ЭФФЕКТ ЗЕЕМАНА В СПЕКТРАЛЬНЫХ СОЛНЕЧНЫХ ЛИНИЯХ

ЭФФЕКТ ЗЕЕМАНА В СПЕКТРАЛЬНЫХ СОЛНЕЧНЫХ ЛИНИЯХ

Карабаев Шамухаммет Ашырмамедович

студент, Калмыцкий Государственный Университет им. Б.Б. Городовикова,

РФ, г. Элиста

Карабаева  Нурана Ашырмамедовна

студент, Калмыцкий Государственный Университет им. Б.Б. Городовикова,

РФ, г. Элиста

Основные характеристики солнечной плазмы мы получаем, изучая спектр Солнца. Давайте вначале рассмотрим, что представляет собой спектр Солнца. Во-первых, важнейшей особенностью солнечного спектра, от длины волны около 1600 Å до инфракрасного диапазона включительно, является то, что в спектре наблюдается более 20 тысяч узких темных линий, многие из которых впервые описал в 1814 году немецкий физик Йозеф Фраунгофер. Поэтому солнечный спектр называется фраунгоферовым спектром. По длинам волн фраунгоферовы линии точно соответствуют линиям излучения различных химических элементов в спектре разреженного светящегося газа. Во-вторых, в видимой области в диапазоне длин волн от 3800 Å до 7600 Å излучение Солнца имеет непрерывный спектр, на который накладываются темные линии поглощения. И, в – третьих, наибольшей интенсивности непрерывный спектр достигает в сине-зеленой области, в интервале длин волн 4300–5000 Å. Наиболее широкими и сильными являются фраунгоферовы резонансные линии Н и К ионизованного кальция.

По составу химических элементов мы можем сказать следующее. Наибольшей интенсивности непрерывный спектр достигает в сине –зеленой области, это соответствует длинам волн от 4300 Å до 5000 Å. Наиболее широкими и сильными являются фраунгоферовы резонансные линии Н и К ионизованного кальция. После них по интенсивности идут первые линии бальмеровской серии водорода Н_α, Н_β, Н_γ, затем резонансные линии натрия D1 и D2, линии магния, железа, титана и других элементов. Огромное число более слабых линий принадлежит свыше 80 известным химическим элементам из таблицы Менделеева. Присутствие этих линий в спектре Солнца свидетельствует о наличии в солнечной атмосфере соответствующих элементов. Таким путем на Солнце установлено содержание водорода, гелия, натрия, кальция, железа и многих других элементов. Все атомы способны излучать свет и вне спектральных линий, поэтому мы наблюдаем непрерывный спектр. Присутствие в спектре Солнца фраунгоферовых линий указывает на то, что поверхностные слои Солнца состоят из разреженного газа, в котором происходит поглощение света, идущего из более плотных и горячих слоев.

В основном, для наблюдения спектральных линий используются следующие приборы: спектрографы призменный, дифракционный, эшелетт.

Одна из характеристик солнечной плазмы является магнитное поле. Напряженность магнитного поля Солнца невелика, но достигает огромных значений в так называемых активных образований, играющих очень важное значения для жизни человечества.

Эффект Зеемана имеет определяющую роль в изучении магнитных полей солнечных пятен и всего солнечного магнетизма. Если излучающий или поглощающий атом находится в магнитном поле, то в результате взаимодействия магнитного момента атома с внешним магнитным полем, система его уровней расщепляется на подуровни, то есть магнитное поле увеличивает число возможных переходов, каждому из которых соответствует своя частота. В итоге под влиянием поля спектральная линия расщепляется на ряд компонент. По величине расщепления можно судить о значении магнитного поля. Наиболее простая картина расщепления соответствует нормальному эффекту Зеемана, когда спектральная линия с длиной волны  расщепляется на три компоненты (триплет) – несмещенную π-компоненту и две симметрично сдвинутые (относительно  ) σ-компоненты. Картина расщепления существенно зависит от ориентации наблюдателя по отношению к направлению магнитного поля, в связи с чем различают продольный и поперечный эффект Зеемана. При наблюдении перпендикулярно магнитному полю (поперечный эффект Зеемана) все компоненты линии поляризованы линейно. При наблюдении вдоль поля (продольный эффект Зеемана) остаются лишь σ-компоненты, однако линейная поляризация их сменяется круговой. Смещение зеемановских компонент зависит от величины напряженности магнитного поля и определяется выражением

где H- напряженность магнитного поля,  - фактор Ланде–безразмерная вели- на, которая определяет чувствительность рассматриваемой спектральной ли- нии к магнитному полю. Если H измерять в гауссах, а длину волны в ангстремах, то согласно этой формуле можно вычислить величину расщепления спектральной линии в ангстремах.

Пример эффекта Зееман рассмотрим на спектре большого солнечного пятна. Рассматривается линия железа Fe I. Две сильные вертикальные линии в середине расширены тенью (в середине) и полутенью (сверху и снизу). Расширение левой линии меньше и вызвано сильными вертикальными движениями в пятне. Правая линия, Fe I, в тени пятна расщеплена на 3 линии, видимо сильным магнитным полем. Все это показано на рисунке 1.

Рисунок 1. Спектр солнечного пятна

На рисунке 2б показана наблюдаемая линия в спектре Солнца, а на рисунке 2а 3D вид этой спектральной линии, получаемой при 3D моделировании с помощью специальных программ.

Список литературы:

1. Брей Р. Солнечные пятна / Р. Брей, Р. Лоухед. – М.: Мир, 1967. –384 с.
2. Засов А.В. Общая астрофизика / А.В. Засов, К.А. Постнов.– Фрязино: Век 2, 2006. – 496 с.
3. Скляр А. А. Электронный атлас солнечного спектра с расширенными функциональными возможностями / А. А. Скляр, Н. И. Кобанов // Солнечно-земная физика. – 2008. – Вып. 11 (124). – С. 41–43.