Физическая энциклопедия Том 4 - Порохов А.М.
Скачать (прямая ссылка):
Распупление уровней в атомах и молекулах, к к-рому приводит С. в., по порядку величины равно a2(mcmp)SjZ3Ry для магн. части взаимодействия и (Qja)ZbRy для квадруподышх взаимодействий, где а — е*/Нс — тонкой структура постоянная, Z — заряд ядра, Ry — е2/2а0 — единица Ридберга для энергии, а0 — Бора радиус. Характер расщепления Допределяется величиной (IJ), усреднённой по собств. состоянию системы I FMlJ) с полным моментом F — I J; M — проекция полного момента:
Д«?р — ——ACBC(С1),
где С = 2 (FMIJ\IJ\FMIJ) = F(F + I) — /(/+I) — -Ці + 1). Для водородоподобных ионов в состоянии с квантовыми числами nlj имеем:
л__ 2 / , > 7*Rv f8/3. если I—0,
A-а gj(me/mp) п3 |^_j_iy2)/(;-|-l)-iT еслн ^>0;
/ 2\ Z3Tty ____________3_____________
“V о) »* '
Для неводородоподобных атомов, молекул и твёрдых тел расчёт маги, поля и градиента электрнч. поля электронных оболочек в месте нахождения ядра весьма сложен. Ои, как правило, связан с выходом за рамки обычного Хартри — Фока метода н требует громоздких расчётов. В частности, даже для щелочных элементов учёт спиновой поляризации остова может изменить значение постоянной Л в 1,5 раза. В ряде случаев, иапр. для атомов и ионов с валентными d-электронами, из-за спиновой поляризации меняется знак маги. поля. Для многозарп^ных ионов и тяжёлых ядер существенную роль начинают играть релятивистские эффекты и эффекты, связанные с конечным размером ядра.
Экспериментально С. в. исследуется методами лазерной спектроскопии, радиоспектроскопии, электронного парамагнитного резонанса, ядерного магнитного резонанса, ядерного квадруполъного резонанса, используются также методы гамма-спектроскопии, основанные на Мёссбауэра эффекте. Изучение сверхтонкого расщеплэ-ния позволяет определить спины, мпгп. и квадруполь-ные моменты ядер, вт. ч. ив случаях, когда время жизни этих ядер мало. В свою очередь, благодаря С. в. ядра играют роль естеств. зонда, позволяющего исследовать электронную структуру твёрдых тел.
С. в. весьма существенно в спектроскопии мезоатомов, т. к. абс. величина сверхтонкого расщепления увеличивается в (пг№/пге)3 раз, где Otll — масса мезона, а относительная — в (mJmR)z раз.
Переход между подуровнями сверхтонкой структуры основного состояния водорода даёт радиолинию водорода 21 см, к-рая играет чрезвычайно важную роль в совр. радиоастрономии.
Лит.: Ландау JI. Д., Лифшиц Е. М., Квантовая механика, 4 изд., М., 1989; Собельман И. И., Введение в теорию атомных спектров, L2 изд.], М., 1977; Сверхтонкие взаимодействия в твердых телах, пер. с англ., М., 1970; L і n d-gren I., Morrison J., Atomic many body theory, 2 ed.,
В.— La. о.], 1986. И. Л. Бейгман.
СВЕТ — 1) в узком смысле — то же, что и видимое излучение, т. е. эл.-магн. волиы н интервале частот, воспринимаемых глазом (7,5-Ю14 — 4,0-Ю14 Гц), что соответствует длинам волн в вакууме от ~400 до ~760 им. С. очень высокой интенсивности глаз воспринимает в несколько более широком диапазоне. Свето-
вые волны разл. частот воспринимаются человеком как разл. цвета (подробнее см. в ст. Колориметрия).
2) С. в широком смысле — то же, что оптическое излучение. А. П. Гагарин.
СВЕТЙМОСТИ КЛАССЫ — параметры спектральной классификации звёзд, характеризующие зависимость спектра звезды от её абс. видимой звёздной величины Mу. С,, к. определяются в т. и. йерксской системе спектральной классификации звёзд (см. Спектральные классы).
Разделение звёзд на С. к. связано с зависимостью степени ионизации атомов в атмосферах звёзд от электронного давления и с зависимостью интенсивности спектральных линий от величины взаимодействия атомов с окружающими частицами. Эти зависимости различаются для звёзд с разными ускорениями силы тяжести в атмосфере g. Вследствие масса — светимость зависимости величина g, в свою очередь, связаиа со светимостью звезды, мерой к-рой является абс. звёздная величина. В йерксской классификации определяются след. С. к. (табл.; не во всех спектральных классах представлены все C1 к.).
Класс светимости Название Подразделения в порядке убывания светимости
0 (или Ia- Сверхсверхгиганты или
O1Ia+) гипергиганты
I Сверхгиганты la, lab, Ib
II Яркие гиганты
III Гиганты II—III, Ilia, IIIab, IIIb, III-Iv
IV Субгиганты
V Карлики
Иногда вводятся С. к. VI для субкарликов и С. к. VII для белых карликов. Наблюдаемая численность звезд отдельных С. к. находит объяснение в рамках теории эволюции звёзд.
Лит. см. при ст. Спектральные классы. Л. Р. Юнгелъсон.
СВЕТИМОСТЬ в астрономии — полная энергия, излучаемая источником в единицу времени. Часто С. выражают в единицах светимости Солнца Lq « 3,86» 1033 эрг/с. Иногда говорят не о полной С., а о С. в нек-ром спектральном диапазоне. Напр., в зависимости от метода определения различают визуальную, фотографическую и др. светимость. С. космич. источника излучения может быть найдена по его блеску и расстоянию до него. По известному расстоянию г определяют абс. звёздную величину M, к-рая связана с видимой звёздной величиной т соотношением
М=т-\-Ъ—5 Ig г—А(г),
