виникають у разі переходу з другого (метастабільного) рівня на перший (основний). Якщо основний чи метастабільний рівень розщеплені, тоді виникає не одна, а декілька ліній різної інтенсивності[1].
Походження назви[ред. | ред. код]
Історично небулярними лініями називали дві яскраві лінії з довжиною хвилі 495,9 та 500,7 нм, виявлені наприкінці XIX сторіччя в спектрах планетарних туманностей. Їх позначали N1 та N2, й оскільки їх не вдавалося ототожнити з лабораторними лініями відомих елементів, приписували невідомому хімічному елементу Небулію (за аналогією з Гелієм, який було відкрито шляхом спектрального аналізу на Сонці)[1].
1927 року Айра Спрейг Боуен з'ясував, що це заборонені лінії двічі іонізованого Оксигену (OIII), які виникають лише за дуже низької густини[2].
Застосування в астрономії[ред. | ред. код]
Спостереження небулярних ліній у галактичних та позагалактичних туманностях (таких як планетарні туманності або зони H II) дозволяє визначити фізичні умови в них. Зокрема, зі співвідношення інтенсивності небулярних ліній [O II], [S II] та [Ar IV] зазвичай визнають розподіл густини електронів, а зі співвідношення між інтенсивністю небулярних та авроральних ліній [O III] та [N II] — розподіл електронної температури. Моделювання умов іонізації та зіставлення моделей зі спостереженнями дозволяє визначити поширеність у туманностях окремих елементів (Гідрогену, Гелію, Карбону, Нітрогену, Оксигену, Неону, Сульфуру та Аргону)[3].
Примітки[ред. | ред. код]
- ↑ Забороненими називають лінії, для яких імовірність спонтанного переходу дуже мала.
Для звичайних («дозволених») ліній ейнштейнівські коефіцієнти ймовірності зазвичай становлять близько 108 на секунду, а для заборонених вони на 5-10 порядків менші.
Джерела[ред. | ред. код]
- ↑ а б Небулярні 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. 316. — ISBN 966-613-263-X.
- ↑ I. S. BOWEN (01 жовтня 1927). The Origin of the Nebulium Spectrum. Nature. 120: 473-473. doi:10.1038/120473a0. Архів оригіналу за 5 січня 2012. Процитовано 4 квітня 2016.
- ↑ Manuel Peimbert. Abundance determinations // The Analysis of Emission Lines / R. E. Williams. — Cambridge University Press, 1995. — ISBN 052167560X.
Посилання[ред. | ред. код]
- Acker, A. Köppen, J. Samland, M. Stenholm, B. (dec 1989). On the theoretical ratio of some nebular lines. The Messenger. 58: 44—46. Bibcode:1989Msngr..58...44A.
- Francis P. Keenan, Lawrence H. Aller, Catherine A. Ramsbottom, Kenneth L. Bell, Fergal L. Crawford, and Siek Hyung (25 квітня 2000) [Published online before print April 4, 2000]. Nebular and auroral emission lines of [Cl III] in the optical spectra of planetary nebulae. PNAS (97 (9)): 4551-4555. doi:10.1073/pnas.070590597.
- G. J. Ferland, W. J. Henney, C. R. O'Dell, R. L. Porter, P. A. M. van Hoof, R. J. R. Williams (31 Aug 2012). Pumping up the [N I] nebular lines. arXiv:1209.0028. doi:10.1088/0004-637X/757/1/79.
{{cite web}}: Пропущений або порожній|url=(довідка)