К.А. Постнов, А.В. Засов - Курс общей астрофизики (1110768)
Текст из файла
Курс общей астрофизикиК.А. Постнов, А.В. ЗасовББК 22.63М29УДК 523 (078)Курс общей астрофизики К.А. Постнов, А.В. Засов. М.: Физический факультет МГУ, 2005, 192 с. ISBN 5–9900318–2–3 .Книга основана на первой части курса лекций по общей астрофизики, который на протяжении многих лет читается авторамидля студентов физического факультета МГУ. В первой части курсарассматриваются основы взаимодействия излучения с веществом,современные методы астрономических наблюдений, физическиепроцессы в межзвездной среде, формирование звезд и стационарные звезды. Книга может служить современным учебным пособием по общей астрофизике для студентов физических и астрономических специальностей университетов.Публикуется по решению Ученого Совета физического факультета МГУISBN 5–9900318–2–3cccК.А. Постнов, А.В.
Засов, текст, иллюстрации, 2005 г.В.Н.Семенцов, оригинал-макет, иллюстрации, 2005 г.Физический факультет МГУ им. М.В.Ломоносова, 2005 г.ОглавлениеГлава 1. Введение1.1. Пространственно-временные масштабы в астрофизике1.1.1. Расстояния . . . . . . . . . . . . . .
. . . . . . . .1.1.2. Характерные времена . . . . . . . . . . . . . . .1.1.3. Характерные значения масс . . . . . . . . . . . .1.1.4. Солнечные единицы . . . . . . . . . . . . . . . .Глава 2. Излучение и поглощение электромагнитных волнв среде2.1. Основные понятия . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .2.1.1. “Температурная” шкала электромагнитных волн2.1.2. Интенсивность излучения (поверхностная яркость) .
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .2.1.3. Поток излучения. Связь с интенсивностью . .2.1.4. Плотность энергии излучения . . . . . . . . . .2.1.5. Понятие спектра . . . . . . . . . . . . . . . . . .2.2. Излучение абсолютно черного тела . . . . . .
. . . . .2.2.1. Тепловое излучение . . . . . . . . . . . . . . . .2.2.2. Понятие термодинамического равновесия илокального термодинамического равновесия .2.2.3. Спектр абсолютно черного тела . . . . . . . . .2.3. Перенос излучения в среде и формирование спектра .2.3.1. Коэффициент излучения .
. . . . . . . . . . . .2.3.2. Коэффициент поглощения и оптическая толща2.3.3. Уравнение переноса при наличии поглощения и излучения . . . . . . . . . . . . . . . . . . .710101515171819192021232324242425292930324Оглавление2.3.4. Решение уравнения переноса для простейшихслучаев . . . . . . . . . . .
. . . . . . . . . . . . . 342.3.5. Образование спектральных линий в условияхЛТР . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 352.3.6. Температура астрофизических источников, определяемая по их излучению . . . . . . . . . . . . 392.4. Астрофизические примеры спектров . .
. . . . . . . . 412.5. Задачи к главе 2 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44Глава 3. Особенности и физические ограничения астрономических наблюдений463.1. Основные задачи наблюдательной астрономии . . . . 463.1.1. Пропускание света земной атмосферой . . . . . 473.1.2. Пропускание света межзвездной средой . . .
. 483.1.3. “Точечные” и “протяженные” источники . . . . 523.2. Телескопы и приемники излучения . . . . . . . . . . . 543.2.1. Оптические телескопы . . . . . . . . . . . . . . . 543.2.2. Приемники . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 563.2.3. Радиотелескопы . . . . . . .
. . . . . . . . . . . . 583.2.4. Рентгеновские телескопы и детекторы . . . . . 623.3. Физические ограничения на точность астрономических измерений . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 643.3.1. Когерентность света . . . . . . . . . . . . . . . . 643.3.2. Спекл-интерферометрия . . . . . . . . . . . . . 673.3.3. Активная и адаптивная оптика . . . . . . . .
. . 703.3.4. Статистика фотонов. Дробовой и волновойшум. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 723.4. О точности измерений световых потоков . . . . . . . . 733.4.1. Спектральные наблюдения . . . . . . . . . . . . 76Глава 4. Межзвездная среда804.1. Физические особенности разреженной космическойплазмы . . .
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 854.1.1. Запрещенные линии . . . . . . . . . . . . . . . . 854.1.2. Излучение нейтрального водорода в линии21 см . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 88Оглавление54.1.3. Вмороженность магнитного поля . . . . . . . .
894.2. Объемный нагрев и охлаждение МЗС . . . . . . . . . . 924.2.1. Основные механизмы нагрева газа . . . . . . . 924.2.2. Основные механизмы охлаждения . . . . . . . 944.3. Облака НI и тепловая неустойчивость МЗС . . . . . . 1014.4. Ионизованный водород и зоны НII . . . . . . . . . .
. 1024.5. Молекулярные облака, области звездообразования икосмические мазеры . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1054.6. Космические лучи и синхротронное излучение . . . . 1084.6.1. Проблема происхождения и ускорения КЛсверхвысоких энергий . . . . . . . . . . . . .
. . 1144.7. Другие методы диагностики космической плазмы . . 1164.8. Задачи . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 119Глава 5. Звезды1215.1. Общие характеристики . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1215.2. Образование звезд . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1255.2.1. Гравитационная неустойчивость . . . . .
. . . . 1255.2.2. Влияние вращения на сжатие . . . . . . . . . . 1275.2.3. Влияние магнитного поля на сжатие . . . . . . 1285.3. Протозвезды . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1295.4. Стационарные звезды . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1335.4.1. Гидростатическое равновесие .
. . . . . . . . . 1335.4.2. Теорема вириала для звезды . . . . . . . . . . . 1345.4.3. Тепловая устойчивость звезд. Отрицательнаятеплоемкость. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1365.5. Ядерные реакции в звездах. . . . . . . . . . . . . . . . . 1375.6. Особенности ядерных реакций в звездах .
. . . . . . . 1395.6.1. pp-цикл (Г. Бете, 1939) . . . . . . . . . . . . . . . 1415.6.2. CNO-цикл . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1465.6.3. Замечания о характере движения квантов внедрах Солнца и звезд . . . . . . . . . . . . . . . 1475.6.4. Уравнения внутреннего строения звезд и Солнца .
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1506Оглавление5.7. Соотношения M –L и M –R для звезд главной последовательности . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .5.8. Атмосферы Солнца и звезд . . . . . . . . . . . . . . . .5.8.1. Спектральная классификация звезд . . .
. . . .5.8.2. Непрерывный спектр . . . . . . . . . . . . . . .5.8.3. Образование спектральных линий . . . . . . .5.8.4. Эмиссионные линии в спектрах звезд . . . . . .5.8.5. Происхождение химических элементов до элементов железного пика . . . . . . . . .
. . . . .Приложение A. ГравитацияA.1. Гравитационная энергия . . . . . . . . . . . . . . . . . .A.2. Время свободного падения . . . . . . . . . . . . . . . . .A.3. Теорема вириала . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .Приложение B. Атомная физикаПриложение C. Взаимодействие излучения и веществаC.1. Элементарные процессы, ответственные за излучение и поглощение света .
. . . . . . . . . . . . . . . . . .C.1.1. Свободно-свободные переходы (электрон в поле протона) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .C.1.2. Свободно-связанные переходы . . . . . . . . . .C.1.3. Переходы между энергетическими уровнями .C.1.4. Ионизация . . . . . .
. . . . . . . . . . . . . . . .C.1.5. Рекомбинация . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .C.2. Признаки полного термодинамического равновесия .Приложение D. Влияние рассеяния на перенос излученияD.1. Случай чистого рассеяния . . . . . . . . . . . . . . . . .D.2. Связь числа рассеяний с оптической толщой . . .
. .D.3. Случай рассеяния и поглощения . . . . . . . . . . . . .Приложение E. Безразмерные числа и константыE.1. Физические константы . . . . . . . . . . . . . . . . . . .E.2. Астрофизические числа . . . . . . . . . . . . . . . . . .Приложение F. Звездные величины153155157158159162163165165167168172174174174174175175175176178179179181184184185187Глава 1.ВведениеВ необычных астрофизических явленияхзаконы физики предстают передисследователями в ином ракурсе,более глубоко раскрывая свое содержание.С.Б.ПикельнерАстрофизика – наука, занимающаяся исследованием далекихкосмических объектов и явлений физическими методами.
Астрофизика нацелена на создание физической картины окружающегомира, объясняющей наблюдаемые явления, на изучение происхождения и эволюции как отдельных классов астрономических объектов, так и Вселенной как единого целого в рамках известных физических законов.Поскольку прямые контакты научных приборов с изучаемыми объектами практически исключены, основу астрофизики, как иастрономии в целом, составляют наблюдения, то есть прием (детектирование) и анализ принимаемого излучения далеких источников. Непосредственные результаты наблюдений, как правило,сводятся к относительным или абсолютным измерениям энергии,приходящей от источника или его отдельных частей, в определенных интервалах спектра.
Интерпретация результатов наблюденийбазируется на знании механизмов излучения электромагнитныхволн и их взаимодействия с веществом.Исторически астрофизика выделилась в самостоятельное научное направление с появлением спектрального анализа (конец8Глава 1. ВведениеXIX в.), который открыл возможность дистанционного исследования химического состава и физического состояния не только лабораторных, но и астрономических источников света.
Наблюденияспектров звезд окончательно доказали, что астрономические теласостоят из атомов известных на Земле элементов, подчиняющихся тем же физическим законам. Химическое “единство” природыособенно наглядно было подтверждено открытием гелия – сначала (по спектру) в атмосфере Солнца, а только затем – в некоторыхминералах на Земле. Современные методы исследования позволяют по спектральным особенностям излучения не только узнать состав, температуру и плотность среды, но и измерить лучевые скорости источников и скорости внутренних движений в них, оценитьрасстояние до них, выяснить механизм излучения, определить индукцию магнитных полей и многие другие характеристики на базефизических теорий.
Термин “теоретическая астрофизика” и в настоящее время сохраняется за тем направлением астрофизики, которое изучает формирование непрерывных спектров и спектральных линий в газе, а также взаимодействие между веществом и излучением в звездах и разреженной космической среде.Бурное развитие астрофизики за более чем столетний периодее существования было связано как с быстрым развитием различных направлений классической, квантовой и релятивистской физики – с одной стороны, так и со строительством крупных телескопов, появлением принципиально новых приемников излучения икомпьютерных методов обработки наблюдений – с другой. Оченьважный, революционный скачек в астрофизических исследованиях произошел с началом изучения объектов в за пределами оптического диапазона спектра, сначала в радио (конец 30-х годов XX в.),а затем, уже с помощью космической техники (60–80-е годы XX в.),в далеком инфракрасном, далеком УФ, рентгеновском и гаммадиапазонах. “Многокрасочность” Вселенной обернулась более глубоким пониманием природы давно известных космических тел, атакже открытием новых типов астрономических объектов, природанекоторых из которых до сих пор остается мало понятной.
Позднее9началось развитие и нейтринной астрономии, основанной на регистрации и анализе нейтринного излучения из космоса, на очередистоит появление астрономии гравитационных волн.Важной особенностью астрофизики является то, что она исследует процессы, как правило, не воспроизводимые в физических лабораториях. К примеру, термоядерные реакции в плазме, удерживаемой от расширения собственным гравитационным полем – этоне экзотический, а самый распространенный источник энергии наблюдаемых звезд.
Характеристики
Тип файла PDF
PDF-формат наиболее широко используется для просмотра любого типа файлов на любом устройстве. В него можно сохранить документ, таблицы, презентацию, текст, чертежи, вычисления, графики и всё остальное, что можно показать на экране любого устройства. Именно его лучше всего использовать для печати.
Например, если Вам нужно распечатать чертёж из автокада, Вы сохраните чертёж на флешку, но будет ли автокад в пункте печати? А если будет, то нужная версия с нужными библиотеками? Именно для этого и нужен формат PDF - в нём точно будет показано верно вне зависимости от того, в какой программе создали PDF-файл и есть ли нужная программа для его просмотра.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
