ЗЕЕМАНА ЭФФЕКТ

Зеемана эффект - расщепление спектральных линий под действием на излучающее вещество внеш. магн. поля. 3. э., наблюдаемый в спектрах поглощения, получил название обратного, все его закономерности аналогичны закономерностям прямого 3. э. (наблюдаемого в линиях излучения). 3. э. был открыт нидерландским физиком П. Зееманом в 1896 г. при лабораторных исследованиях свечения паров натрия. Рис. 1. Картина расщепления двух близких спектральных линий атома натрия (жёлтого дублета Na) в магнитном поле при наблюдении поперёк и вдоль поля; - и -компоненты поляризованы различно. Рис. 1 иллюстрирует зеемановское расщепление двух близких спектр. линий атома натрия, расположенных в жёлтой области видимого спектра (т.н. жёлтого дублета 5890 и 5896 ). Картина расщепления существенно зависит от направления наблюдения по отношению к направлению магн. поля. В связи с этим различают продольный и поперечный 3. э. При наблюдении перпендикулярно магн. полю (поперечный 3. э.) все компоненты спектр. линии поляризованы линейно (см. Поляризация электромагнитных волн), часть - параллельно полю H (-компоненты), часть - перпендикулярно (-компоненты). Рис. 2. Поляризация -компонентов (поперечный эффект Зеемана) и -компонентов (продольный эффект); H - направление магнитного поля, плоскость x, y - плоскость поляризации -компонентов. При наблюдении вдоль поля (продольный 3. э.) остаются видимыми лишь -компоненты, однако линейная поляризация их сменяется круговой (рис. 2). Распределение интенсивности в наблюдаемой системе компонентов оказывается сложным. Первое объяснение 3. э. было дано нидерл. физиком Х. Лоренцем в 1897 г. в рамках классич. теории, согласно к-рой движение электрона в атоме рассматривается как гармония, колебания линейного осциллятора. По этой теории спектр. линия при поперечном 3. э. расщепляется на три компонента. Такое явление получило название нормального 3. э., а расщепление линии на большее число компонентов - аномального З.э. Однако обычно наблюдается именно аномальный эффект. Исключение составляют переходы между синглетными уровнями, а также случаи сильного магн. поля (см. ниже). Полное объяснение 3. э. получил на основе квантовой теории. Уровни энергии атома расщепляются в магн. поле на подуровни. Квантовые переходы между подуровнями двух уровней порождают компоненты спектр. линии. Каждый энергетич. уровень атома характеризуется механич. моментом количества движения J. Расщепление уровней обусловлено тем, что с механич. моментом связан магн. момент J, , (1) где e, m - заряд и масса электрона, ( - магнетон Бора, a g - т.н. фактор Ланде. Смысл разделения коэфф. на два множителя поясняется ниже. Знак минус обусловлен отрицат. зарядом электрона. Взаимодействие магнитного момента с полем H изменяет энергию уровня. Величина этого взаимодействия зависит от взаимной ориентации и H. Вектор J в магн. поле может иметь 2J+1 ориентации, при к-рых его проекция JH=M, где М - магнитное квантовое число. Оно принимает значения 0, . Столько же значений может иметь проекция магн. момента на направление H. Поэтому уровень расщепляется на 2J+1 компонентов. Изменение энергии каждого компонента (по отношению к энергии уровня в отсутствие поля) с учётом ф-лы (1) равно: . (2) Механич. момент атома складывается из орбитального момента L и спинового момента S: J=L+S. Аналогично магн. момент . Величина подобна магн. моменту тока, образованного орбитальным движением электронов в атоме, и равна L. С величиной дело обстоит сложнее, т.к. спиновый момент S связан с внутр. характеристикой электронов, а не с их движением. Как следует из эксперимента (а также из релятивистской квантовой теории Дирака), S, т.е. на единицу спинового момента приходится вдвое больший магн. момент. Т.о., полный магн. момент (L+2S)=(J+S). (3) Вектор прецессирует вокруг вектора J, так что в среднем он направлен вдоль J, а его величина определяется по ф-ле (1). Согласно расчётам на основе квантовой механики, фактор Ланде g=1+[J(J+1)-L(L+1)+S(S+1)]/2J(J+1). (4) Рис. 3. Зависимость расщепления уровней энергии от напряжённости магнитного поля: а - при J=1/2, б - при J= 1, в - при J=3/2, г - при J= 2, M - магнитное квантовое число. На рис. 3 показаны примеры зеемановского расщепления нек-рых уровней. В соответствии с ф-лой (2) смещение частот компонентов линий равно: . (5) Изменение квантового числа М определяется правилом отбора . Всевозможные переходы, удовлетворяющие этому правилу, дают зеемановскую структуру линии. В общем случае значения фактора Ланде различны для верхнего и нижнего уровней, переход между к-рыми образует спектр. линию. Т.о., переходы с различными M1 дают разные даже при одинаковом . В результате получается сложная картина - аномальный 3. э. Если у верхнего и нижнего уровней S=0, то J=L, g= 1, , т.е. оказываются возможными всего три разных (три линии). Переходы между уровнями с = 0 дают центральный -компонент, а с - смещённые -компоненты. Возникает норм. 3. э. (рис. 4). Сходная картина получается в частном случае, когда g1=g2. В очень сильном поле H связь L и S нарушается, оба вектора начинают независимо друг от друга прецессировать вокруг направления J с проекциями ML и MS. Нарушение связи имеет место в случае, когда зеемановское расщепление становится больше тонкой структуры, т.е. J-структуры уровня LS. При этом . Правило отбора для такое же, как для , а = 0. Поэтому и опять проявляется норм. 3. э. В данных условиях каждый зеемановский компонент имеет тонкую структуру (подобно J-структуре уровня LS). Компоненты этой структуры характеризуются значением величины . Переход от аномального к нормальному 3. э. в сильном поле наз. эффектом Пашена-Бака. При переходе нарушается линейная зависимость смещения от поля. Для различных линий эффект возникает при разных величинах магн. поля. В астрофизике 3. э. используется для определения магн. полей космич. объектов. Рис. 4. Нормальный эффект Зеемана; стрелками обозначена поляризация компонентов, - частота исходной линии, и - частоты -компонентов. При измерениях магн. полей звёзд зеемановское расщепление спектр. линий обычно наблюдается в поглощении. Продольный компонент магн. поля измерен у неск. сотен звёзд различных спектральных классов. Выяснено, что индукция магн. поля на поверхности т.н. магнитных звёзд достигает неск. тысяч Гс, а у звезды HD 215441 наблюдается сильное поле Гс. Очень сильные магн. поля, превосходящие 10 Гс, обнаружены по 3. э. у нескольких вырожденных звёзд - белых карликов. Магн. поля Галактики можно измерить по зеемановскому расщеплению радиолинии водорода 21 см. Выбор линии поглощения для таких измерений позволяет наблюдать на фоне яркого радиоисточника резкую линию и значительно уменьшить роль шумов и возможных ошибок. Таким методом были измерены магн. поля в плотных и холодных облаках межзвёздного газа, проецирующихся на яркие галактич. радиоисточники: Кассиопея А, Телец А и др. Оказалось, что в облаке, расположенном в направлении источника Кассиопея А, магн. поле достигает Гс. Среднее крупномасштабное поле Галактики имеет величину Гс, а в облаках газа магн. поле в 5-10 раз больше. Таким путём определяется только продольный (вдоль луча зрения) компонент магн. поля. Изучение магн. полей активных областей, пятен и др. образований на Солнце производится с помощью особых чувствительных приборов - фотоэлектрич. магнитографов, позволяющих измерять поля до 1 Гс и меньше (составляющую поля по лучу зрения). При таких измерениях также используется обратный 3. э. В большинстве случаев зеемановские компоненты линии сливаются между собой - наличие магн. поля вызывает общее расширение спектр. линии. Магн. поле определяется в этих случаях поляризац. методами. При наблюдениях аномального 3. э., когда линия расщепляется на ряд - и -компонентов, для определения величины расщепления () -компонентов астрофизики используют ф-лу: , где Н выражено в Э, длина волны в . Обычно для измерений солнечных магн. полей используют спектр. линию железа (FeI) с фактором g= 3 и ряд др. линий. Поскольку зеемановские компоненты линии поляризованы различно (в продольном 3. э. линии имеют правую и левую круговую поляризацию, в общем случае - эллиптическую), изменение знака наблюдаемой поляризации смещает линию. Величина смещения, фиксируемая фотоэлектрич. магнитографом, определяет продольную составляющую напряженности поля. Для получения информации о величине и направлении полного вектора магн. поля на Солнце необходимо измерить параметры поляризации в нек-ром участке спектр. линии и использовать результаты теории образования линий в магн. поле. Для этой цели обычно принимается нек-рая модель атмосферы и предполагается однородность магн. поля в слое образования спектр. линии. Полный вектор индукции магн. поля измеряется с гораздо меньшей точностью (50-100 Гс). Общее магн. поле Солнца как звезды составляет в среднем ок. 1 Гс, однако в солнечных пятнах величина поля значительно выше и достигает неск. тысяч Гс. Особый интерес представляют сверхсильные магн. поля ~ 106-109 Гс у поверхности нек-рых белых карликов и ~ 1011-1013 Гс (а может быть, и выше) у поверхности ряда нейтронных звёзд. В сверхсильных полях разрушается связь орбитальных и спиновых моментов (li и si), к-рые в отсутствие поля образуют моменты L и S: L=, S=. В результате имеет место 3. э. отдельных квазинезависимых электронов. В очень сильных полях нарушается центральная симметрия атома, и атом (или ион) приобритает форму веретена. Такая ситуация имеет место на поверхности нейтронных звёзд (Л.А. Вайнштейн, В.М. Томозов)