Влияние градиента температуры среды канала связи на спектр поглощения в оптическом диапазоне электромагнитных волн

Влияние градиента температуры среды канала связи на спектр поглощения в оптическом диапазоне электромагнитных волн

МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ

Федеральное государственное бюджетное образовательное учреждение

высшего профессионального образования

«КУБАНСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ»

(ФГБОУ ВПО «КубГУ»)

Физико-технический факультет

Кафедра оптоэлектроники

ВЫПУСКНАЯ КВАЛИФИКАЦИОННАЯ РАБОТА

БАКАЛАВРА

Влияние градиента температуры среды канала связи на спектр поглощения в оптическом диапазоне электромагнитных волн

Работу выполнил Духовный Кирилл Олегович

Направление 03.03.03 Радиофизика

Научный руководитель

Преподаватель В.Е. Лысенко

Нормоконтролер инженер И.А. Прохорова

Краснодар 2015

РЕФЕРАТ

Выпускная квалификационная работа 50 с., 24 рис., 4 табл., 10 источников.

АТМОСФЕРНЫЕ ОПТИЧЕСКИЕ ЛИНИИ СВЯЗИ, КАНАЛЫ СВЯЗИ, СПЕКТРАЛЬНЫЕ ЛИНИИ, УШИРЕНИЕ СПЕКТРАЛЬНЫХ ЛИНИЙ

Цель выпускной квалификационной работы заключается в исследовании влияния атмосферной термической неоднородности на атомное поглощение электромагнитного излучения.

Объектом исследования являются атмосферные оптические линии связи.

Предметом исследования в выпускной квалификационной работе являются уширение линий поглощения в среде канала связи с термической неоднородностью.

В процессе исследования использованы сравнительный анализ, анализ спектральных данных звезды λ Peg, математические расчеты.

В выпускной квалификационной работе рассмотрены основные сведения о каналах передачи данных, дана характеристика объекта исследования, рассмотрены изменения профиля атомного поглощения под влиянием уширяющих факторов.

СОДЕРЖАНИЕ

ВВЕДЕНИЕ

. Канал передачи данных

. Прозрачность земной атмосферы

. Основные сведения о спектроскопии

. Эффекты Зеемана и Штарка

. Профиль атомного поглощения в условиях градиента температуры

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

СПИСОК ИСПОЛЬЗОВАННЫХ ИСТОЧНИКОВ

ВВЕДЕНИЕ

В настоящее время высокими темпами развиваются атмосферные оптические линии связи (АОЛС). АОЛС применяется для организации связи на малых расстояниях порядка 2 км в прямой видимости между зданиями в городах и внутри помещений. Можно предположить, что дальнейшее развитие АОЛС приведет к увеличению характерных расстояний. АОЛС могут применяться везде, где прокладка кабеля трудна или невозможна: горная местность, между островами и тому подобное. Естественными помехами для АОЛС являются атмосферные метеориты (снег, дождь, туман, пыль). Но можно предположить, что на больших расстояниях будут иметь значительное влияние такие помехообразующие факторы как атмосферные электрические разряды, взрывы различной природы. Этим продиктована актуальность исследования влияния градиента температуры среды канала связи на спектр поглощения в оптическом диапазоне электромагнитных волн.

Цель данной работы ― исследование влияния атмосферной термической неоднородности на атомное поглощение электромагнитного излучения.

Следует решить следующие задачи:

изучить особенности прозрачности земной атмосферы;

изучить математическое описание атомного поглощения;

изучить влияние эффектов Зеемана и Штарка;

разработать математическую модель поглощения электромагнитных волн в условиях термической неоднородности газа;

сравнить результаты расчетов по модели со спектрами звезд, в атмосферах которых могут иметь место условия, возникающие при взрывах и атмосферных разрядах на Земле.

. Канал передачи данных

Канал передачи данных - определяется наличием минимум двух каналов связи, обеспечивающих передачу сигнала во взаимопротивоположных направлениях. Один из каналов связи в таком случае объединяет порты источника и получателя, а другой канал объединяет порты источника и получателя. В зависимости от среды распространения сигнала, для организации каждого из каналов могут быть использованы как одна, так и несколько физических линий связи. В частности, для обычного случая организации дуплексного канала передачи данных с использование оптических линий связи необходимо использование двух оптических волокон, каждое из которых представляет собой линию связи (часто из состава структурированной кабельной системы (СКС)). Для случая организации канала передачи данных с использованием кабеля витой пары, необходимо использование всего одного кабеля, пары медных жил которого являются линиями связи каналов связи в составе канала передачи данных. На рисунке 1 показана схема канала передачи данных.

Рисунок 1 - Схема канала передачи данных

Канал связи - система технических средств и среда распространения сигналов для передачи сообщений (не только данных) от источника к получателю (и наоборот). Канал связи, понимаемый в узком смысле (тракт связи), представляет только физическую среду распространения сигналов, например, физическую линию связи. На рисунке 1 показана схема канала передачи данных.

Канал связи включает следующие компоненты:

передающее устройство;

приёмное устройство;

среду передачи различной физической природы.

Классификация каналов связи может быть осуществлена по назначению, направлению передачи, по характеру линии связи, по характеру сигналов на входе и выходе линии связи, по числу каналов на одну линию связи. На рисунке 2 показана схема классификации каналов связи.

По назначению каналы связи могут быть:

телефонные;

телеграфные;

телевизионные;

радиовещательные.

По направлению передачи каналы связи могут быть:

симплексные (передача только в одном направлении);

полудуплексные (передача поочередно в обоих направлениях);

дуплексные (передача одновременно в обоих направлениях).

По характеру линии связи могут быть:

механические;

гидравлические;

акустические;

электрические (проводные);

радио (беспроводные);

оптические.

По характеру сигналов на входе и выходе линии связи:

аналоговые (непрерывные);

дискретные по времени;

цифровые (дискретные и по времени и по уровню).

По числу каналов на одну линию связи:

одноканальные;

многоканальные.

Рисунок 2 - Схема классификации каналов связи

Каналы связи имеют следующие основные характеристики.

Передаточная функция канала представляется в виде амплитудно-частотной характеристики (АЧХ) и показывает, как затухает амплитуда синусоиды на выходе канала связи по сравнению с амплитудой на ее входе для всех возможных частот передаваемого сигнала. Нормированная амплитудно-частотная характеристика канала показана на рисунке 3. Знание амплитудно-частотной характеристики реального канала позволяет определить форму выходного сигнала практически для любого входного сигнала. Для этого необходимо найти спектр входного сигнала, преобразовать амплитуду составляющих его гармоник в соответствии с амплитудно-частотной характеристикой, то есть в соответствии с формулой:

, (1)

а затем найти форму выходного сигнала, сложив преобразованные гармоники. Для экспериментальной проверки амплитудно-частотной характеристики нужно провести тестирование канала эталонными (равными по амплитуде) синусоидами по всему диапазону частот от нуля до некоторого максимального значения, которое может встретиться во входных сигналах. Причем менять частоту входных синусоид нужно с небольшим шагом, а значит количество экспериментов должно быть большим.

Рисунок 3 - Нормированная амплитудно-частотная характеристика канала. R(f)/S(f) - отношение спектра выходного сигнала к входному D f - полоса пропускания

Полоса пропускания является производной характеристикой от АЧХ. Она представляет собой непрерывный диапазон частот, для которых отношение амплитуды выходного сигнала к входному превышает некоторый заранее заданный предел, то есть полоса пропускания определяет диапазон частот синусоидального сигнала, при которых этот сигнал передается по каналу связи без значительных искажений. Обычно полоса пропускания отсчитывается на уровне 0,7 от максимального значения АЧХ. Ширина полосы пропускания в наибольшей степени влияет на максимально возможную скорость передачи информации по каналу связи.

Затухание определяется как относительное уменьшение амплитуды или мощности сигнала при передаче по каналу сигнала определенной частоты. Часто при эксплуатации канала заранее известна основная частота передаваемого сигнала, то есть та частота, гармоника которой имеет наибольшую амплитуду и мощность. Поэтому достаточно знать затухание на этой частоте, чтобы приблизительно оценить искажения передаваемых по каналу сигналов. Более точные оценки возможны при знании затухания на нескольких частотах, соответствующих нескольким основным гармоникам передаваемого сигнала. Затухание обычно измеряется в децибелах (дБ) и вычисляется по следующей формуле:

, (2)

где Pвых - мощность сигнала на выходе канала, Pвх - мощность сигнала на входе канала. Затухание всегда рассчитывается для определенной частоты и соотносится с длиной канала. На практике всегда пользуются понятием "погонное затухание", т.е. затухание сигнала на единицу длины канала, например, затухание 0.1 дБ/метр.

Скорость передачи характеризует количество бит, передаваемых по каналу в единицу времени. Она измеряется в битах в секунду (бит/с), а также производных единицах: Кбит/c, Мбит/c, Гбит/с. Скорость передачи зависит от ширины полосы пропускания канала, уровня шумов, вида кодирования и модуляции.

Помехоустойчивость канала характеризует его способность обеспечивать передачу сигналов в условиях помех. Помехи принято делить на внутренние (представляет собой тепловые шумы аппаратуры) и внешние (они многообразны и зависят от среды передачи). Помехоустойчивость канала зависит от аппаратных и алгоритмических решений по обработке принятого сигнала, которые заложены в приемо-передающее устройство. Помехоустойчивость передачи сигналов через канал может быть повышена за счет кодирования и специальной обработки сигнала. Помехозащищённость выражается формулой:

. (3 )

Для современного этапа развития техники передачи информации характерна тенденция к переходу на все более высокие частоты. Это вызвано рядом причин, в частности, необходимостью повышать скорость передачи сообщений (увеличивать быстродействие систем), возможностью получить остронаправленное излучение при небольших размерах излучателей, меньшей интенсивностью атмосферных и многих видов промышленных помех в более высокочастотных диапазонах, возможностью применения помехоустойчивых широкополосных систем модуляции и так далее.

Для теории передачи информации большой интерес представляет классификация каналов связи по характеру сигналов на входе и выходе канала. Различают каналы:

а) непрерывные (по уровням), на входе и выходе которых сигнал непрерывен. Примером может служить канал, заданный между выходом модулятора и входом демодулятора в любой системе передачи информации;

б) дискретные (по уровням), на входе и выходе которых сигналы дискретны. Примером такого канала является канал, заданный от входа кодирующего устройства до выхода декодера;

в) дискретные со стороны входа и непрерывные со стороны выхода или наоборот. Такие каналы называются дискретно-непрерывными, или полу непрерывными (например, каналы, заданные между входом модулятора и входом демодулятора или между выходом модулятора и выходом декодера).

Структурная схема канала передачи информации приведена на рисунке 4.

Таблица 1 - Диапазоны электромагнитных волн

Наименование волнДиапазон волнНаименование частотДиапазон частотДекакилометровые (сверхдлинные, СДВ) ОЧН очень низкиеКилометровые (длинные, ДВ)НЧ низкиеГектометровые (средние, СВ) СЧ средниеДекакилометровые (короткие, КВ) ВЧ высокиеМетровые (ультракороткие, УКВ) ОВЧ очень высокиеДециметровые УВЧ ультравысокиеСантиметровые СВЧ сверхвысокиеМиллиметровые КВЧ крайневысокиеДецимиллиметровые ГПЧ гипервысокие

Рисунок 4 - Структурная схема канала передачи информации

Всякий дискретный или полунепрерывный канал содержит внутри себя непрерывный канал. Следует помнить, что дискретность и непрерывность канала не связана с характером сообщений: можно передавать дискретные сообщения по непрерывному каналу и непрерывные сообщения - по дискретному.

АОЛС (Атмосферная Оптическая Линия Связи) - вид оптической связи, использующий электромагнитные волны оптического диапазона (свет), передаваемые через атмосферу. В английском языке термин также включает в себя передачу через вакуум.

В системах АОЛС для широкополосной передачи данных, голоса и видео от одной точки доступа к другой применяют лазерный луч, распространяемый в зоне прямой видимости по воздуху. Эту технологию можно считать беспроводным эквивалентом проводной оптической связи, осуществляемой по оптическому волокну. Модули АОЛС подключаются к локальной вычислительной сети с помощью медных или волоконно-оптических кабельных линий, которые отвечают требованиям стандартов TIA и EIA. Любое приложение, данные которого можно передавать через Интернет, а именно речь, данные и видео, может использовать систему АОЛС.

Системы АОЛС предлагаются в двух модификациях, в каждой из которых окно передачи имеет разный диапазон длин волн: одно окно работает в диапазоне 780 - 850 нм, а другое использует длины волн 1520-1600 нм. Системы АОЛС с длиной волны 780-850 нм надежны, экономически целесообразны и пригодны для большинства приложений, в том числе для сетей 1 Gb/s Ethernet. Системы атмосферной оптической линии связи с длиной волны 1520-1600 нм подходят для передачи данных с более высокой мощностью и на большие расстояния.

Есть много статей о влиянии атмосферных явлений на беспроводные средства связи и в том числе о влиянии тумана на рабочие параметры систем атмосферной оптической связи. Отметим, что там, где расстояние между точками доступа меньше 500 м (типичная длина линии связи между зданиями), нет никаких видимых различий между этими двумя технологиями, независимо от оптической плотности воздуха. Однако надо помнить то, что системы, работающие на длинах волн 1520-1600 нм могут стоить в несколько раз больше, чем системы с длинами волн от 780 до 850 нм.

Стандартные системы АОЛС имеют скорость передачи данных от 6 Мб/с до 1.25 Гб/с. На реальном объекте в большинстве систем скорость передачи ограничивается пропускной способностью локальной сети, которую она может поддерживать. Пропускная способность линии не определяется частотой передачи сигнала, а зависит от способности отправлять и принимать оптический сигнал с максимально возможной скоростью. Если передается и принимается достаточная мощность пучка света в системе АОЛС, то скорость передачи данных остается высокой. [1]

Сравнение системы атмосферной оптической связи с волоконно-оптической линией связи дано в таблице 2.

Таблица 2 - Сравнение атмосферной оптической и радиочастотной системы [2]

ФАКТОРАТМОСФЕРНАЯ ОПТИЧЕСКАЯ СИСТЕМАРАДИОЧАСТОТНАЯ СИСТЕМАПолоса пропускания10 Мб/с - 1.25 Гб/с11Мб/с - 100 Мб/сСкорость передачиОпределяется сетьюОпределяется частотойПогодаЛучше при дождеЛучше при туманеПрепятствия в прямой видимостиНе допустимыДопустимыБезопасностьСигнал трудно перехватитьСигнал легко перехватитьСтоимость систем$15,000-$35,000 $1,000-$50,000

В волоконно-оптической сети скорость передачи данных не уменьшается из-за ослабления сигнала, а данные либо не передаются вообще, либо передаются с большим количеством ошибок. Если уровень вносимых потерь (затухания) в волоконно-оптической линии связи будет слишком высоким, передача данных будет невозможна. Наоборот, беспроводная система АОЛС реагирует на ослабление мощности принимаемого сигнала уменьшением скорости передачи данных. Канал на оборудовании АОЛС, который в ясную погоду работает со скоростью 24 Мб/с, будет передавать данные во время непогоды со скоростью 18 Mб/с, 12 Mб/с или 6 Mб/с.

При условии, что система АОЛС имеет указанные выше способности в различных условиях, важно сравнить (ее) с системами беспроводной связи, основанными на радиосигналах. В таблице 2 показаны преимущества каждой системы.

. Прозрачность земной атмосферы

Земная атмосфера прозрачна почти полностью для падающего извне излучения лишь в двух сравнительно узких окнах: оптическом - в диапазоне длин волн λ от 0,3 мкм (3000 Ǻ) до 1,5-2 мкм (область до 8 мкм состоит из ряда узких полос пропускания) и в радиодиапазоне - для волн длиной от 1 мм до 15-30 м.

Непрозрачность атмосферы для всех других длин волн определяется поглощением и рассеянием излучения на молекулах и атомах, а также отражением радиоволн от электронов ионосферы. [1]

В ультрафиолетовой области спектра, то есть в случае волн короче 3000 Ǻ, излучение поглощается в основном слоем озона (O3), расположенного на высотах 20-60 км с максимумом концентрации на высоте около 27 км (3·1012 молекул/см3, что соответствует относительной концентрации (3 10-6). Количество озона на луче зрения составляет примерно 8 1018 молекул/см2. Поглощение озоном доминирует вплоть до 1800 . В интервале длин волн от 1800 Ǻ и примерно до 1000 Ǻ поглощение определяется процессами ионизации и диссоциации молекул кислорода, содержание которого вследствие диффузионного разделения и диссоциации уменьшается с высотой и становится исчезающе малым на высотах свыше 150 км. В области длин волн короче 1000 поглощение связано с процессами ионизации молекулярного азота и атомарного кислорода, однако уменьшение их концентрации с высотой приводит к тому, что атмосфера выше 150 км делается полностью прозрачной на всех длинах волн ультрафиолетового диапазона. На больших высотах поглощение может быть заметно лишь в отдельных спектр. линиях, например в линии атомарного водорода Lα (λ=1215,7 Ǻ) и других линиях обильных элементов земной атмосферы. В отдельных областях ультрафиолетового диапазона небольшую роль играет поглощение водяным паром, однако выше 15-20 км его практически нет.

На рисунке 5 приведены кривые высот, до которых доходит 50, 10 и 1% падающего излучения.

Рисунок 5 - Высота, до которой проникает излучение данной длины волны в диапазоне от длинных радиоволн и до гамма-излучения [3]

В рентгеновском и гамма-диапазоне поглощение зависит от количества вещества (г/см2), расположенного выше данного уровня атмосферы и, начиная с 30-40 км, атмосфера Земли становится практически прозрачной для фотонов с энергией, превышающей 20 кэВ (то есть для длин волн короче 0,5 Ǻ). До поверхности Земли первичные космические лучи, рентгеновское и гамма-излучение не проникают.

В ближнем инфракрасном диапазоне длин волн (короче 5,5 мкм) имеется несколько окон прозрачности и зависимость пропускания атмосферы от длины волны имеет весьма сложный вид. В более длинноволновом диапазоне расположено лишь два окна прозрачности с центрами на 10 и 20 мкм. Поглощение в этой области спектра определяется молекулами СО2 и Н2О. Первое, длинноволновое, окно прозрачности простирается от 8 до 13,5 мкм. В длинноволновой части этого интервала расположены крылья полосы поглощения молекулы СО2 с центром около 15 мкм. В полосе 8-13 мкм прозрачность достигает 50-80%. В области длин волн 9,3-10 мкм расположена слабая полоса поглощения озона. Второе окно прозрачности с центром примерно на 20 мкм простирается от 16 и до 26 мкм. Поглощение в нём определяется парами воды и СО2.

Рисунок 6 - Ослабление земной атмосферой падающего излучения (полное пропускание соответствует: а) в области длин волн короче 30 мкм для уровня моря и для высоты 4200 м над уровнем моря; б) субмиллиметровой области спектра от 300 мкм и до 1 мм; в) для коротковолнового радиоизлучения в диапазоне длин волн от 0,6 мм и до 10 см (ослабление выражено в дБ) [4]

В области субмиллиметровых длин волн λ>100 мкм) поглощение определяется молекулами Н2О, СО2 и О2. Т.к. содержание Н2О резко уменьшается с высотой, что связано с падением температуры в тропосфере, ИК-область спектра в значительной степени доступна наблюдениям с аэростатов и высотных самолётов. В этой области спектра кроме поглощения излучения атмосферой существенно и собственное излучение атмосферы, что особенно важно при исследованиях фонового излучения Вселенной. На рисунке 5 показано ослабление земной атмосферой падающего излучения.

В видимой части спектра при наблюдениях вблизи зенита с уровня моря поглощение при идеальном состоянии атмосферы равно 0,21m для визуальной части спектра (система V) и 0,34m для синей части спектра (система В). При наблюдениях светил, находящихся над горизонтом выше 10-20o, поглощение пропорционально sec Z, где Z - угловое расстояние светила от зенита (зенитное расстояние). Величина sec Z примерно пропорциональна воздушной массе, т.е. количеству вещества атмосферы на луче зрения. При наблюдениях с уровня моря поглощение весьма существенно зависит от запылённости атмосферы. С проблемой прозрачности атмосферы тесно связан вопрос о дрожании и качестве изображения. Непрозрачность атмосферы в декаметровой области радиодиапазона определяется отражением радиоволн от ионосферы, простирающейся от 90 км и до нескольких тысяч км от поверхности Земли.

В области миллиметровых длин волн ослабление падающего извне излучения зависит от влажности атмосферы и определяется полосами поглощения Н2О, а также О2. В отдельных полосах поглощение достигает 100 децибел (дБ). На рисунке 5 приведена высота, до которой доходит излучение данной длины волны (нижняя шкала) или энергии (верхняя шкала). Приведены кривые для 50, 10 и 1% прохождения падающего излучения до указанной высоты (правая нелинейная шкала). Левая, равномерная, шкала соответствует доле атмосферы (по массе), остающейся выше данного уровня, указанного на правой шкале. Из рисунка 5 видно, что почти вся ИК-область спектра, а также область жёсткого рентгеновское и гамма-излучения доступна наблюдениям с аппаратурой, поднимаемой на высотных аэростатах и самолётах выше 20-30 км. Наблюдения же в ультрафиолетовой области спектра и в рентгеновском диапазоне могут вестись лишь при помощи аппаратуры, вынесенной за пределы атмосферы на высотных ракетах или ИСЗ. [5]

3. Основные сведения о спектроскопии

Интенсивность излучения Iν ― это энергия в единичном интервале частот, падающая в единичном телесном угле за единицу времени на единичную площадку, перпендикулярную направлению излучения.

(4)

Плотность излучения в единичном интервале частот

(5)

Если излучение входит в цилиндр высотой dl вдоль его оси, то количество энергии, поглощенное в нем (αν ― коэффициент поглощения)

(6)

Если вещество цилиндра способно к излучению, то количество энергии, излученное в нем

(7)

Количество выходящей из цилиндра энергии равно

(8)

Отсюда уравнение переноса излучения

(9)

Без источников излучения в поглощающей толще решение уравнения

(10)

(11)

(12)

(13)

Спектральные линии в дискретных спектрах поглощения и испускания не являются строго монохроматическими. При анализе их с помощью интерферометров с очень высокой разрешающей способностью наблюдается некоторое распределение интенсивности I(ν), поглощаемой или испускаемой около центральной частоты ν0, соответствующей молекулярному переходу между верхним и нижним уровнями с разностью энергий Ei-Ek

(14)

Функция I(ν) вблизи частоты ν0 называется профилем линии. Частотный интервал δν = |ν1 - ν2| между частотами ν1 и ν2, для которых

называется шириной спектральной линии на полувысоте, или просто шириной линии. На рисунке 7 показан общий вид спектральной линии.

Рисунок 7 - Общий вид спектральной линии

Ширину линии часто записывают в круговых частотах или в единицах длин волн. Относительная ширина при любом способе ее измерения одинакова:

(16)

Область спектра в пределах ширины называется центральной областью (центром) или ядром линии, а в области спектра (ν < ν1)|(ν > ν2) ― крыльями линий.

Естественная ширина линии.

Возбужденный атом может отдать энергию возбуждения в виде спонтанного излучения. Ширину спектральной линии, излучаемой при спонтанных переходах с уровня Ei, можно получить из принципа неопределенности.

Рисунок 8 ― Связь естественной ширины линии с неопределенностями энергии верхнего и нижнего уровней

При среднем времени жизни τi возбужденного уровня i его энергию Ei можно определить только с неопределенностью ΔEi = ħ/τi. Частота νik = (Ei-Ek)/h перехода, имеющего в качестве конечного стабильное основное состояние Ek, порождает неопределенность, описываемую выражением

(17)

В случае, если нижний уровень Ek не является основным состоянием, а также есть возбужденное состояние с временем жизни τk, то вклад в ширину дают неопределенности энергий уровней ΔEi и ΔEk. Полная неопределенность при этом равна

(18)

Для изучения профиля линии спектральные данные нормируются так, чтобы площадь внутри линии была равна 1. На рисунке 9 дана схема принципа нормировки.

Рисунок 9 - К условию нормировки спектральных данных

(19)

А спектр множества затухающих осцилляторов со случайными начальными фазами в отсутствие внешних возмущений

(20)

Затухающий без внешних возмущений классический осциллятор порождает лоренцевский профиль с полной шириной по половинной интенсивности равной

(21)

В квантово-механическом подходе величине γ придается следующий смысл

(22)

Принято вместо времени жизни использовать вероятность перехода А

(23)

где Aik ― коэффициент Эйнштейна (вероятность спонтанного перехода вниз с i на k). Теперь параметр затухания имеет вид

(24)

Таблица 3 - Значения коэффициентов Эйнштейна Aik для атома водорода из [6]

123456784.6986e+085.5751e+074.4101e+071.2785e+078.4193e+068.9860e+064.1250e+062.5304e+062.2008e+062.6993e+061.6440e+069.7320e+057.7829e+057.7110e+051.0254e+067.5684e+054.3889e+053.3585e+053.0415e+053.2528e+054.5608e+053.8694e+052.2148e+051.6506e+051.4242e+051.3877e+051.5609e+052.2720e+052.1425e+051.2156e+058.9050e+047.4593e+046.9078e+047.0652e+048.2370e+041.2328e+05

Вероятность поглощения при переходе из уровня k на уровень i (верхний) описывается коэффициентом Эйнштейна Bki, а вероятность вынужденного перехода из уровня i на уровень k (нижний) описывается коэффициентом Bik. Связь с вероятностью Aik спонтанного перехода вниз с i на k дается соотношениями

, (25)

, (26)

где gk и gi ― статистические веса соответствующих уровней. Для водорода gk=2k2. В более сложных системах различают термы и уровни. Реально в каждом атоме существуют уровни. Вес уровня определяется его полным моментом J согласно формуле: gJ=2J+1. В отличие от уровня, терм ― воображаемое понятие и представляет собой среднее положение нескольких близко расположенных уровней. Вес терма определяется суммарным спином электронов S и их суммарным орбитальным моментом L по формуле gLS=(2S+1)(2L+1). Вес терма равен сумме весов всех составляющих его уровней.

Профиль линии, уширенной вследствие эффекта Доплера при тепловом движении атомов, имеет вид

(27)

где c ― скорость света в вакууме, R ― универсальная газовая постоянная, Т ― абсолютная температура. Ширина доплеровского контура (на полувысоте) равна

(28)

Для учета совместного действия теплового уширения и естественного уширения линии разобьем ширину линии [ν1, νп] на большое число узких полос шириной dν, центр каждой полосы характеризуется значением νi равным ν1, ν2 и т.д. до νп. Результирующий профиль есть сумма профилей каждой полосы. Для определения интенсивности в результирующем профиле необходимо взять интеграл Лебега (свертка), который покажет вклад излучателя на частоте νi в поток на частоте ν

(29)

(30)

При вводе обозначений

атмосферный электромагнитный излучение

(31)

формула принимает вид

(32)

Коэффициент C1 находится из условия, что в центре линии exp(-y2)=1 и ζ=0

(33)

Использовано при этом интегрировании (распределение Коши)

(34)

Тогда получим для линии излучения профиль Фойгта

(35)

Коэффициент поглощения α в пределах ширины спектральной линии поглощения выражается аналогичной функцией частоты как и интенсивность излучения при одинаковых причинах расширения

(36)

Если поток излучения, проходящий через поглощающий элемент, одинаков по всей ширине линии поглощения, то контур I линии поглощения совпадает с контуром α линии испускания.

Функция

(37)

называется функцией Фойгта и не берется в конечном виде. [7]

4. Эффекты Зеемана и Штарка

Эффект Зеемана-расщепление спектральных линий под действием на излучающее вещество внешнего магнитного поля. Эффект Зеемана, наблюдаемый в спектрах поглощения, получил название обратного, все его закономерности аналогичны закономерностям прямого эффекта Зеемана(наблюдаемого в линиях излучения). Он был открыт нидерландским физиком П. Зееманом в 1896 г. при лабораторных исследованиях свечения паров натрия.

Рисунок 10 - Картина расщепления двух близких спектральных линий атома натрия (жёлтого дублета Na) в магнитном поле при наблюдении поперёк и вдоль поля; - и -компоненты поляризованы различно

Рисунок 10 иллюстрирует зеемановское расщепление двух близких спектральных линий атома натрия, расположенных в жёлтой области видимого спектра (так называемого жёлтого дублета 5890 Ǻ и 5896 Ǻ). Картина расщепления существенно зависит от направления наблюдения по отношению к направлению магнитного поля. В связи с этим различают продольный и поперечный эффект Зеемана. При наблюдении перпендикулярно магнитному полю (поперечный эффект Зеемана) все компоненты спектральных линий поляризованы линейно, часть - параллельно полю H (π-компоненты), часть - перпендикулярно (σ-компоненты).

При наблюдении вдоль поля (продольный Эффект Зеемана) остаются видимыми лишь -компоненты, однако линейная поляризация их сменяется круговой (рисунок 11). Распределение интенсивности в наблюдаемой системе компонентов оказывается сложным.

Рисунок 11 - Поляризация π-компонентов (поперечный эффект) и σ-компонентов (продольный эффект); где H - направление магнитного поля; x и y - плоскость поляризации σ-компонентов

Первое объяснение эффекта Зеемана было дано нидерландским физиком Х. Лоренцем в 1897 г. в рамках классической теории, согласно которой движение электрона в атоме рассматривается как гармония, колебания линейного осциллятора. По этой теории спектральная линия при поперечном эффекте Зеемана расщепляется на три компонента. Такое явление получило название нормального эффекта Зеемана, а расщепление линии на большее число компонентов - аномального эффекта Зеемана. Однако обычно наблюдается именно аномальный эффект. Исключение составляют переходы между синглетными уровнями, а также случаи сильного магнитного поля.

Полное объяснение эффект Зеемана получил на основе квантовой теории. Уровни энергии атома расщепляются в магнитном поле на подуровни. Квантовые переходы между подуровнями двух уровней порождают компоненты спектральных линий. Каждый энергетический уровень атома характеризуется механическим моментом количества движения J. Расщепление уровней обусловлено тем, что с механическим моментом связан магнитный момент:

(38)

(39)

где e, m - заряд и масса электрона, (μ - магнетон Бора, a g -так называемый фактор Ланде. Смысл разделения коэффициента на два множителя поясняется ниже. Знак минус обусловлен отрицательным зарядом электрона. Взаимодействие магнитного момента μ с полем H изменяет энергию уровня. Величина этого взаимодействия зависит от взаимной ориентации μ и H. Вектор J в магнитном поле может иметь 2J+1 ориентации, при которых его проекция:

(40)

где M - магнитное квантовое число. Оно принимает значения 0, ±1,…,J. Столько же значений может иметь проекция магнитного момента μ на направление H. Поэтому уровень расщепляется на 2J+1 компонентов. Изменение энергии каждого компонента (по отношению к энергии уровня в отсутствие поля) с учётом формулы (40) равно:

(41)

Механический момент атома складывается из орбитального момента L и спинового момента S: J=L+S. Аналогично магнитный момент Величина подобна магнитному моменту тока, образованного орбитальным движением электронов в атоме, и равна . С величиной дело обстоит сложнее, так как спиновый момент S связан с внутренней характеристикой электронов, а не с их движением. Как следует из эксперимента (а также из релятивистской квантовой теории Дирака), , то есть . на единицу спинового момента приходится вдвое больший магнитный момент. Таким образом, полный магнитный момент:

Вектор μ прецессирует вокруг вектора J, так что в среднем он направлен вдоль J, а его величина определяется по формуле (42). Согласно расчётам на основе квантовой механики, фактор Ланде:

(43)

На рисунке 12 показаны примеры зеемановского расщепления некоторых уровней.

В соответствии с формулой (43) смещение частот компонентов линий равно:

(44)

Изменение квантового числа М определяется правилом отбора:

(45)

Рисунок 12 - 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 [8]

Всевозможные переходы, удовлетворяющие этому правилу, дают зеемановскую структуру линии. В общем случае значения фактора Ланде различны для верхнего и нижнего уровней, переход между которыми образует спектральную линию. Таким образом, переходы с различными дают разные δν даже при одинаковом . В результате получается сложная картина - аномальный эффект Зеемана. Если у верхнего и нижнего уровней S=0, то J=L, g=1, то:

(46)

то есть оказываются возможными всего три разных δν (три линии). Переходы между уровнями с ΔM 0 дают центральный π-компонент, а с смещённые σ-компоненты. Возникает нормальный эффект Зеемана (рисунок 12). Сходная картина получается в частном случае, когда

В очень сильном поле H связь L и S нарушается, оба вектора начинают независимо друг от друга прецессировать вокруг направления J с проекциями . Нарушение связи имеет место в случае, когда зеемановское расщепление становится больше тонкой структуры, то есть J-структуры уровня LS. При этом:

(47)

Правило отбора для такое же, как для ΔM, а . Поэтому снова проявляется нормальный эффект Зеемана. 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 эффекту Зеемана в сильном поле называется эффектом Пашена-Бака. При переходе нарушается линейная зависимость смещения от поля. Для различных линий эффект возникает при разных величинах магнитного поля.

В астрофизике эффект Зеемана используется для определения магнитных полей космических объектов. На рисунке 13 показан нормальный эффект Зеемана.

Рисунок 13 - Нормальный эффект Зеемана; стрелками обозначена поляризация компонентов, - частота исходной линии, и частоты -компонентов.

При измерениях магнитных полей звёзд зеемановское расщепление спектральных линий обычно наблюдается в поглощении. Продольный компонент магнитного поля измерен у нескольких сотен звёзд различных спектральных классов. Выяснено, что индукция магнитного поля на поверхности так называемых магнитных звёзд достигает нескольких тысяч Гс, а у звезды HD 215441 наблюдается сильное поле Гс. Очень сильные магнитные поля, превосходящие 10 Гс, обнаружены по эффекту Зеемана у нескольких вырожденных звёзд-белых карликов.

Магнитные поля Галактики можно измерить по зеемановскому расщеплению радиолиний водорода 21см. 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 магнитные поля в плотных и холодных облаках межзвёздного газа, проецирующихся на яркие галактические радиоисточники: Кассиопея А, Телец А и другие. Оказалось, что в облаке, расположенном в направлении источника Кассиопея А, магнитное поле достигает Гс. Среднее крупномасштабное поле Галактики имеет величину Гс, а в облаках газа магнитное поле в 5-10 раз больше. Таким путём определяется только продольный (вдоль луча зрения) компонент магнитного поля.

Изучение магнитных полей активных областей, пятен и др. образований на Солнце производится с помощью особых чувствительных приборов- фотоэлектрических магнитографов, позволяющих измерять поля до 1 Гс и меньше (составляющую поля по лучу зрения). При таких измерениях также используется обратный эффект Зеемана. В большинстве случаев зеемановские компоненты линии сливаются между собой - наличие магнитного поля вызывает общее расширение спектральной линии. Магнитное. поле определяется в этих случаях поляризационными методами. При наблюдениях аномального эффекта Зеемана, когда линия расщепляется на ряд -π и σ-компонентов, для определения величины расщепления () -компонентов астрофизики используют формулу:

(48)

где H выражено в Э, длина волны λ в Ǻ. Обычно для измерений солнечных магнитных полей используют спектральную линию железа λ=5256,4 Ǻ (FeI) с фактором g = 3 и ряд других линий. Поскольку зеемановские компоненты линии поляризованы различно (в продольном эффекте Зеемана линии имеют правую и левую круговую поляризацию, в общем случае- эллиптическую), изменение знака наблюдаемой поляризации смещает линию. Величина смещения, фиксируемая фотоэлектрическим магнитографом, определяет продольную составляющую напряженности поля. Для получения информации о величине и направлении полного вектора магнитного поля на Солнце необходимо измерить параметры поляризации в некотором участке спектральной линии и использовать результаты теории образования линий в магнитном поле. Для этой цели обычно принимается некоторая модель атмосферы и предполагается однородность магнитного поля в слое образования спектральных линий. Полный вектор индукции магнитного поля измеряется с гораздо меньшей точностью (50-100 Гс). Общее магнитное поле Солнца как звезды составляет в среднем около 1 Гс, однако в солнечных пятнах величина поля значительно выше и достигает нескольких тысяч Гс.

Особый интерес представляют сверхсильные магнитные поля ~ 106-109 Гс у поверхности некоторых 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 (), которые в отсутствие поля образуют моменты L и S:

(49)

(50)

В результате имеет место эффект Зеемана отдельных квазинезависимых электронов. В очень сильных полях нарушается центральная симметрия атома, и атом (или ион) приобретает форму веретена. Такая ситуация имеет место на поверхности нейтронных звёзд.

Эффект Штарка - расщепление и сдвиг уровней энергии атомов и молекул под действием электрического поля. Обнаруживается по расщеплению и сдвигу линий в спектрах испускания и поглощения.

Открыт немецким физиком Йоханессом Штарком в 1913 г. при изучении спектра водорода. Кроме водорода эффект Штарка подробно изучен в спектрах гелия, щелочных металлов (Li, Na, K и т.д.) и ряда других элементов.

Эффект Штарка был объяснен на основе квантовой механики. Квантовая система (атом, молекула) в состоянии с определенной энергией ε приобретает во внешнем электрическом поле E дополнительную энергию Δε (так как электрическое поле изменяет состояние входящих в систему заряженных частиц, например, электронов в атоме). В результате уровень энергии, которому соответствует одно возможное состояние атома (невырожденный уровень), в электрическом поле будет иметь энергию . Для вырожденного уровня энергии (ему соответствует несколько возможных состояний системы с одинаковой энергией ) различные состояния могут приобрести разные дополнительные энергии где g - степень вырождения уровня). В результате вырожденный уровень расщепляется на подуровни с энергией , число которых равно числу различных значений α. Так, уровень энергии атома с заданным значением момента количества движения:

(51)

где (J=0, 1, 2,...) расщепляется в электрическом поле на подуровни, характеризуемые различными значениями др. квантового числа m (различной величиной проекции момента M на направление электрического поля). Однако значениям -m и +m соответствует одинаковая дополнительная энергия Δε, так что все штарковские подуровни (с ) оказываются дважды вырожденными (в отличие от расщепления в магнитном поле, где все подуровни не вырождены.

Различают линейный эффект Штарка, когда Δε пропорционально E (рисунок. 14), и квадратичный эффект Штарка, когда Δε пропорционально (рисунок. 15).

Рисунок 14 - Зависимость величины расщепления от напряженности электрического поля E при линейном эффекте Штарка (расщепление уровня атома водорода, которому соответствует главное квантовое число , на 5 подуровней).

В первом случае картина расщепления уровней энергии и получающихся при переходах между ними спектральных линий симметрична, во втором - несимметрична. Линейный эффект Штарка характерен для водорода в не слишком сильных полях (в полях ~ 104 В/см он составляет тысячные доли эВ). Уровень энергии атома водорода с заданным значением главного квантового числа n симметрично расщепляется на равноотстоящих подуровней (рисунок. 1 соответствует , ). У компонентов спектральной линии, обусловленных переходами между расщепленными в электрическом поле уровнями, наблюдается эффект поляризации. Если электрическое поле ориентировано перпендикулярно к наблюдателю, то часть компонентов поляризована продольно (π-компоненты), остальные - поперечно (σ-компоненты). При продольном направлении поля π-компоненты не появляются, а на месте σ-компонентов возникают неполяризованные компоненты. Интенсивности разных компонентов различны. На рисунке. 13 показано расщепление в результате эффекта Штарка спектральные линии водорода

Рисунок 15 - Зависимость величины расщепления Δε от напряженности электрического поля E при квадратичном эффекте Штарка (подуровни оказываются отстоящими на разные расстояния).

Кроме водорода линейный эффект Штарка наблюдается в водородоподобных атомах (He+, Li2+, B3+ и так далее) и для сильно возбужденных уровней других атомов (в ряде случаев эффект Штарка приводит к появлению запрещённых спектральных линий).

В сильных полях, а также в слабых полях для ряда элементов имеет место главным образом квадратичный эффект Штарка с асимметричной картиной расщепления. Величина квадратичного эффекта невелика (в полях ~ 105 В/см расщепление достигает десятитысячных долей эВ).

На рисунке 16 продемонстрировано расщепление линии водорода в электрическом поле.

Рисунок 16 - Расщепление линии водорода Hα в электрическом поле. Различно поляризованы компоненты линии (π и σ) возникают при определенных комбинациях подуровней.

Эффект Штарка - наблюдается не только в постоянных, но и в переменных электрических полях. Влияние высокочастотного электрического поля на уровни энергии атомов (ионов) определяет, в частности, уширение спектральных линий космической плазмы. Движение частиц плазмы и связанное с этим изменение расстояний между ними приводят к быстрым изменениям электрического поля около каждой излучающей частицы. В результате энергетические уровни атомов (ионов), расщепляясь, смещаются на неодинаковую величину. Для излучения совокупности таких частиц характерно увеличение ширины спектральных линий (так называемое штарковское уширение линий). Эффект Штарка позволяет оценить концентрацию заряженных частиц в космической плазме (например, в атмосферах звезд).

5. Профиль атомного поглощения в условиях градиента температуры

В условиях бурного развития атмосферных оптических линий связи можно ожидать, что область применения АОЛС расширится. Они станут применяться на больших расстояниях и в горных местностях. Тогда становится актуальным вопрос о помехозащищенности, возможными помехогенерирующими факторами кроме дождя, снега и тумана являются еще электрические разряды и термические взрывы различного происхождения ввиду неблагополучной политической ситуации. Мы рассмотрим, как будут вести себя окна прозрачности на примере атомного поглощения. Проверку теоретических рассуждений проведем на примере звездных атмосфер.

Возьмем тепловое расширение в среде, где температура меняется от T0 до T на расстоянии l прямо пропорционально с коэффициентом K. Рассмотрим цилиндр высотой L = 1, заполненный газом, температура которого изменяется с высотой. Разобьем его по высоте на N участков, высота каждого из них dx=L/N. Приближенно считаем, что температура постоянна на каждом участке и при переходе от одного участка к другому изменяется скачком Ti+1=Ti+Kdx. На каждом участке можно определить интенсивность прошедшего излучения по формуле:

(52)

Для расчета интенсивности прошедшего излучения на следующем участке в правую часть этой формулы подставляется интенсивность прошедшего излучения через предыдущий участок. Интенсивность излучения после последнего участка будет равна интенсивности излучения, прошедшего через весь цилиндр L. Схема модели показана ни рисунке 15.

Это численное интегрирование должно быть осуществлено для некоторого диапазона длин волн вблизи длины волны атомного перехода.

Зависимость коэффициента поглощения от длины волны принимается в зависимости от типа уширения спектральной линии: естественного затухания, теплового уширения, ударного уширения, профиля Фойгта.

Рисунок 17 ― Модель поглощающей среды с градиентом температуры

Рисунок 18 ― Вид линии атомного поглощения при значительных градиентах температуры в поглощающем канале а) с тепловым механизмом уширения, б) с ударным механизмом уширения

На рисунке 18 показан вид линии атомного поглощения при значительных градиентах температуры в поглощающем канале тепловым и ударным механизмом уширения. Видно, что линия приобретает асимметричный профиль с более пологой длинноволновой частью. Особенно хорошо асимметрия видна в крыльях линии.

Для изучения линий поглощения водорода, железа и натрия был взят спектр звезды-гиганта λ Peg из базы данных Центра астрономических данных в Страсбурге. Он был получен в рамках исследования атмосфер 20 красных гигантов Х. Брунттом, С. Франдсеном и А. Тигсеном в 2011 году. [9]

Звезда λ Peg является звездой в созвездии Пегаса. Спектр этой звезды соответствует классу G5III. Температура во внешней атмосфере составляет около 4830 К. [9]

На рисунке 19 показана линия натрия. Здесь мы можем сравнить тепловой профиль линии натрия для температуры 4830 К с наблюденным в спектре звезды λ Peg. Тот факт, что наблюденная линия шире, объясняется тем, что в силу расщепляющих эффектов она состоит из набора близко лежащих линий разной интенсивности, интенсивность которых увеличивается к центру. Уровни, переходом между которыми образована линия, близки к основному уровню, испытывающему минимальное расщепление, поэтому эта линия достаточно узка по сравнению, например, с линией водорода H-альфа, образованной переходом между возбужденными уровнями, которые испытывают значительную деформацию в силовых полях, показанной на рисунке 20. Следует отметить, что численное интегрирование с учетом градиента температуры не оказало влияния на форму расчетного профиля, что может говорить о достаточно равномерной степени нагрева вещества поглощающего слоя в атмосфере звезды λ Peg.. Все расчетные профили получены для температуры 4830 К, попытка учесть наличие градиента температуры к положительны результатам не привела. [10]

Все расчетные профили получены для температуры 4830 К, попытка учесть наличие градиента температуры к положительны результатам не привела.

Рисунок 19 ― Сравнение линии натрия в спектре звезды λ Peg (серый) с расчетным профилем (черный), уширенным тепловым механизмом при температуре 4830 К

Рисунок 20 ― Сравнение линии водорода Н-альфа в спектре звезды λ Peg (серый) с расчетным профилем (черный), уширенным тепловым механизмом при температуре 4830 К

Рядом с линией водорода присутствует линия нейтрального железа с длиной волны 656,92 нм, образованная переходом между уровнями близкими к основному и не испытывающими значительного расщепления. Она оказалась даже уже, чем должна быть при температуре 4830 К в спектре звезды λ Peg.. Это возможно связано с тем, что поглощение на этой длине волны происходит в более холодных областях атмосферы звезды.

Рисунок 21 ― Сравнение линии железа 656,92 нм в спектре звезды λ Peg (серый) с расчетным профилем (черный), уширенным тепловым механизмом при температуре 4830 К

Рассмотрим еще несколько линий нейтрального железа, параметры которых описаны в таблице 3. Из перечисленных линий только одна образована переходом не с основного уровня (515,41 нм). На рисунке 23 показаны расчетные профили этих линий при концентрации 2·1027 м-3 и температуре 4950 К. Мы видим, что почти все линии искажены значительным расщеплением, но в меньшей степени, чем линия натрия.

Таблица 4 ― Некоторые линии нейтрального железа [6]

Длина волны, нмНижнийВерхнийПодуровеньТермJПодуровеньТермJ515,083903d7(4F)4sa5F23d6(5D)4s4p(3P)z5F3515,191063d7(4F)4sa5F13d6(5D)4s4p(3P)z5F2515,410033d6(5D)4s4p(3P)z3F43d6(5D)4s(6D)4de5G5515.905713d7(4F)4py5F23d7(4F)4df5P1

Рисунок 22 ― Линии нейтрального железа

Рисунок 23 ― Сравнение линий железа в спектре звезды λ Peg (серый) с расчетным профилем (черный), уширенным тепловым механизмом при температуре 4830 К

Возвращаясь к линии натрия и считая, что ее профиль образован огибающей отдельных компонентов линии, можем заметить, что профиль имеет асимметрию, подобную расчетной при существенном градиенте температуры, хорошо заметную в крыльях. На рисунке 24 показана огибающая компонентов линии натрия.

Рисунок 24 ― Асимметрия спектральных линий при поглощении в среде с градиентом температуры

Итогом исследования можно считать следующие факты для термически неоднородной поглощающей газовой среды:

линии, которые не испытывают значительных расщеплений, порождающиеся при переходах с основного уровня, настолько узки, что не показывают характерной для поглощения в канале с перепадом температуры асимметрии профиля;

линии, которые образованы при переходах не с основного уровня, испытывают значительные расщепления и уширения, огибающая компонентов таких линий показывает асимметрию, но не может быть математически описана простой теорией.

Из всего сказанного видно, что и в атмосфере Земли при химических и тем более ядерных взрывах, а также при атмосферных электрических разрядах возможно сокращение окон прозрачности и возникновение поглощения на тех длинах волн, на которых в спокойном состоянии атмосфера не поглощает. Это следует иметь в виду при установке и проектировании АОЛС.

Линии поглощения образованные переходами между возбужденными состояниями испытывают сильное расширение в термически неоднородной среде. В линиях, образованными переходами из состояний близких к основному, могут усилиться крылья, что может стать источником помех при атмосферной оптической связи.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

В земной атмосфере при химических и ядерных взрывах, а также при атмосферных электрических разрядах возможно сокращение окон прозрачности и возникновение поглощения на тех длинах волн, на которых в спокойном состоянии атмосфера не поглощает.

Сокращение окон прозрачности и возникновение поглощения на тех длинах волн, на которых в спокойном состоянии атмосфера не поглощает, может произойти вследствие сильного расщепления атомных уровней вследствие межатомных взаимодействий за счет эффекта Штарка.

Для термически неоднородной поглощающей газовой среды:

спектральные линии, которые не испытывают значительных расщеплений, порождающиеся при переходах с основного уровня, настолько узки, что не показывают характерной для поглощения в канале с перепадом температуры асимметрии профиля;

спектральные линии, которые образованы при переходах не с основного уровня, испытывают значительные расщепления и уширения, огибающая компонентов таких линий показывает асимметрию, но не может быть математически описана простой теорией.

Это следует иметь в виду при установке и проектировании АОЛС.

СПИСОК ИСПОЛЬЗОВАННЫХ ИСТОЧНИКОВ

1 Медвед Д.Б. Влияние погодных условий на беспроводную оптическую связь / Д.Б. Медвед // Вестник связи. ― 2001. ― № 4. ― С. 154―157.

Милинкис Б. Атмосферная лазерная связь./ Б. Милинкис, В. Петров // Информост ― Радиоэлектроника и Телекоммуникации. ― 2001. ― №5(18). ― С. 76―83.

Спектроскопия атмосферных газов. ― (Рус.) ― URL:http://spectra.iao.ru [24 апреля 2015]

Зуев В.Е. Распространение видимых и инфракрасных волн в атмосфере. ― М.: Советское радио, 1999. ― 496 с.

5 Зуев В. Е., Кабанов М. В. Перенос оптических сигналов в земной атмосфере ― М., 2012. ― 242 с.

6 NIST Atomic Spectra Database ― Lines Holdings. ― (Eng.). ― URL: http://physics.nist.gov/cgi-bin/ASD/lines_pt.pl [2 February 2015]

7 Ельяшевич М. А. Атомная и молекулярная спектроскопия. ― М.: Эдиториал УРСС, 2012. - 896 с.

Трубников Б.А. Теория плазмы. ― М.: Энергоатомиздат, 1996. ― 464 с.

9 Bruntt, H. Normalized spectra of 20 red giants. ― (Eng.). ― URL:ftp://cdsarc.u-strasbg.fr/pub/cats/J/A+A/528/A121 [12 January 2015]

10 Лысенко В.Е. Ударное расширение спектральных линий с учетом турбулентности поглощающей среды/ В.Е.Лысенко, А.Л. Иванов, В.А. Иванов // Коллективная монография. Современные проблемы физики, биофизики и инфокоммуникационных технологий. ― Краснодар: ЦНТИ, 2014. ― 283 с. - С. 221-229.