Гэты артыкул з'яўляецца кандыдатам у добрыя артыкулы

спектральная лінія

Матэрыял з Вікіпедыі - вольнай энцыклапедыі
Перайсці да навігацыі перайсці да пошуку
Зверху ўніз: бесперапынны спектр без ліній; спектр, які складаецца з некалькіх эмісійных ліній ; бесперапынны спектр з лініямі паглынання
Спектр з лініямі паглынання, адзначанымі стрэлкамі, у графічным прадстаўленні

Спектральная лінія - вузкі ўчастак спектру электрамагнітнага выпраменьвання , дзе інтэнсіўнасць выпраменьвання ўзмоцнена альбо аслаблена ў параўнанні з суседнімі абласцямі спектру. У першым выпадку лінія называецца эмісійнай лініяй , у другім - лініяй паглынання . Становішча лініі ў спектры звычайна задаецца даўжынёй хвалі , частатой або энергіяй фатона .

Часцей за ўсё спектральныя лініі ўзнікаюць пры пераходах паміж дыскрэтнымі ўзроўнямі энергіі ў квантавых сістэмах : малекулах , атамах і ионах , а таксама атамных ядрах . У кожнага хімічнага элемента атамы і іёны маюць уласную структуру энергетычных узроўняў, і набор спектральных ліній у іх унікальны, а значыць, па спектральным лініях можна вызначаць прысутнасць і колькаснае ўтрыманне тых ці іншых хімічных элементаў у доследным аб'екце.

Спектральныя лініі маюць малую шырыню, але яны не манахромнай . Размеркаванне інтэнсіўнасці выпраменьвання ў лініі называецца профілем або контурам спектральнай лініі , выгляд якога залежыць ад мноства фактараў, званых механізмамі пашырэння. Сярод іх - натуральная шырыня спектральнай лініі , доплераўскага пашырэнне і іншыя эфекты.

Спектральныя лініі назіраюцца ва ўсіх дыяпазонах электрамагнітнага выпраменьвання : ад гама-прамянёў да радыёхваль , прычым лініі ў розных дыяпазонах абумоўлены рознымі працэсамі: напрыклад, лініі атамных ядраў трапляюць у гама-і рэнтгенаўскі дыяпазоны , а розныя лініі малекул - у асноўным у інфрачырвоны і радиоволновой дыяпазоны . Профілі і характарыстыкі спектральных ліній ўтрымліваюць розную інфармацыю аб умовах асяроддзя, дзе яны паўсталі.

апісанне

Спектральныя лініі ўяўляюць сабой вузкія ўчасткі спектру электрамагнітнага выпраменьвання , на якіх інтэнсіўнасць выпраменьвання ўзмоцнена альбо аслаблена ў параўнанні з суседнімі абласцямі спектру. У першым выпадку лініі называюцца эмісійнымі лініямі , у другім - лініямі паглынання . Становішча лініі ў спектры звычайна задаецца альбо даўжынёй хвалі , Альбо частатой , дзе - хуткасць святла , ці ж энергіяй фатона , дзе - пастаянная Планка [1] [2] [3] .

Назва тэрміна «спектральная лінія» тлумачыцца знешнім выглядам спектру пры назіранні яго з дапамогай спектрограф з прызмай ці дыфракцыйнай кратамі : вузкія максімумы ці мінімумы ў спектры выглядаюць як яркія або цёмныя лініі на фоне паласы бесперапыннай яркасці [1] [4] .

механізм ўзнікнення

У большасці выпадкаў спектральныя лініі ўзнікаюць з-за пераходаў паміж дыскрэтнымі ўзроўнямі энергіі ў квантавых сістэмах : малекулах , атамах і ионах , а таксама атамных ядрах . Таксама спектральныя лініі могуць спараджацца, напрыклад, цыклатрон выпраменьваннем і працэсамі ў плазме [2] [3] [5] . Выпраменьванне ў лініях крышталямі разглядаецца як выпраменьванне Эксітонны - квазичастиц , якія ўяўляюць сабой звязанае стан электрона і дзіркі [6] .

У атамах і іншых квантавых сістэмах пераходы з больш высокага энергетычнага ўзроўню на ніжэйшы могуць адбывацца самаадвольна, у такім выпадку, пры пераходзе выпраменьваецца фатон з энергіяй, роўнай рознасці энергіі узроўняў, а такія пераходы называюцца спантанымі . Калі фатон з такой жа энергіяй трапляе ў такой жа атам на энергетычным узроўні , То фатон паглынаецца, а атам пераходзіць на энергетычны ўзровень . Калі ж такі фатон трапляе ў атам на ўзроўні , То адбываецца вымушанае выпраменьванне яшчэ аднаго фатона з той жа даўжынёй хвалі і кірункам руху, а атам пераходзіць на ўзровень . Пры пастаянна якія ідуць пераходах у адзін бок выпраменьваюцца альбо паглынаюцца фатоны адной і той жа энергіі, таму на фоне бесперапыннага спектру назіраецца светлая ці цёмная лінія[7][8] .

Такім чынам, даўжыні хваль спектральных ліній характарызуюць структуру энергетычных узроўняў квантавай сістэмы. У прыватнасці, кожны хімічны элемент і іён мае ўласную структуру энергетычных узроўняў, а значыць, унікальны набор спектральных ліній [1] [4] . Лініі ў назіраным спектры могуць быць атаясамлены з лініямі вядомых хімічных элементаў, такім чынам, па спектральным лініях можна вызначаць прысутнасць тых ці іншых хімічных элементаў у доследным аб'екце[9] . Колькаснае вызначэнне хімічнага складу крыніцы спектру па лініях з'яўляецца прадметам спектральнага аналізу [10] .

Акрамя даўжыні хвалі, лініі характарызуюцца эйнштейновской каэфіцыентамі пераходу . Можна разгледзець спантанныя пераходы з узроўню на : Колькасць такіх пераходаў, а значыць, лік испущенных фатонаў у гэтай лініі адзінкавым аб'ёмам (бярэцца 1 см 3) прапарцыйна колькасці атамаў ў гэтым аб'ёме, якія знаходзяцца на ўзроўні . Эйнштейновской каэфіцыент спантанага пераходу з'яўляецца такім каэфіцыентам прапарцыйнасці: колькасць фатонаў, выпраменьваных ў лініі атамамі за прамежак часу ўраўноўваецца . Лік зваротных пераходаў з узроўню на ўзровень у гэтым аб'ёме, выкліканых паглынаннем фатона, прапарцыйна не толькі колькасці атамаў ў на ўзроўні , Але і шчыльнасці выпраменьвання адпаведнай частоты ў лініі: . Колькасць праглынутай фатонаў выяўляецца эйнштейновской каэфіцыентам паглынання і за прамежак часу роўна . Аналагічна і для вымушаных пераходаў з узроўню на : Колькасць выпрамененых такім чынам фатонаў ўраўноўваецца [2] [11] .

Сярод спектральных ліній вылучаюць забароненыя лініі . Забароненыя лініі адпавядаюць пераходах, якія забароненыя правіламі адбору , таму эйнштейновской каэфіцыенты для іх вельмі малыя і верагоднасць пераходу ў адзінку часу ў іх істотна менш, чым у астатніх пераходаў, званых дазволенымі. Энергетычныя ўзроўні, з якіх магчымыя толькі забароненыя пераходы, называюцца метастабільным: звычайна час знаходжання атама на метастабільным узроўні складае ад 10 -5 секунд да некалькіх сутак, а на звычайным - парадку 10 -8 секунд. Гэта прыводзіць да таго, што ў звычайных умовах такія лініі не назіраюцца, паколькі за час знаходжання атама на метастабільным узроўні ён шматкроць сутыкаецца з іншымі атамамі і перадае ім сваю энергію ўзбуджэння. Аднак пры нізкай шчыльнасці рэчыва сутыкнення атамаў адбываюцца досыць рэдка, таму назапашваецца вялікая колькасць атамаў ў метастабільным станах, спантанныя пераходы з іх становяцца частымі і забароненыя эмісійныя лініі становяцца такімі ж інтэнсіўнымі, як і дазволеныя [12] [13] .

Профіль спектральнай лініі

Параметры спектральнай лініі: даўжыня хвалі λ 0, полуширина FWHM і эквівалентная шырыня W

Лініі ў спектры маюць малую шырыню, але не манахромнай : размеркаванне інтэнсіўнасці выпраменьвання ў лініі называецца профілем або контурам спектральнай лініі , выгляд якога залежыць ад мноства фактараў (гл. Ніжэй [⇨] ) [1] [14] . Інтэнсіўнасць выпраменьвання ў спектры апісваецца функцыяй размеркавання энергіі па даўжыням хваль або частотах. Для аддзялення выпраменьвання або паглынання ў лініі ад выпраменьвання ў бесперапынным спектры праводзіцца экстрапаляцыя суседніх з лініяй абласцей спектру на вобласць, дзе назіраецца лінія, як калі б яна адсутнічала. Можна пазначыць інтэнсіўнасць выпраменьвання назіранага спектру на частаце як , А экстрапаляваць - як . Для эмісійных ліній рознасць гэтых велічынь называецца інтэнсіўнасцю выпраменьвання ў лініі на частаце , Для ліній паглынання - глыбінёй лініі. Іншы параметр - рэшткавы інтэнсіўнасць - выяўляецца як [3] [15] [16] . Калі ў лініі паглынання інтэнсіўнасць спектру даходзіць да нуля, то лінія называецца насычанай [17] .

Полуширина , ці ж шырыня лініі - гэта рознасць паміж даўжынямі хваль або частотамі, на якіх інтэнсіўнасць выпраменьвання або глыбіня лініі складае палову ад максімальнай. Гэты параметр пазначаецца як . Вобласць лініі, якая знаходзіцца ўнутры полуширины, называецца цэнтральнай часткай, а вобласці, якія знаходзяцца па баках - крыламі [3] [14] [16] .

Для апісання інтэнсіўнасці ліній паглынання выкарыстоўваецца паняцце эквівалентнай шырыні : Гэта памер вобласці ў даўжынях хваль ( ) Або ў частотах ( ), У якім бесперапынны спектр выпраменьвае сумарна столькі ж энергіі, колькі паглынаецца ва ўсёй лініі. Фармальна яна вызначаецца праз рэшткавую інтэнсіўнасць як або - аналагічныя развагі можна правесці для спектру па даўжыням хваляў, а не частотах. Тэарэтычна, інтэграванне павінна вырабляцца ад да , Але на практыцы інтэгруюць на канчатковым інтэрвале, які ўключае ў сябе асноўныя часткі лініі - як правіла, шырыня інтэрвалу складае не больш за некалькі дзясяткаў нанаметраў [18] [19] . Іншымі словамі, гэта шырыня прастакутніка з вышынёй, роўнай інтэнсіўнасці бесперапыннага спектру, плошча якога роўная плошчы над спектральнай лініяй [3] [16] [20] .

Паколькі колькасць фатонаў, спажываюцца або выпраменьваных ў лініі, залежыць толькі ад колькасці атамаў ў адпаведным стане і шчыльнасці выпраменьвання (гл. Вышэй [⇨] ), то, пры іншых роўных, чым больш шырыня лініі, тым менш яе глыбіня або інтэнсіўнасць [21] .

механізмы пашырэння

Ёсць шмат фактараў, якія прыводзяць да павелічэння шырыні лініі і з-за якіх спектральныя лініі не з'яўляюцца манахраматычнага - яны называюцца механізмамі пашырэння [1] [3] [14] .

натуральная шырыня

Натуральная шырыня спектральнай лініі , таксама званая мінімальнай, абумоўлена квантавымі эфектамі [22] . У рамках класічнай механікі такая з'ява тлумачыцца радыяцыйным згасаннем , таму натуральная шырыня таксама называецца радыяцыйнай [23] . Калі сярэдні час жыцця стану, з якога пераходзіць атам, роўна , То ў сілу прынцыпу нявызначанасці энергія гэтага стану вызначана з дакладнасцю да , дзе - прыведзеная пастаянная Планка , - пастаянная Планка . Тады неопределённость частоты выпраменьвання, якая адпавядае гэтай энергіі, складае . Паколькі энергія фатона ў лініі залежыць ад энергіі і пачатковага, і канчатковага стану, то полуширина лініі выяўляецца наступным чынам [24] :

дзе індэксы пазначаюць ўзроўні і [24] . Натуральная шырыня абавязкова прысутнічае ва ўсіх ліній, але, як правіла, яна вельмі малая ў параўнанні з астатнімі эфектамі пры іх наяўнасці [25] . Тыповая значэнне натуральнага шырыні лініі складае 10 -3 Å [23] , а мікрааўтобусы натуральныя шырыні маюць забароненыя лініі [26] .

доплераўскага пашырэнне

Ўклад у пашырэнне ліній можа ўносіць эфект Доплера - у такім выпадку пашырэнне называецца доплераўскага . Калі крыніца выпраменьвання мае ненулявога прамянёвую хуткасць адносна назіральніка, то даўжыня хвалі выпраменьвання, якое прымае назіральнік, змяняецца адносна той, якую выпраменьвае крыніца: у прыватнасці, назіраецца зрушэнне ліній ў спектры. Калі розныя часткі крыніцы рухаюцца з рознай прамянёвай хуткасцю, напрыклад, пры яго кручэнні , то зрушэнне ліній ад розных частак крыніцы аказваецца розным, у спектры крыніцы складваюцца лініі з розным зрушэннем і лініі аказваюцца пашырэннем. Таксама, акрамя руху асобных частак крыніцы, уклад у доплераўскага пашырэнне можа ўносіць цеплавы рух часціц, выпраменьваючых ў лініі [16] [27] .

Доплераўскага зрушэнне для невялікіх прамянёвых хуткасцяў выяўляецца формулай , дзе - зрушэнне лініі па частаце, - частата лініі, - прамянёвая хуткасць, - хуткасць святла . Пры максвелловском размеркаванні атамаў па хуткасцях сярэдняя хуткасць атама пры тэмпературы і масе атама складае , дзе - пастаянная Больцмана . Сярэдняя хуткасць адпавядае зрушэнню ад цэнтра лініі, на якім інтэнсіўнасць лініі ў e разоў менш, чым у цэнтры, а гэты параметр досыць блізкі да палове полуширины [27] [28] . Пры тэмпературах парадку некалькіх тысяч кельвінаў шырыня ліній ў аптычным дыяпазоне прымае значэння 10 -2 -10 -1 Å [3] [29] .

эфекты ціску

Механізмы пашырэння ліній, якія абумоўлены уплывам старонніх часціц, называюцца эфектамі ціску , так як пры павелічэнні ціску павялічваецца і ўплыў гэтых часціц. Напрыклад, да эфектаў ціску ставяцца сутыкнення узбуджаных атамаў з іншымі часціцамі, у выніку якіх атамы губляюць сваю энергію ўзбуджэння. У выніку сярэдні час жыцця атама ў узбуджанай стане памяншаецца, і, у адпаведнасці з прынцыпам нявызначанасці, павялічваецца размытасць ўзроўню па параўнанні з натуральнай (гл. Вышэй [⇨] ) [3] [30] . Аднак сутыкнення могуць і рабіць лініі вузейшымі: у выпадку, калі эфекты ціску яшчэ не занадта моцныя, але даўжыня вольнага прабегу атама аказваецца менш, чым даўжыня хвалі выпраменьванага фатона, то за час выпраменьвання хуткасць атама можа мяняцца, што памяншае велічыню доплераўскага пашырэння. Гэта з'ява вядома як эфект Дзік [31] .

Не меншае ўплыў аказвае і праходжанне часціц міма выпраменьваючых атамаў. Пры збліжэнні часціцы з атамам сілавое поле паблізу апошняга змяняецца, што прыводзіць да зрушэння энергетычных узроўняў у атаме. З-за руху часціц зрушэнне узроўняў пастаянна змяняецца і адрозніваецца паміж атамамі у пэўны момант часу, таму лініі таксама аказваюцца пашырэннем. Найбольш моцна ўплывае эфект Штарка : праходжанне зараджаных часціц, такіх як іёны і свабодныя электроны , выклікае пераменнае зрушэнне энергетычных узроўняў у атаме [32] .

Эфект Зеемана і эфект Штарка

Пры ўздзеянні магнітнага поля энергетычныя ўзроўні атамаў расшчапляюцца на некалькі подуровней з блізкімі значэннямі энергіі. З розных подуровней аднаго ўзроўню магчымыя пераходы на розныя подуровней іншага ўзроўню, прычым энергіі такіх пераходаў адрозніваюцца, і, такім чынам, спектральная лінія расшчапляецца на тры ці больш спектральных лініі, кожная з якіх адпавядае пэўнаму пераходзе паміж подуровней. Гэта з'ява вядома як эфект Зеемана . Пры эфекце Зеемана профілі расщеплённых частак лініі часцяком зліваюцца паміж сабой, што выклікае назіранае пашырэнне лініі, а не расшчапленне [3] [33] [34] .

Эфект Штарка , які ўзнікае ў пастаянным электрычным полі , таксама прыводзіць да расшчаплення энергетычных узроўняў, і, як следства - да расшчаплення спектральных ліній, як і эфект Зеемана [35] .

інструментальны профіль

Акрамя механізмаў пашырэння (гл. Вышэй [⇨] ), на профіль лініі ўплывае апаратная функцыя прыбораў і іх спектральнае дазвол . Аптычныя прылады маюць канчатковае дазвол, у прыватнасці, з-за дыфракцыі , таму нават дастаткова вузкая лінія ўсё адно будзе мець некаторую шырыню і профіль, званы інструментальным - часцяком інструментальны профіль і вызначае назіраную шырыню лініі [2] [3] [36] .

Назіранне і аналіз

Спектральныя лініі сустракаюцца ва ўсіх абласцях электрамагнітнага спектру : напрыклад, у гама-дыяпазон трапляе лінія, якая ўтвараецца пры анігіляцыі электрона і пазітронна , а таксама розныя лініі атамных ядраў . К рентгеновскому диапазону относятся линии атомных ядер, либо ионов с высокой степенью ионизации, в ультрафиолетовом и оптическом диапазоне наблюдаются линии различных ионов и атомов . В инфракрасном диапазоне преобладают линии вращательных и колебательных переходов молекул и присутствуют линии атомных переходов между высокими уровнями энергии. В диапазон радиоволн попадают линии молекул и линии переходов между высокими уровнями энергии атомов, а также линии переходов между уровнями сверхтонкого расщепления , например, радиолиния нейтрального водорода [3] [5] .

Эмиссионные линии можно наблюдать, например, в спектре нагретого разреженного газа. Если же пропустить излучение источника с непрерывным спектром через тот же самый газ в охлаждённом состоянии, то на фоне непрерывного спектра будут наблюдаться линии поглощения на тех же длинах волн [37] .

Параметры спектральных линий и их профили содержат большое количество информации об условиях в среде, где они возникли, поскольку разные механизмы уширения приводят к образованию различных профилей [1] [3] [38] . Кроме того, интенсивность линии зависит от концентрации атомов или ионов, излучающих или поглощающей в этой линии. Например, для линий поглощения зависимость эквивалентной ширины линии от концентрации вещества называется кривой роста — следовательно, по интенсивности линии можно определять концентрацию того или иного вещества [39] [40] .

Кроме того, на длины волн спектральных линий может влиять красное смещение : доплеровское , гравитационное или космологическое , причём красное смещение для всех линий одинаково. Например, если известно, что красное смещение вызвано эффектом Доплера и известна его величина, можно определить лучевую скорость источника излучения [4] [41] [42] .

Гісторыя вывучэння

Задолго до открытия спектральных линий, в 1666 году Исаак Ньютон впервые наблюдал спектр Солнца , а в 1802 году Уильям Волластон создал щелевой спектроскоп . В 1814 году Йозеф Фраунгофер обнаружил в спектре Солнца спектральные линии поглощения, которые впоследствии стали называться фраунгоферовыми [43] [44] .

В 1842 году Кристиан Доплер предложил метод определения лучевых скоростей звёзд по смещению линий в их спектрах. В 1868 году Уильям Хаггинс впервые применил этот метод на практике [44] .

В 1860 году Густав Кирхгоф и Роберт Бунзен определили, что каждая спектральная линия порождаются определённым химическим элементом. В 1861 году Кирхгоф смог определить химический состав Солнца по линиям в его спектре, а в 1869 году Норман Локьер открыл неизвестный ранее элемент в спектре Солнца, названный гелием — на Земле этот элемент был обнаружен только в 1895 году [43] [44] .

В 1885 году Иоганн Бальмер эмпирически вывел формулу для длин волн некоторых спектральных линий водорода . В 1888 году Йоханнес Ридберг обобщил эту формулу для переходов между любыми двумя уровнями в атоме водорода — формулу Ридберга . В 1896 году Питер Зееман обнаружил эффект, позже названный в его честь [45] [46] .

Эти и другие открытые явления нуждались в теоретическом объяснении. После появления квантовой механики , в 1913 году Нильс Бор выдвинул свою квантовую теорию строения атома , которая объясняла формулу Ридберга, а в 1924 году Вольфганг Паули сформулировал принцип запрета , позволивший объяснить эффект Зеемана. В 1927 году Вернер Гейзенберг сформулировал принцип неопределённости , который обуславливает естественную ширину линии [45] [47] .

Дальнейшему изучению спектральных линий способствовало изобретение более совершенных оптических приборов. Кроме того, в 1958 году был изобретён лазер , который создаёт излучение в очень узких линиях, что позволяет эффективно использовать приборы с высоким спектральным разрешением [45] [48] .

нататкі

  1. 1 2 3 4 5 6 Анциферов П. С. Спектральная линия . Вялікая расійская энцыклапедыя . Дата обращения: 2 августа 2021. Архивировано 27 февраля 2021 года.
  2. 1 2 3 4 Юков Е. А. Спектральная линия // Физическая энциклопедия : [в 5 т.] / Гл. рэд. А. М. Прохараў . — М. : Большая российская энциклопедия, 1994. — Т. 4: Пойнтинга — Робертсона — Стримеры. - 704 с. - за 40 000 экз. - ISBN 5-85270-087-8 .
  3. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Черепащук А. М. Спектральные линии . Астронет . Дата обращения: 2 августа 2021. Архивировано 2 августа 2021 года.
  4. 1 2 3 Spectral Line . Astronomy . Swinburne University of Technology . Дата обращения: 2 августа 2021. Архивировано 25 июля 2021 года.
  5. 1 2 Darling D. Spectral lines . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 3 августа 2021. Архивировано 3 августа 2021 года.
  6. Силин А. П. Экситон // Физическая энциклопедия : [в 5 т.] / Гл. рэд. А. М. Прохараў . - М.: Вялікая расійская энцыклапедыя, 1999. - Т. 5: Стробоскопические прыборы - Яркасць. - 692 с. - 20 000 экз. - ISBN 5-85270-101-7 .
  7. Кононович, Мороз, 2004 , с. 182-183.
  8. Karttunen et al., 2007 , p. 95.
  9. Кононович, Мороз, 2004 , с. 185.
  10. Анциферов П. С. Спектральный анализ . Вялікая расійская энцыклапедыя . Дата обращения: 3 августа 2021. Архивировано 25 февраля 2021 года.
  11. Соболев, 1985 , с. 83-84.
  12. Черепащук А. М. Запрещённые спектральные линии . Астронет . Дата обращения: 3 августа 2021. Архивировано 3 августа 2021 года.
  13. Соболев, 1985 , с. 293—296.
  14. 1 2 3 Контур спектральной линии . Вялікая расійская энцыклапедыя . Дата обращения: 3 августа 2021. Архивировано 7 марта 2021 года.
  15. Кононович, Мороз, 2004 , с. 191—192.
  16. 1 2 3 4 Karttunen et al., 2007 , pp. 99—100.
  17. Spectral Line Profile . Astronomy . Swinburne University of Technology. Дата обращения: 4 августа 2021. Архивировано 2 августа 2021 года.
  18. Соболев, 1985 , с. 131.
  19. Tatum J. Stellar Atmospheres . 9.1: Introduction, Radiance, and Equivalent Width (англ.) . Physics LibreTexts (25 January 2017) . Дата звароту: 1 сентября 2021.
  20. Equivalent Width . Astronomy . Swinburne University of Technology . Дата обращения: 2 августа 2021. Архивировано 26 февраля 2021 года.
  21. Соболев, 1985 , с. 87-88.
  22. Анциферов П. С. Уширение спектральных линий . Вялікая расійская энцыклапедыя . Дата обращения: 4 августа 2021. Архивировано 1 марта 2021 года.
  23. 1 2 Соболев, 1985 , с. 88.
  24. 1 2 Karttunen et al., 2007 , p. 99.
  25. Line broadening (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 4 августа 2021. Архивировано 4 августа 2021 года.
  26. Юков Е. А. Естественная ширина спектральной линии // Физическая энциклопедия : [в 5 т.] / Гл. рэд. А. М. Прохараў . — М. : Советская энциклопедия, 1990. — Т. 2: Добротность — Магнитооптика. - 704 с. - за 100 000 экз. - ISBN 5-85270-061-4 .
  27. 1 2 Кононович, Мороз, 2004 , с. 188—192.
  28. Tatum J. Stellar Atmospheres . 10.2: Thermal Broadening (англ.) . Physics LibreTexts (25 January 2017) . Дата обращения: 11 августа 2021. Архивировано 10 августа 2021 года.
  29. Соболев, 1985 , с. 88—90.
  30. Соболев, 1985 , с. 91—94.
  31. Corey GC, McCourt FR Dicke narrowing and collisional broadening of spectral lines in dilute molecular gases (англ.) // The Journal of Chemical Physics . — Washington: AIP Publishing , 1984. — 1 September ( vol. 81 , iss. 5 ). — P. 2318–2329 . — ISSN 0021-9606 . — doi : 10.1063/1.447930 .
  32. Соболев, 1985 , с. 91—98.
  33. Karttunen et al., 2007 , pp. 100-101.
  34. Вайнштейн Л. А., Томозов Л. Н. Зеемана эффект . Астронет . Дата обращения: 5 августа 2021. Архивировано 2 августа 2021 года.
  35. Stark effect (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 7 августа 2021. Архивировано 25 марта 2018 года.
  36. Дмитриевский О. Д. Аппаратная функция // Физическая энциклопедия : [в 5 т.] / Гл. рэд. А. М. Прохараў . — М. : Советская энциклопедия, 1988. — Т. 1: Ааронова — Бома эффект — Длинные линии. — 707 с. - за 100 000 экз.
  37. Karttunen et al., 2007 , p. 96.
  38. Юков Е. А. Контур спектральной линии // Физическая энциклопедия : [в 5 т.] / Гл. рэд. А. М. Прохараў . — М. : Советская энциклопедия, 1990. — Т. 2: Добротность — Магнитооптика. - 704 с. - за 100 000 экз. - ISBN 5-85270-061-4 .
  39. Соболев, 1985 , с. 133—139.
  40. Черепащук А. М. Кривая роста . Астронет . Дата обращения: 4 августа 2021. Архивировано 2 августа 2021 года.
  41. Кононович, Мороз, 2004 , с. 188—190.
  42. Karttunen et al., 2007 , p. 413.
  43. 1 2 Karttunen et al., 2007 , p. 207.
  44. 1 2 3 История астрономии . Институт истории естествознания и техники им. С.И. Вавилова . Дата обращения: 5 августа 2021. Архивировано 29 июня 2020 года.
  45. 1 2 3 A Timeline of Atomic Spectroscopy . Spectroscopy Online . Дата обращения: 5 августа 2021. Архивировано 23 января 2021 года.
  46. Karttunen et al., 2007 , pp. 98-99.
  47. Spectroscopy and Quantium Mechanics . MIT Spectroscopy Lab . MIT Press . Дата обращения: 5 августа 2021. Архивировано 24 февраля 2020 года.
  48. The Era of Modern Spectroscopy . MIT Spectroscopy Lab . Дата обращения: 6 августа 2021. Архивировано 6 августа 2019 года.

літаратура