Коефіцієнт поглинання - Конспект, раздел Образование, З дисципліни Астрофізика
При Тепловому Випромінюванні (Поглинанні) Відбуваються Такі П...
При тепловому випромінюванні (поглинанні) відбуваються такі переходи електрона:
1) зв’язано-зв’язані; 2) зв’язано-вільні; 3) вільно-вільні. При першому з них (ν=νп) відбувається резонансне випромінювання (або селективне поглинання) в лінії
.
На границях ліній νп1, νп2, .... коефіцієнт æν максимальний, і він зменшується в полосах в бік більших частот (рис3.3).
Рис. 3.3
Поки газ прозорий, видні в основному емісійні лінії. З зростанням (ρ та Т) вони поступово зникають на фоні неперервного спектра. Зв’язано-вільні й вільно-вільні переходи формують суцільний спектр теплового випромінювання. Вільно-вільні переходи супроводжуються випромінюванням (поглинанням) при рухові електрона поблизу атома або іона, разом із зміною кінетичної енергії електрона.
Інший, крім теплового, граничний випадок теплового випромінювання - це випромінювання плазми в локальній термодинамічній рівновазі (оптично тонка плазма). Інтенсивність, що спостерігається:
при
.
Але ~, тому
~
згідно з (2.14). Тобто інтенсивність випромінювання оптично тонкої плазми пропорційна мірі емісії й не залежить від ν. Неперервний спектр випромінювання зумовлений в основному гальмівним випромінюванням та фоторекомбінацією електронів на позитивних іонах. В холодній плазмі (КТ<0,5еВ) головним є тормозне випромінювання на нейтральних атомах та негативних іонах та фото захоплення електрона з утворенням негативного іона. Це характерно для зовнішніх шарів зірок. Поглинання в атмосфері Сонця проводиться в основному іонами Н–: вже інфрачервоний фотон (λ 8000Å) руйнує іони Н–; вони поглинають в полосі видимого світла й сусідніх ділянок.
З зростанням τνвипромінюючого шару плазми Іν підсилюється (Іν~МЕ), поки для даної частоти ν поглинання не стає істотніше за розсіювання. В оптично товстій плазмі () проходить перехід до чорнотільного випромінювання: зв’язано-зв’язані переходи не відіграють ролі, й при справедлива формула (1.16). Таким чином, чорнотільне випромінювання йде з надр зірки, а в зовнішніх шарах (коли вихід випромінення істотний) воно наближається до випромінення сірого тіло з деякою Теф.
При вивченні зоряних атмосфер використовується об’ємний коефіцієнт поглинання , осереднений за всіма частотами. Для водню при Т >> 10000°
Дніпродзержинський державний технічний університет... КОНСПЕКТ ЛЕКЦІЙ З дисципліни Астрофізика...
Если Вам нужно дополнительный материал на эту тему, или Вы не нашли то, что искали, рекомендуем воспользоваться поиском по нашей базе работ:
Коефіцієнт поглинання
Что будем делать с полученным материалом:
Если этот материал оказался полезным ля Вас, Вы можете сохранить его на свою страничку в социальных сетях:
З дисципліни Астрофізика
Для студентів спеціальності 6.070102 (фізика твердого тіла)
Затверджено редакційно-видавничою
секцією науково-методичної ради ДДТУ
протоко
Астрофізика як наука та предмет її досліджень
Астрофізика вивчає будову, фізичні властивості космічних об’єктів та явища, що відбуваються у світовому просторі. Предметом досліджень астрофізики є область Всесвіту
Видима зоряна величина.
Астрофотометрія досліджує блиск небесних світил, тобто освітленість Е – світловий потік, що падає на одиницю поверхні, нормальної до променів. Інтенсивність
I = E
Показник кольору
Різниця блиску зірки в різних ділянках спектра називається показником кольору:
Світність та абсолютна зоряна величина. Модуль відстані
Абсолютна зоряна величина характеризує світність зірки і являє собою видиму величину, яку мала б зірка на відстані 10 парсек. Один парсек – відстань, з якої радіус земної орбіти вид
Болометрична величина зірки
В (1.9) входить болометрична зоряна величина, яка враховує випромінювання зірки у всьому спектральному діапазоні:
mв = mv+
Потенціали збудження та іонізації атомів
Розглянемо основні закономірності поведінки газів у зоряних атмосферах та міжзоряному газові поблизу гарячих зірок, випромінювання яких іонізує оточуючий їх газ. Основною речовиною
Часові масштаби релаксаційних процесів
За час релаксації параметр системи зменшується у е=2,72 рази, тобто система наближається до рівноважного стану. Релаксаційними є процеси рекомбінації та переходів з вищих рів
Заборонені лінії
Це лінії, заборонені правилами вибору. Оскільки спін протона , то повний момент атома
Розподіли Больцмана та Максвелла
В класичній фізиці розподіл частинок ідеального газу по енергетичним рівням в умовах термодинамічної рівноваги описується функцією Больцмана:
Ефект Доплера
Ефект Доплера має виключно важливе значення в астрофізиці, тому що дозволяє по зміщенню та уширенню ліній визначати променеві швидкості об’єктів, швидкості руху газових хмар, рукаві
Рівняння переносу
Первісні γ-кванти, що виникають при ядерних реакціях в надрах зірок ( λ~ 0,001Å,
Бальмерівський стрибок
По відомому α при даній Теф можна обчислити інтенсивність випромінювання, що виходить на поверхню зірки. Максимальним α стає за межею
Матеріальна єдність світу
Вивчення спектральних ліній зоряних атмосфер дозволяє оцінити загальну кількість поглинаючих атомів даного елемента, що знаходиться в певному енергетичному стані і межах визначеного
Спектральна класифікація зірок та її фізичні основи
Спектр випромінювання зірок – суцільний, з темними лініями поглинання (в зоряних атмосферах) та іноді – з яскравими емісійними лініями, що виникають у верхніх шарах зірок. Вид спект
Ефекти обертання та турбулентності
Розбіжність в спектрах зірок одного класу пов'язана також з різними швидкостями їх обертання навколо осі, а також з міцними турбулентними рухами в зоряних атмосферах. За рахунок ефе
Загальна характеристика нетеплового випромінювання
Нетеплове випромінювання генерується в нерівноважних умовах, коли розподіл електронів по швидкостям не є максвеловським. Спостереженнями в радіодіапазоні встановлено, що значна част
Синхротронне випромінювання
Нетеплове випромінювання, що генерується релятивістськими зарядженими частинками в зовнішніх магнітних полях, знайдене в синхротронах і тому назване синхротронним. Електрон рухаєтьс
Розсіювання плазмових хвиль на релятивістських електронах
В умовах космосу в плазмі можливі повздовжні та поперечні плазмові хвилі. Заряд в плазмі нейтралізується зарядами протилежного знаку за межами сфери радіуса D (дебаївський ра
Прояви сонячної активності, що спостерігаються
Фотосфера виглядає як кипляча поверхня із світлих гранул на темному фоні, діаметром ~700 км з температурою, більшою на 400 К від темних проміжків. Гранули – не виверження газів дого
Радіо – та рентгенівське Сонце
В цих діапазонах Сонце – слабке джерело. Є чимало об'єктів (радіопульсари, залишки вибухів зірок, радіогалактики, релятивістські зірки тощо), які в них мають ту ж потужність, незва
Гідростатична рівновага Сонця
В газовій кулі масою m радіусом R виділимо на відстані r1 від центра стовпчик газу висотою
Динаміка зовнішніх шарів Сонця
Визначимо умову, при якій порушується променева рівновага й виникає конвекція. Нехай конвективний елемент газу в нижній фотосфері був адіабатно зміщений догори на
Теорія сонячних спалахів
Кількісно ця теорія ще не розроблена внаслідок великої складності процесів, що протік
Утворення протуберанців
Протуберанці – це утворені потоками газу викиди речовини з підвищеною густиною й пониженою температурою, що виходять в корону. Спокійний протуберанець (h = 15–100 тис. км,
Джерела енергії Сонця
Джерелами енергії Сонця та зірок можуть бути гравітаційне стискання (див. розділ 6.6) та термоядерні реакції. Гравітаційна потенційна енергія:
Діаграма колір – світність.
Незалежно Е. Герцшпрунг та Г.Реесел на початку XX ст. встановили емпіричну залежність між світністю зірок та їх кольором (спектральним класом). На діаграмі К–С зірки у
Залежність маса-світність
Маса – найважливіша, але й найскладніша для визначення характеристика зірки. Надійного засобу визначення маси одиноких зірок взагалі не існує. Однак чимало зірок є подвійними, тобто
Залежність маса-світність
Маса – найважливіша, але й найскладніша для визначення характеристика зірки. Надійного засобу визначення маси одиноких зірок взагалі не існує. Однак чимало зірок є подвійними, тобто
Модель білих карликів
Перший з білих карликів було відкрито в подвійній системі Сіріуса (Bеликого Пса): нав
Еволюція зірок
Зірки утворюються шляхом гравітаційної конденсації в газопилових комплексах (зони НІ з
Пульсуючі фізично змінні зірки.
Це зірки, що виконують коливання за рахунок енергії, що вивільняється в надрах, причому промениста енергія переходить в механічну. Овновні типи:
1. Довгоперіодичні цефеїди
Вибухи наднових зірок.
На пізніх стадіях еволюції масивні зірки вибухають, і їх світність збільшується неймовірно. Зірка, зовсім невидима на фото до спалаху, раптово з'являється. Тому їх і нарекли досить
Пульсари. Нейтронні зірки.
В 1967р. відкриті джерела короткоперіодичного радіовипромінювання, названі пульсарами (
Чорні дірки.
При навіть тиск виродженого нейтронного газу не здатний зупинити гравітаційне стиска
ЛІТЕРАТУРА
1. Д.Я.Мартынов. Курс общей астрофизики. - М.: Наука, 1971. - 616с.
2. Физика космоса. Под ред.Р.А.Сюняева. - М.:Сов.энциклопедия, 1986. - 783 с.
3. И.В.Савельев. Курс общей физик
Хотите получать на электронную почту самые свежие новости?
Подпишитесь на Нашу рассылку
Наша политика приватности обеспечивает 100% безопасность и анонимность Ваших E-Mail
Новости и инфо для студентов