К.А. Постнов, А.В. Засов - Курс общей астрофизики (1110768), страница 21
Текст из файла (страница 21)
При известном распределенииne (например, найденного по мере дисперсии пульсаров) оценивают величину магнитного поля Галактики. Величина RM для внегалактических источников лежит в пределах ≈ ±150 рад/м2 . Методопределения B , использующий меру вращения, позволяет оценивать не только величину, но и направление магнитного поля (отнаблюдателя или по направлению к нему).Галактическое магнитное поле проявляется также при наблюдениях межзвездной поляризации света. Линейная поляризациядо 10% была открыта в конце 1950х – начале 1960х гг в широкомдиапазоне длин волн. Поляризация вызвана межзвездной пылью.Пылинки имеют несферическую форму и ориентируются вдоль силовых линий магнитного поля. Линейная поляризация возникаетпри анизотропном рассеянии света звезд на таких ориентированных пылинках.4.8.
Задачи119Измерения показали, что в нашей и других галактиках магнитное поле имеет два компонента, сопоставимых по величине(несколько микрогаусс): регулярный (поле направлено преимущественно вдоль спиральных рукавов) и хаотический с характерныммасштабом изменения направления поля в несколько сотен парсек.4.8.
Задачи1. Получить формулу, описывающую форму спектра синхротронного излучения (4.15), считая, что спектр излучения электрона с энергией E имеет узкий пик вблизи частоты ν ∼ γ 2 νg , гдеνg = eB/(2πme c) – гирочастота в магнитном поле B, а распределение электронов по энергиям степенное: N (E)dE ∼ E −p .Решение. Мощность излучения Jν в интервале частот ν, ν + dν:Jν dν = −(dE/dt)N (E)dE, где потери энергии одного электрона насинхротронное излучение −dE/dt ∼ γ 2 B 2 , E = γme c2 . Лоренцфактор записываем через частоту излучения: γ ∼ (ν/νg )1/2 ∼(ν/B)1/2 , тогда dE ∼ (νB)−1/2 dν.
Опуская константы, имеем: −p/2(νB)−1/2 dν и окончательноJν dν ∼ (νB) BνJν ∼ B (p+1)/2 ν −(p−1)/2 ,что и требовалось доказать.2. Пусть в результате столкновения (рассеяния) частица c энергией E0 с вероятностью p приобретает энергию E = βE0 . Показать,что в результате многих рассеяний при этом сформируется степенное (а не максвелловское) распределение частиц по энергиям.Решение. После k столкновений будем иметь Nk = pk N0 частицс энергией E = β k E0 . Исключая k, получаем ln(N/N0 )/ ln(E/E0 ) =ln p/ ln β, откудаN/N0 = (E/E0 )ln p/ ln βНа самом деле здесь получена доля частиц с энергией ≥ E, так какнекоторые частицы, набравшие энергию E, приобретают еще большие энергии. Поэтому можно записатьln pdN∝ E ln β−1 .dE120Глава 4.
Межзвездная средаЭти рассуждения объясняют, почему в результате механизма Ферми формируются нетепловые (степенные) распределения частицпо энергиям. Например, для конкретной ситуации ускорения частиц на фронтах сильных ударных волн (механизм Ферми первого рода) можно показать, что ln p̄/ ln β̄ = −1 и dN/dE ∝ E −2 , чтоблизко к наблюдаемому показателю спектра космических лучей.Эти же рассуждения можно применить к процессу многократногорассеяния мягких фотонов на релятивистских электронах (обратный комптон-эффект). При этом высокочастотная часть тепловогоспектра трансформируется в степенной (нетепловой) спектр (т.н.процесс комптонизации теплового излучения).
Такие спектры часто наблюдаются в жестких источниках рентгеновского излучения(тесные двойные системы с нейтронными звездами и черными дырами, ядра активных галактик и квазары и т.д.).Глава 5.Звезды5.1. Общие характеристикиЗвезды – массивные плазменные шары, находящиеся в равновесном состоянии; в большинстве случаев источником их тепловойэнергии являются происходящие в их недрах термоядерные реакции. По своему физическому состоянию звезды можно разделитьна нормальные, состоящие из невырожденного вещества (идеального газа), в недрах которых идут термоядерные реакции синтеза, ивырожденные (белые карлики, нейтронные звезды), равновесие которых поддерживается давлением квантово-механически вырожденных фермионов (электронов в случае белых карликов или нейтронов в случае нейтронных звезд).
К особому классу следует отнести черные дыры, которые в обычном смысле звездами не являются. Белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры объединяютобщим названием “компактные остатки”, т.к. они являются конечными продуктами эволюции обычных звезд. Полное число звезд иих остатков в нашей Галактике составляет порядка ∼ 1011 .Начнем с нормальных звезд. По своим свойствам они могутсильно отличаться друг от друга, однако основными характеристиками звезд, определяющими их строение и эволюцию, являютсявсего три параметра: начальная масса M , химический состав (содержание гелия и более тяжелых элементов по отношению к водороду) и возраст.Массы звезд лежат в пределах от ∼ 0.08 до ∼ 50 ÷ 100M ,причем чем больше масса звезд, тем реже они встречаются.
Нижний предел связан с невозможностью протекания термоядерных122Глава 5. Звездыреакций синтеза при меньших значениях массы, верхний – с определяющей ролью давления излучения в очень массивных звездах, которое может сбросить избыток массы. При бо̀льших массах светимость звезды превышает Эддингтоновский предел LEdd ∼1038 (M/M ) [эрг/с], стационарных звезд с более высокой светимостью нет.Химический состав звезд (главным образом, содержание металлов) определяет коэффициент поглощения внешних слоев оболочки звезды, что сказывается на всех параметрах звезды (радиусе, центральной температуре и скорости протекания ядерных реакций). По своему химсоставу звезды делятся на два больших класса (населения). К населению I типа относятся звезды бедные тяжелыми элементами (содержание элементов тяжелее гелия не превышает нескольких десятых долей процента по массе).
Это старыемаломассивные звезды (как карлики главной последовательности,так и красные гиганты), расположенные в сферической составляющей нашей и других спиральных галактик, входящие в состав старых шаровых скоплений. К населению II относят звезды с хим. составом, близким к солнечному (на долю элементов тяжелее гелияприходится около 2% по массе).
Это звезды дисковой составляющей нашей и других спиральных галактик и входящие в составмолодых рассеянных скоплений. Газ, из которого образуются звезды населения II, частично является продуктом эволюции звезд населения I и поэтому обогащен тяжелыми химическими элементами – продуктами ядерной эволюции звезд предыдущих поколенийи вспышек сверхновых. Наше Солнце принадлежит к населениюII типа.
Существование звезд, состоящих целиком из первичноговещества, не прошедшего ядерной переработки (население III), является предметом научного поиска. Пока известно лишь несколько звезд небольшой массы, находящихся в гало нашей Галактики,которые практически лишены тяжелых элементов.Химический состав звезд определяется по их спектрам. Спектрвыходящего излучения из атмосферы звезды зависит от физического состояния плазмы и ее химического состава (через коэффи-5.1. Общие характеристикиO5 B0A0Z10123F0G0π Cyg 12K0ρ CasIaZ0ДенебR CBrη LeoZ5θ Ori Cε Aur (Маац)Sk Z69°202β UMa (Мерак)Канопус0VirWМеропаβ Car (Миаплацидус)Регулλ VelRV Tauβ Lyr (Шелиак)ПолярнаяКапеллаостиβ Picδ Boo(Принцепс)β Cas (Саф)T Tauη Boo (Муфрид)Процион Aγ Vir A, B(Поррима)β Comα Cen (Толиман)Солнцеµ Casε Eriстаб70 Ophε Ind61 Cygа неHZ 21VIILPVIVn3 Oriильн5IIIβ UMi (Кохаб)β And (Мирак)Поллуксδ SctСириусФомальгаутАльтаирМираАрктурRR LyrВегаIIα UMa (Дубхе) Альдебаранη Cas Bполосабсолютная звездная величина MVε Peg (Эниф)22 Andη UMa(Алькаид)VIBD Z20°4123Wolf 630 A, BBD +19°5116 AGD 358Сириус BIaАнтаресIbδ CepVµ Cep (Гранатовая)Бетельгейзеα Per (Мирфак)ζ Oph (Хан)10α Aqr(СадалZмелик)цефеидыРигельζ Pup (Наос)M8RW CepBS 8752HD 93129 AM040 Eri BEG 159ZZ CetПроцион BVзвезда БарнардаKruger 60BD +19°5116 BG 140Z2L1159Z16Wolf 28G 134Z2215ПроксимаLP658Z2LP701Z29 UV CetVB 8WX UMaWolf 359VB 10O5 B0A0F0G0K0спектральный классM0M8Рис.
5.1. Диаграмма Герцшпрунга–Рессела для звезд в окрестности 25 пк отСолнца. Подробнее см. текст.циенты излучения и поглощения). По своим спектральным свойствам звезды подразделяются на спектральные классы, обозначае-124Глава 5. Звездымые буквами O, B, A, F, G, K, M, L (основные спектральные классы) в порядке убывания эффективной температуры от ∼ 30000 Kдо ∼ 2000 K.
Одному и тому же спектральному классу могут соответствовать звезды разных радиусов. Удобным графическим представлением состояния звезды оказалась введенная в начале ХХвека диаграмма цвет–светимость (или светимость–эффективнаятемпература), называемая диаграммой Герцшпрунга–Рассела(ГР)(Hertzsprung–Russell) (см. рис. 5.1). На этой диаграмме наиболееотчетливо прослеживается главная последовательность (V), видны ветви гигантов (II, III) и сверхгигантов (Ia, Ib), а также ветвьсубкарликов (VI) и белых карликов (VII). Звезды главной последовательности наиболее многочисленные, т.к. это звезды, в недрахкоторых идет термоядерное горение водорода. Это самая продолжительная стадия эволюции звезды.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
