История развития науки не раз подтверждала тесную связь физики и астрономии. Известно, что целый ряд важных физических закономерностей был установлен на основе астрономических наблюдений. Так закон Всемирного тяготения был открыт Ньютоном при изучении движения планет и их спутников, а возможность термоядерной энергии была впервые обоснована для объяснения энергетики Солнца и звезд.
   Аномальный сдвиг перигелия Меркурия показал, что теория гравитации Ньютона была неполной; астрономические наблюдения помогли Эйнштейну в создании общей теории относительности.
Космос удивительная лаборатория. Там физики находят материю, которая может иметь очень высокую и очень низкую температуру, сверхвысокую и сверхнизкую плотность. Она может занимать огромные объемы, т.е. находиться в условиях, которые невозможно создать в лаборатории. И в этом громадная ценность астрономических наблюдений и астрофизических исследований.
Чрезвычайная разреженность вещества в космосе представляет уникальную возможность для изучения элементарных процессов, протекающих в атомах и молекулах, которые проявляются в излучении или поглощении спектральных линий. И это важно для физики. Нелишне вспомнить, что первые спектральные линии - фраунгоферовы линии- были обнаружены также в астрономических объектах и их наблюдения стимулировали развитие лабораторной спектроскопии.
   В настоящее время методами радиоастрономии в спектре космического излучения обнаружено и исследуется большое количество спектральных линий различных атомов и молекул. В этой статье мы рассмотрим отдельный класс таких линий, а именно спектральные линии, возникающие при переходах между высоковозбужденными уровнями атомов с различными главными квантовыми числами n. Высоковозбужденные атомы образуются в космическом пространстве главным образом в результате рекомбинации ионов и электронов. В них при последующих каскадных переходах, когда захваченный электрон как по ступенькам перепрыгивает вниз, происходит испускание квантов в радиодиапазоне. Поскольку уровни c высокими n заселяются в основном при рекомбинации, а излучаемые при переходах спектральные линии приходятся на радиодиапазон, то они получили название рекомбинационные радиолинии (PPЛ).
   Исследования РРЛ линий привели к получению ряда принципиально новых, важных для физики и астрономии результатов. Было установлено, что в разреженной межзвездной среде атомы, как квантовые системы, могут существовать до уровней возбуждения n ~ 1000, достигая размеров ~ 0.1 мм. Излучаемые (поглощаемые) ими спектральные линии можно наблюдать на Земле в широком диапазоне радиоволн от миллиметровых до декаметровых. Теоретическое предсказание и экспериментальное обнаружение таких гигантских атомов - одно из интереснейших открытий недавнего времени, целиком принадлежащее советской науке. В развитии этого направления важную роль сыграл Физический институт им. П.Н.Лебедева (ФИАН). В Пущинской радиоастрономической обсерватории института были проведены первые успешные наблюдения рекомбинационных радиолиний; их исследования продолжаются в обсерватории до настоящего времени, более 40 лет.
   Для того, чтобы понять описываемые ниже исследования РРЛ нам необходимо сначала рассмотреть основную физическую модель, известную сейчас как "Атом Бора". Эта модель простым путем объясняет излучение атомом спектральных линий.

   Атом Бора

   Излучение атомами спектральных линий при переходах между уровнями с различными главными квантовыми числами n было обнаружено около 100 лет тому назад. Это хорошо известные серии линий Лаймана, Бальмера и Пашена, излучаемые водородом в ультрафиолетовом, видимом и ИК-диапазонах. На их основе Н.Бором в 1913 г. была разработана квантовая теория строения атома.
Согласно теории Бора атомы могут длительно пребывать только в определенных стационарных состояниях, характеризуемых набором орбит движения электрона вокруг ядра, которым соответствуют дискретные уровни энергии атома. При переходе из одного такого состояния n2 в другое n1 атомы испускают излучение на строго фиксированных частотах, определяемых для простейшего случая атома водорода выражением:

  где - R _Hпостоянная Ридберга для водорода, равная 3.288 x 10¹⁵Гц, n1 и n2 квантовые числа нижнего и верхнего уровней атома соответственно, n = n2 - n1 = 1,2,3… - порядок перехода.
Теория Бора объяснила наблюдаемые серии спектральных линий водорода, как переходы на первые три уровня атома, n1 = 1,2,3 и предсказала новые, более длинноволновые серии линий. Она не накладывала каких либо ограничений на количество уровней в атоме, количество серий, но в тоже время не отвечала на вопрос о том, до каких пор можно наблюдать переходы между возбужденными уровнями атома с все меньшими различиями между энергиями соседних уровней и соответствующим увеличением длины волны спектральных линий.
   Продвижение экспериментальных исследований в сторону длинных волн осуществлялось очень медленно. Четвертая серия спектральных линий водорода, cерия Брекета ( = 4.05 мк), была обнаружена через девять лет после появления теории Бора, пятая ( = 7.46 мк) - через 11, а шестая с = 12.3 мк только через 40 лет, в 1953г в результате очень тонких измерений в спектре газового разряда, проведенных Хемфри [1]. Этими измерениями классическая лабораторная спектроскопия практически исчерпала свои возможности. Было ясно, что для ответа на поставленные вопросы нужны принципиально новые методы исследований. И здесь на помощь физике пришла астрономия, а точнее ее наиболее быстро развивающаяся ветвь - радиоастрономия.

Предсказание и обнаружение радиолиний, излучаемых высоковозбужденными атомами

  В 1959г. Н.С. Кардашев, работавший в то время в Государственном Астрономическом институте им. П.К.Штернберга (ГАИШ), пришел к выводу, что в условиях разреженной межзвездной среды (МЗС) в процессе рекомбинации электронов и ионов, могут образовываться высоковозбужденные атомы с n ~ 100. При последующих затем каскадных переходах по пути в основное, наиболее устойчивое состояние (n1=1) такие атомы должны излучать линии в радиодиапазоне, причем наиболее интенсивными должны быть линии водорода при переходах с n = 1 [2].
  Тщательный анализ проблемы, проведенный в Физическом институте им. П.Н.Лебедева, позволил выработать оптимальную программу поиска радиолиний возбужденного водорода [3]. Особое внимание было обращено на взаимодействие возбужденных атомов с электронами, которое приводит к штарковскому уширению линий и их размытию. Эффективность этого взаимодействия определяется плотностью плазмы и растет с увеличением уровня возбуждения, т.к. при этом растут размеры орбит электронов. Интенсивность линий должна увеличиваться с длиной волны, достигать некоторого максимума, а затем уменьшаться из-за уширения и размытия линий.

Рис. 1. Яркостная температура в центре линии в зависимости от длины волны: a) Ne = 100 cм-3, б) Ne = 200 cм-3, в) Ne = 500 cм-3, г) Ne = 1000 cм-3.

  На Рис. 1 показана зависимость яркостной температуры в центре линии T_b/c для переходов с n=1 от длины волны и электронной плотности Ne. Шкала по оси ординат нормирована к мере эмиссии области HII (ME = N_e²l), где l - длина пути вдоль луча зрения в парсеках. В миллиметровом диапазоне, где штарковское уширение радиолиний несущественно и ширина линий определяется только доплеровским уширением, яркостная температура линий растет с длиной волны. На сантиметровых волнах для N_e > 100 см^-3 начинает сказываться эффект штарковского уширения, приводящий с увеличением длины волны к резкому уменьшению яркостной температуры линий. Это вызывает перегиб каждой и кривых Рис. 1, причем для больших электронных плотностей максимумы температуры сдвигаются в сторону более коротких волн. Последнее обстоятельство очевидно с физической точки зрения, так как за более длинноволновые линии ответственны атомы, имеющие электроны на более внешних орбитах.
  Проведенный анализ позволил сделать выбор оптимального диапазона волн и космических объектов, в которых попытка обнаружения излучения радиолиний имела бы больший успех. Максимальная интенсивность линий должна наблюдаться в областях HII, имеющих максимальную меру эмиссии. При этом ME = N_e²l должна быть большой не за счет концентрации (что приводило бы к размытию линий), а за счет больших размеров туманности. Исходя из проведенного анализа, были выбраны астрономические объекты, где имело бы смысл вести поиск линий; был также оптимизирован диапазон длин волн. Было найдено, что наилучшим для обнаружения линий является диапазон длин волн 1.5 - 4 см, а наиболее перспективными объектами являются туманности Омега и Ориона [3].
  В том же 1959 г., когда Кардашев Н.С. сделал свое предсказание о возможности существования высоковозбужденных атомов и излучении ими спектральных линий в радиодиапазоне, на Радиоастрономической станции ФИАН в Пущино - будущей Пущинской радиоастрономической обсерватории - было завершено создание 22-м радиотелескопа [4]. По ряду параметров радиотелескоп РТ-22 (Рис. 2) превосходил все существующие в то время радиотелескопы и очень хорошо подходил для поиска ожидаемых линий. Телескоп предназначался для работы в диапазоне коротких сантиметровых волн, и именно этот диапазон, согласно проведенным расчетам, был оптимален для поиска. Линии ожидались очень слабыми, требовалось большое время накопления сигнала, и это требование также удовлетворялось РТ-22: радиотелескоп имел достаточно точную систему наведения и слежения за объектом при его движении по небесной сфере.
  Для осуществления программы поиска линий был разработан специальный высокочувствительный радиоспектрометр 3 см диапазона, который был установлен на РТ-22. В апреле 1964г. в первой же серии наблюдений радиолиния возбужденного водорода на частоте v = 8872 МГц ( = 3.38 см), обусловленная переходами между уровнями 91 и 90, была уверенно обнаружена в спектре излучения туманности Омега - одной из наиболее ярких областей ионизованного водорода (областей НII) в Галактике. Через три месяца частота наблюдавшейся линии сместилась на величину, соответствующую доплеровскому сдвигу из-за орбитального движения Земли, что доказывало космическое происхождение обнаруженной радиолинии. На Рис. 3 приведены полученные спектры [3].
  Практически одновременно с наблюдениями в ФИАНе поиск радиолиний возбужденного водорода проводили радиоастрономы Главной астрономической обсерватории (ГАО) в Пулково. В мае 1964г. им удалось обнаружить в туманности Омега еще более длинноволновую линию, излучаемую водородом при переходах n₁₀₅ -> n₁₀₄ [6]. Частота линии в соответствии с расчетами равнялась 5763 МГц ( = 5.2 см).

Рис. 2. 22-м радиотелескоп Физического института им.П.Н.Лебедева в Пущино. На этом инструменте 27 апреля 1964 г. были обнаружены рекомбинационные радиолинии: линия возбужденного водорода n91 n90 ( = 3.3 см.)

  31 августа 1964 г. результаты обеих групп советских радиоастрономов по обнаружению излучения радиолиний возбужденного водорода были доложены на XII Генеральной Ассамблее Международного Астрономического Союза в Гамбурге и были встречены с большим интересом мировой научной общественностью. Советские сообщения явились полной неожиданностью для зарубежных радиоастрономов, которые в своих теоретических работах [7], [8] указывали на невозможность наблюдения радиолиний, а в экспериментальных попытках обнаружить предсказанное Кардашевым Н.С. излучение не смогли добиться положительных результатов.

Рис. 3. Первые спектрограммы линии возбужденного водорода n91 n90, полученные на радиотелескопе РТ-22. а) спектрограмма в направлении туманности Омега, б) контрольная спектрограмма при телескопе, отведенном от источника, в) усреднение по 7 спектрам в направлении туманности Омега и 5 контрольным спектрограммам, полученным в апреле 1964 г. Абсцисса - частота; ордината - антенная температура. Большая метка - расчетная частота ожидаемой линии, скорректированная на радиальную скорость, вертикальные линии - метки частоты через 1 МГц. г) Доплеровское смещение, измеренное в 1964 г. Кривая - расчетная радиальная скорость туманности относительно Земли [5].

  Государственный комитет по делам изобретений и открытий при СМ СССР зарегистрировал явление излучения радиолиний, обусловленных переходами между высоковозбужденными состояниями атомов, в качестве открытия с приоритетом 31 августа 1964 г. - по дате сообщения на Ассамблее МАС [9].
  В 1965 г. радиолинии возбужденного водорода были приняты в США. В Национальной радиоастрономической обсерватории Грин-Бэнк в диапазоне 6 см в туманностях Омега и Ориона была зарегистрирована линия водорода при переходах между уровнями 110 и 109 [10], а в Гарвардском университете наблюдались еще две линии 157-156 и 159-158 ( = 18 см)[11].
  Вслед за линиями возбужденного водорода вскоре были приняты линии возбужденного гелия - второго по обилию элемента в МЗС. Возможность таких наблюдения также предсказывалась в работе [2]. В 1966г. в Гарвардском университете были приняты линии гелия He156a , He157a и He159a ( = 18 см) в туманности Омега [12], а в Пущинской обсерватории, в другом источнике - туманности Ориона - была принята линия He104a[13].
  Как и следовало ожидать, частоты линий гелия оказались выше частот соответствующих линий водорода на небольшую величину 0.04103% из-за зависимости входящей в выражении (1) постоянной Ридберга от массы атома:

  где М - масса атома, m - масса электрона и =3.2899 x 10¹⁵ Гц -постоянная Ридберга для бесконечной массы.
С этими обнаружениями плотина была прорвана и к исследованиям радиолиний высоковозбужденных атомов - рекомбинационных радиолиний - подключились радиоастрономические группы из других стран. Стало очевидным, что эти линии являются источником богатейшей информации как о микромире - свойствах атомов при высоких уровнях возбуждения, так и о макромире - строении окружающего нас космического пространства. Астрономы во многих обсерваториях и институтах мира начали исследовать РРЛ.

Рекомбинационные радиолинии и атомная физика.

Первые неожиданные результаты.

  Уже первые наблюдения РРЛ привели к поразительным результатам. Выяснилось, что линии не уширяются и не размываются при n > 100, как это следовало ожидать из теории [5], [10],[11]. Рис. 3 показывает результаты измерения ширин РРЛ водорода, полученные в 1964-1967 годах в туманности Омега, в сравнении с расчетами штарковского уширения. Теория предсказывала, что для Ne = 500 см-3, минимально возможном значении электронной плотности в туманности, штарковское уширение должно сказываться уже при n ~ 100, а при n = 166 ширина линии должна в десятки раз превосходить наблюдаемую. Однако, измеренные ширины линий вообще не показывают штарковского уширения.
  Полученные по РРЛ данные указали на необходимость пересмотра теории штарковского уширения спектральных линий водорода и водородоподобных атомов в плазме. Как стало очевидным, теория, проверенная только по линиям с небольшими значениями n, не учитывала одного очень важного свойства, которое наиболее сильно проявляется в атомах при высоких уровнях возбуждения. При соударениях (взаимодействиях) с заряженными частицами возмущение близких между собой уровней почти идентично и потому разница энергий соседних уровней оказывается существенно меньше, чем смещение самого уровня при возмущении. В результате частоты радиолиний и формы их профилей, определяемые именно разностью энергий между уровнями, практически не меняются.
  Это механизм компенсации возмущений не играл заметной роли в штарковском уширении в оптическом диапазоне, в сериях Бальмера, Пашена и др. Возмущение верхнего уровня существенно превосходило возмущение нижнего, эффект компенсации был мал и в пределах точности измерений теоретические расчеты хорошо согласовывались с экспериментальными данными. Исходя из наблюдений РРЛ, теория была пересмотрена [20,21].

Рис. 4 Первые наблюдения ширин РРЛ, v, в зависимости от квантового числа n в туманности Омега. Прямая линия - чисто допплеровское уширение с v/v = 1.2 x 10-4. Пунктирная кривая - расчетные значения ожидаемых ширин линий с учетом штарковского уширения [3]. Наблюдения РРЛ обозначены: заполненные треугольники - Пущино - Н90a [5], Н104a [14]; открытые квадраты - Пулково - Н104a [6], [15]; открытые кружки - Грин Бэнк - Н109a [10], [16]; ромбы - Паркс, Австралия, - Н126a и Н16a [17]; заполненные кружочки -Гарвард - Н156a , Н158a [11] и H166a [18]; заполненный квадрат - Калифорнийский университет - Н158a [19].

Обнаружение РРЛ на метровых и декаметровых волнах.
Гигантские атомы в космосе.

   Пересмотренная теория уширения спектральных линий в плазме объяснила, почему РРЛ оказалось возможным наблюдать при значительно более высоких номерах переходов, чем предполагалось ранее. При этом возникли очень важные для физики вопросы: а сколько вообще в атоме может быть устойчивых квантовых уровней и по каким причинам наступает предел? Самый высокий уровень, при переходе с которого в это время наблюдалась линия водорода, составлял n = 301. Эта линия была зарегистрирована в обсерватории Джодрел-Бэнк (Англия) [22].
   Могут ли быть атомы с еще более высоким уровнем возбуждения? В поисках ответа на этот вопрос на Радиоастрономической станции ФИАН в Пущино развернулись работы по поиску радиолиний при n > 400 c частотами, приходящимися на метровый диапазон. Удачным стечением обстоятельств было то, что кроме радиотелескопа РТ-22, станция располагала также крупным широкодиапазонным радиотелескопом метрового диапазона ДКР-1000 с размерами антенных полотен 1000 40 метров. Этот инструмент и был использован для поиска линий в метровом диапазоне. Задача оказалась, однако, очень трудной и только в 1983г., после многолетних усилий радиоастрономам ФИАН и ГАИШ удалось получить положительный результат. В этом году - впервые в мире в метровом диапазоне - были обнаружены радиолинии, но не водорода, который в этом диапазоне принять так и не удалось, а углерода: С427a ( = 3.5 м), C486a ( = 5.25 м), C528a ( = 7.12 м) и С612b ( = 5.25 м). Линии были зарегистрированы в поглощении в направлении на интенсивный источник радиоизлучения Кассиопея А [23].
   Линии углерода с еще более высокими номерами переходов вплоть до линии C766a ( = 20м) были зарегистрированы в Радиоастрономическом институте Академии наук (РИ АН) Украины с помощью крупнейшего в мире радиотелескопа декаметрового диапазона УТР-2 с размерами 1800 900 м[24]. Все линии наблюдались в поглощении с небольшим, 10^-3, контрастом.
   Полученные результаты оказались крайне интересными и в значительной степени неожиданными. Сразу возникли вопросы: Почему при наивысших уровнях возбуждения обнаруживаются линии углерода, а не наиболее распространенного (наиболее обильного как говорят астрономы) водорода? Если удалось зарегистрировать радиолинии, соответствующие 766-му уровню атома, то сколько же устойчивых энергетических уровней в атомах может быть и по каким физическим причинам наступает предел? Вычисляя размер атома по модели Бора, согласно которой D = 10^-8 n² cм, мы получим для n=766 D 60 мк. Может ли существовать атом с уровнем возбуждения n=1000, имеющий размеры 100 микрон, c n=3000 и размерами 1 мм? Где предел и чем он определяется?
   На все эти вопросы сейчас удалось найти ответы. Ответ на первый вопрос заключается в том, что с повышением уровня возбуждения резко увеличивается влияние на атом соседних заряженных частиц: для каждого уровня существует предел электронной плотности Ne n-9. Поскольку интенсивность радиолиний пропорциональна квадрату плотности, то при очень малых плотностях необходимое для регистрации линий количество высоковозбужденных атомов может набраться только в холодной среде, где вероятность рекомбинации на много порядков больше, чем в горячей. Оба вышеуказанных условия выполняются в межзвездной среде, вдали от горячих звезд, где водород нейтрален. В тоже время менее распространенные и имеющие меньший потенциал ионизации, чем водород, элементы ионизованы. Углерод среди них самый обильный, хотя его в 3000 раз меньше чем водорода. Электронная плотность в этом случае низка, а среда сильно не нагревается. Поэтому при наиболее высоких уровнях возбуждения наблюдаются линии углерода и не наблюдаются линии водорода.
   Ответом на второй вопрос явилось n 1000, как предельное значение различимых уровней возбуждения в атоме. Причиной, препятствующей существованию еще более высоковозбужденных атомов, является фоновое галактическое радиоизлучение, пронизывающее всю Галактику. Яркостная температура фона растет с длиной волны . По этой причине с увеличением уровня возбуждения атома n растет плотность квантов, способных вызвать в нем индуцированные переходы. Одновременно с ростом n увеличиваются сечения таких переходов. В результате при n 1000 время жизни атома на данном уровне становится столь малым, что никаких различимых спектральных линий мы не увидим.
   Таким образом, в результате проведенных исследований было установлено, что в условиях Галактики атомы, как квантовые системы, могут существовать до уровней возбуждения n 1000. При этом их размеры, в соответствии с боровской моделью, достигают 0.1 мм.
   Несмотря на кажущуюся фантастичность таких атомов - гигантов, их существования в космосе вполне реально и естественно. Представим себе разреженную МЗС. Основной ее элемент - водород -нейтрален. Рассеянное УФ излучение звезд ионизует атомы элементов, имеющих меньший потенциал ионизации, чем водород. Поэтому электронов и ионов в среде очень мало - одна заряженная частица может приходиться на несколько десятков или сотен кубических сантиметров. Тем не менее, электроны и ионы существуют, они рекомбинируют, образуя с определенной вероятностью атомы с высоким уровнем возбуждения. Образовавшись, такой атом оказывается устойчив, поскольку соударения с заряженными частицами, способными этот атом разрушить, маловероятны, а нейтральные атомы водорода, которых несравненно больше, чем заряженных частиц, свободно пролетают между орбитой электрона и атомным остовом, не оказывая возмущающего воздействия.
   Рис. 5 иллюстрирует как расширились наши знания об атомах, о существовании возбужденных уровней и об излучении спектральных линий при переходах между ними. Эти данные, представляющие большой интерес для физики, удалось получить благодаря радиоастрономическим методам исследований. Проведенные вначале в сантиметровом диапазоне, при n 100, наблюдения рекомбинационных радиолиний распространились в сторону более длинных - метровых и декаметровых волн, где были зарегистрированы линии, соответствующие главным квантовым числам n 1000 почти предельным для атомов в условиях Галактики. Одновременно наблюдения РРЛ продвинулись в сторону наиболее коротких - миллиметровых и субмиллиметровых волн. После наблюдений ИК линий вплоть до H10a современные радиоастрономические исследования сомкнулись с классическими наблюдениями линий водорода в ИК, оптическом и УФ диапазонах, на базе которых Бором была обоснована квантовая теория строения атома.
   Интересно отметить, что Н.Бор в известной мере предвидел, что наиболее высоковозбужденные атомы можно наблюдать именно в космосе. В своей работе "О спектре водорода", объясняя почему в лабораторных условиях не удается наблюдать столь же высокие члены бальмеровской серии, как в спектре небесных тел, он писал: "Только при очень низких давлениях большие электронные орбиты не будут возмущаться электрическими силами соседних атомов; давление должно быть столь низким, что в гейслеровской трубке обычных размеров мы не можем получить свечение достаточной яркости. Однако можно предполагать, что в небесных телах водород может находиться в крайне разрежении на огромных просторах" [25]. Как мы сейчас видим, предположение Бора было весьма прозорливым, хотя он, конечно, не мог предвидеть того, что наиболее возбужденные атомы будут зарегистрированы методами радиоастрономии. Во время создания им квантовой теории атома ее просто не существовало.

Рис. 5. Известные ранее спектральные линии n -> n - 1 атома водорода в УФ, оптическом и ИК диапазонах и некоторые из обнаруженных линий радиодиапазона, указывающие, что атом может существовать до уровней возбуждения n~ 1000.

   Прогресс в исследовании высоковозбужденных атомов, достигнутый радиоастрономией, был продемонстрирован в 1985 г. на Всесоюзном Симпозиуме, посвященном 100-летию со дня рождения Н.Бора, который был организован АН СССР. Доклад "Теория атома Бора и современные исследования спектров возбужденных атомов" [26] был с интересом встречен аудиторией. Многие физики не были знакомы с результатами исследований РРЛ, которые публиковались в основном в астрономических журналах, и были поражены, узнав о существовании в космосе атомов-гигантов с уровнями возбуждения до n 1000 и размерами до 0.1 мм. Весьма удачным оказалось и то, что Симпозиум проводился в Пущино. После доклада участники Симпозиума могли ознакомиться с радиотелескопами Пущинской радиоастрономической обсерватории, где РРЛ были обнаружены и исследовались в течение многих лет.
   Полученные по РРЛ результаты, затрагивающие основы физики, еще раз убедительно подтверждают, что наш Космос действительно является удивительной лабораторией.

Рекомбинационные радиолинии - эффективное средство в астрономии

   РРЛ оказались весьма эффективным средством в проведении астрофизических исследований. Эти линии уникальны как по количеству переходов, так и по ширине диапазона, в котором могут наблюдаться. В шкале электромагнитных волн РРЛ занимают около 5 порядков, что позволяет исследовать астрономические объекты, существенно отличающиеся по своим физическим свойствам. Важную роль при этом играют огромные преимущества радиодиапазона. В отличие от электромагнитных волн оптического диапазона радиоволны почти не поглощаются в межзвездной среде и их можно принимать с очень больших расстояний.
   Наиболее обильную информацию РРЛ поставляют о межзвездной среде (МЗС). Хотя масса МЗС составляет только 3% массы Галактики, равной 1,5 x 10¹¹ массы Солнца, она (МЗС) является одной из ее основных составляющих: изучение МЗС позволяет понять происходящие в Галактике эволюционные процессы. Между звездами и МЗС идет постоянный обмен материей и энергией. По современным представлениям звезды образуются в сгустках МЗС, когда физические условия в них - плотность и температура - позволяют начаться процессу самостоятельного гравитационного сжатия и последующей реакции термоядерного синтеза. В результате таких процессов образуются звезды, и масса МЗС переходит в массу звезд.
   Образовавшиеся звезды через звездный ветер и взрывы сверхновых возвращают материю в межзвездную среду. При этом происходит изменение химического состава МЗС: в результате реакции термоядерного синтеза, протекающей в звездах, материя, возвращаемая в МЗС, оказывается обогащенной тяжелыми элементами. Выделяемая звездами энергия в виде УФ излучения, звездного ветра и расширяющихся оболочек вызывает глубинные изменения в структуре и физическом состоянии МЗС. Одна часть межзвездного газа, в первую очередь около звезд, под воздействием УФ излучения ионизуется, образуя области HII с температурой в тысячи градусов. Со временем области HII расширяются, а звезда может выйти из области HII или сбросить оболочку. Другая часть межзвездного газа вследствие динамических процессов, вызываемых энергией звезд, сжимается, образую плотные холодные сгущения, где формируется следующее поколение звезд. Таким образом, осуществляется кругооборот между межзвездной средой и звездами.
   Основным элементом межзвездной среды является водород, составляя около 70% ее массы. Примерно 28% массы МЗС приходятся на гелий и 2% на все другие элементы. Примерно половина массы водорода МЗС находится в молекулярной форме, в плотных и холодных облаках, а остальная часть - приходится на нейтральные атомы (HI) и ионы (HII).
   Водород в молекулярной форме никаких спектральных линий в радиодиапазоне не излучает. Сведения о плотных облаках МЗС, где основную массу составляют молекулы H2, большей частью были получены по вращательным линиям других молекул, находящихся в этих облаках. Частоты этих линий приходятся в основном на миллиметровые и сантиметровые волны.
   Атомарный водород в то же время излучает хорошо известную линию 21 см, обусловленную переходами между уровнями сверхтонкой структуры атомов в основном состоянии. С помощью этой линии были получены фундаментальные данные о распределении атомарного водорода в МЗС Галактики и многих других галактик.
   РРЛ позволяют изучать третью основную составляющую межзвездной среды - области ионизованного газа. В первую очередь это HII области, которые очень распространены в Галактике. Излучение РРЛ водорода является важнейшим критерием разделения источников космического радиоизлучения на тепловые - области HII и нетепловые. Как показали проведенные исследования большинство источников непрерывного радиоизлучения на сантиметровых волнах, находящихся вблизи от плоскости Галактики, являются HII областями.

Рис. 6. Типы основных объектов МЗС, исследуемых с помощью РРЛ. (1) - плотные HII области, как Большая туманность Ориона, или планетарные туманности; (2) - протяженные области HII низкой плотности; (3) - CII области, образующиеся между областями HII и молекулярными облаками; (4) - области CII на поверхности молекулярных облаков, на их границе с диффузной МЗС; (5) - области HII внутри атомарных HI облаков. X обозначает РРЛ от атомов более тяжелых чем углерод, гелий и водород.

   Информация, содержащаяся в РРЛ водорода, дает возможность определить основные физические условия в HII областях, а также распределение ионизованного водорода в Галактике. В большинстве областей HII ионизован также второй по обилию элемент МЗС - гелий. Соотношение интенсивностей РРЛ водорода и гелия позволяет наиболее точно определить обилие гелия, имеющее важнейшее значение для понимания не только физики МЗС, но и закономерностей происхождения Вселенной.
   В холодной межзвездной среде, областях HI и на поверхности молекулярных облаков водород нейтрален, но могут быть ионизованы элементы с потенциалом ионизации меньшим, чем у водорода. Наиболее обильным из них является углерод. Линии углерода несут важнейшую информацию о промежуточных слоях МЗС между областями HII и родительскими молекулярными облаками, из которых области HII образовались. Рис.6 показывает основные типы объектов МЗС, изучаемые с помощью РРЛ.
   На Рис. 7 приведено обобщенное изображение спектрограммы в направлении HII области. Одновременно регистрируются РРЛ водорода и линия гелия, отстоящая от линии водорода по частоте на 4.078 10^-4v из-за различия в постоянных Ридберга. Если в диаграмму направленности радиотелескопа попадает родительское молекулярное облако, на границе которого с областью HII сформировалась область CII, то могут наблюдаться также линия углерода и линии группы более тяжелых элементов (S, Mn, Si, Fe). Линии этой группы еще более смещены в высокочастотную сторону, чем линии гелия и углерода, и сливаются из-за малой, 10^-5, разницы в постоянной Ридберга. Излучение РРЛ накладывается на непрерывное тепловое излучение, образованное в основном HII областью, но также и за счет ионизации более тяжелых элементов.

Рис. 7. Гипотетическая спектрограмма в направлении области HII c рекомбинационными линиями водорода, гелия, углерода, а также линиями более тяжелых элементов, сливающихся в одну линию, обозначенную "Х". Информация о МЗС содержится в измеряемых антенных (яркостных) температурах каждой линии, TL, их ширинах по половине интенсивности v L и формах профиля, наблюдаемых (смещенных за счет доплер-эффекта) частотах центров линий ?, а также температуре низлежащего континуума, TC, создаваемого свободно-свободным излучением ионизованной среды.

   По спектрограмме измеряется большое количество параметров: антенные (яркостные) температуры всех линий, их ширины, формы профиля и частоты, пересчитываемые в скорости движения излучающей среды относительно местного стандарта покоя, V_LSR. Одновременно измеряется также температура (интенсивность) непрерывного излучения в участке спектра вне линий. Эти данные и содержат информацию о МЗС.
   Рекомбинационные радиолинии предоставили богатейшие возможности для астрономических исследований. Радиоастрономы использовали их для детального изучения физических условий в областях HII, определения распределения ионизованного водорода в Галактике, исследования холодных областей МЗС (по РРЛ углерода), для решения многих других задач строения и эволюции Галактики. РРЛ были приняты от внегалактических объектов.
Обзоры результатов астрономических наблюдений РРЛ, проведенных в различных странах, опубликованы в Трудах Коллоквиуме N 125 Международного Астрономического Союза [27]. Коллоквиум проводился в Пущино в 1989 г. и был приурочен к 25-летию обнаружения РРЛ.
   К настоящему времени по исследованиям РРЛ опубликовано более 1000 работ, представляющих интерес как для физиков, так и для астрономов. Обобщение полученных результатов сделано в монографии Р.Л.Сороченко и М.А.Гордон "Рекомбинационные радиолинии. Физика и астрономия" [28].

   За цикл работ "Открытие и исследование спектральных радиолиний высоковозбужденных атомов (рекомбинационных радиолиний)" группе советских радиоастрономов, включающей пять сотрудников Радиоастрономической станции ФИАН, была присуждена Государственная премия СССР 1988 г.

ЛИТЕРАТУРА

1. Humphreys, .J.1953, J.Res.Nat.Br.Stand, 50, 1
2. Кардашев Н.С. 1959, Астрон.ж. 1959, 36, 838
3. Сороченко Р.Л. 1965, Труды ФИАН им.П.Н.Лебедева, 1965, 28, 90
4. Калачев П.Д., Саломонович,А.Е. 1962, Труды ФИАН им.П.Н.Лебедева 17, 13
5. Сороченко Р.Л., Бородзич Э.В. 1965, ДАН СССР, 163, 603
6. Дравских А.Ф., Дравских З.В. Колбасов В.А. и др. 1965, ДАН СССР, 163, 332
7. Van de Hulst H.C. -Tijdshr.notuurkunde. 1945, 50, 1
8. Wild J. - Astroph.J. 1952, 11, 1
9. Сороченко Р.Л., Бородзич, Э.В., Дравских А.Ф., Дравских З.В., Кардашев Н.С. Гос.реестр открытий СССР. Диплом N 47
10. Hoglund B. and Mezger P.G. 1965, Science, 150, 339
11. Lilley et all. 1966, Nature, 209, 469
12. Lilley et all, 1966, Nature, 211, 174
13. Гуднов В.М., Зотов В.В., Нагорных Л.М., Р.Л.Сороченко, 1968, Астр.ж. 45, 942
14. Гуднов В.М. и Сороченко Р.Л., 1967, Астрон.ж. 44, 1001
15. Дравских З.В. и Дравских А.Ф., 1967, Астрон.ж. 44, 35
16. Mezger, P.G., Hoglund, B., 1967, Astroph.J. 147, 490
17. McGee, R.X. and Gardner, F.F., 1967, Nature, 213, 579
18. Palmer, P. and Zuckerman, B., 1966, Nature, 209, 1118
19. Dieter, N.H., 1967, Astroph.J., 150, 435
20. Минаева Л.А., Собельман И.И., Сороченко Р.Л. 1967, Астрон.ж. 44,995
21. Griem, H. 1967, Astroph.J. 148, 547
22. Pedlar, A. et.al. 1978, Mon.Not.R.Astron.Soc. 182, 473
23. Sorochenko, R.L. 1990, in Radio Recombination Lines: 25 Years of Investigation, Eds.Gordon M.A. and Sorochenko R.L., IAU Colloquium 125, Kluwer Academic Publishers, p.1
24. Konovalenko, A.A. 1990, ibid, p.175
25. Bohr, N. 1914, - Fysisk Tidsskraft, 12, 94. Русский перевод в кн. Нильс Бор, Избранные научные труды, 1, 152. Наука, Москва, 1970
26. Сороченко Р.Л. 1988, Нильс Бор и наука XX века. Сборник научных трудов, с.177. Киев. Наукова думка.
27. Radio Recombination Lines: 25 Years of Investigation, 1990, eds. M.A.Gordon and R.L.Sorochenko, Proceeding of the IAU Colloquium 125, Kluwer Academic Publishers
28. Сороченко Р.Л. и Гордон М.А. 2003, "Рекомбинационные радиолинии", Физика и астрономия, Физматлит, Москва