К.А. Постнов, А.В. Засов - Курс общей астрофизики (1110768), страница 8
Текст из файла (страница 8)
Эти спектры связаны с синхротронным излучением релятивистских электронов в магнитном поле и с процессами обратного комптоновского рассеяния мягких (как правило, тепловых)фотонов на релятивистских электронах (см. ниже). Характернойособенностью таких спектров является наличие степенной зависимости потока от частоты Fν ∝ ν −α , где показатель степени α обычно имеет значения от 0.5 до 1 (см. рис.2.5).
Отметим, что степенные зависимости потока в ограниченном диапазоне частот можно получить и для теплового излучения в реальных астрофизических источниках (например, суммированием планковских кривыхот слоев с изменяющейся температурой, как в аккреционных дисках). В таких случаях указанием на возможную нетепловую прироЕсли в формуле Планка (2.6) заменить ν на xν, где x − численный коэффициент, то она все равно будет описывать функцию Планка, но с температурой xT (вx раз большей). Поэтому доплеровский сдвиг частоты (красное смещение в расширяющейся Вселенной) не меняет форму планковского спектра.32.4.
Астрофизические примеры спектров43энергия фотона1 эВ1 кэВ1 МэВ1 ГэВ10211024Поток Fν [Ян]1 мкэВ 1 мэВνFν [эрг/(см2.с)]аб109101210151018частота [Гц]Рис. 2.5. Спектр квазара 3C273 от радио до γ-диапазона. Сверху – поток Fν вянских (единица измерения, 1 Ян= 10−26 Вт/(м2 ·Гц)). Снизу – величина νFν ,максимум которой указывает на частоты с максимальным энерговыделением.ду спектра обычно является отсутствие экспоненциального “завала” Fν ∼ exp(−hν/kT ) на высоких частотах, который всегда имеет место для теплового излучения с температурой T . Другими признаками нетеплового излучения является высокая степень поляризации (особенно для синхротронного излучения), а также физически неприемлемая высокая яркостная температура излучения.
Например, для пульсаров или космических мазеров Tb может достигать значения > 1020 K!44Глава 2. Излучение и поглощение ЭМ-волн в среде2.5. Задачи к главе 21. Сферически-симметричное облако оптически тонкой тепловой плазмы сжимается адиабатически. В приближении Рэлея–Джинса найти зависимость яркостной температуры излучения ипринимаемого потока излучения от радиуса облака. Коэффициентпоглощения и массу облака считать постоянными.Плазму считать идеальным одноатомным газом.Решениеа) Iν = τν Sν , Sν = Bν (T ) ∝ T (приближение Рэлея–Джинса),б) τ = n(r)σr ∝ 1/r 3 r = 1/r 2 ,в) pV γ = const, pV ∼ T → T ∝ V −2/3 ∝ 1/r 2 для γ = 5/3,г) Tb ∼ I ∝ τ T ∝ 1/r 2 1/r 2 = 1/r 4 ,в) F ∼ r 2 I ∝ 1/r 2 ,Ответ: Tb ∼ 1/r 4 , F ∼ 1/r 2 .2. На луче зрения одно за другим располагается N одинаковыхоблаков тепловой плазмы с оптической толщиной τ . Чему равнаинтенсивность выходящего излучения вдоль луча зрения? Как онаотносится к интенсивности излучения от одного облака? Дать численный ответ для τ = 1 и N = 10.Решение1.
Формальный способ – из уравнения переноса:а) I1 = S(1 − e−τ ), I2 = I1 e−τ + S(1 − e−τ ) = S(1 − e−2τ ), ...,IN = IN −1 e−τ + S(1 − e−τ = S(1 − e−N τ );б) IN /I1 = (1 − e−N τ )/(1 − e−τ ).2. По определению τ , оптическая толща на отдельных участкахпути вдоль луча зрения суммируется.
Поскольку облака одинаковы, их можно заменить одним облаком с τN = N τ , откуда сразуполучаем ответ (см. п. 1б).Ответ: I10 /I1 ≈ e/(e − 1) ≈ 1.58.3. Наблюдаемая светимость мазерного источника на молекулегидроксила ОН с длиной волны λ = 18 см достигает светимостиСолнца, а яркостная температура излучения Tb = 1020 K. Темпера-2.5. Задачи к главе 245тура в источнике 300 K. Считая, что уширение линии обусловленотолько тепловыми движениями молекул, оценить размер источника rs , предполагая его сферическую симметрию.Решение= (L/4π)1/(4πrs2 )1/∆ν,а) Iν = dE/dt/dS/dν/dΩб) ∆ν/ν ≈ vt /c = 3kT /m, где m = 17mp для молекулы ОН.в) kTb = 2c2 /ν 2 Iν = 2λ2 Iν = 2λ3 (L/4π)1/(4πrs2 )1/vt ,г) rs2 = 2λ3 /(16π 2 vt )(L/kTb ).Ответ: rs 1 а.е.
– т.е. характерный размер планетной системы.Глава 3.Особенностии физические ограниченияастрономическихнаблюдений3.1. Основные задачи наблюдательной астрономииГлавная отличительная особенность астрономии – невозможность поставить “эксперимент” в привычном для физики смыслеэтого слова. Невозможно специальным образом “подготовить” исследуемый объект или вообще как-то повлиять на него.
Вторая особенность заключается в том, что по причине конечности скоростисвета, принимая сигнал от какого-либо источника, мы изучаем физические процессы, происходившие в нем многие сотни, тысячи идаже миллиарды лет назад. Принято говорить об астрономическихнаблюдениях, т.е. о пассивном приеме информации от источника.Регистрация и изучение временных и спектральных характеристик сигнала от астрономических источников является главнымспособом исследования их физического состояния и эволюции.Для получения ясной физической картины об исследуемом классе объектов (например, звездах или галактиках) нужно проводитьнаблюдения по возможности большего их числа на разных стадияхих эволюции.Основной информационный канал в астрономии до сих пор3.1.
Основные задачи наблюдательной астрономии47связан с анализом электромагнитного излучения. Все пространство пронизано излучением света звезд, межзвездного газа и пыли,межгалактического горячего газа, реликтовым микроволновым излучением. Прием и анализ излучения осуществляется с помощьютелескопической техники. При наблюдении слабых источников телескоп решает следующие задачи:a) собрать и направить на приемник излучения как можно большее количество световой энергии;б) отделить положения изображений источников (или отдельных деталей) друг от друга;в) выделить сигнал от отдельного источника среди естественного шума.Эти задачи решаются путем использования телескопов в различных диапазонах электромагнитного спектра.
Однако преждечем попасть на телескоп, свет от космического источника проходит через межзвездную среду и земную атмосферу, частично илиполностью поглощаясь в зависимости от длины волны.3.1.1. Пропускание света земной атмосферойВзаимодействие электромагнитного излучения с атмосферойЗемли приводит к тому, что наземные астрономические наблюдения возможны лишь в узких “окнах прозрачности” в оптическом,ИК и радиодиапазонах(см. рис. 3.1). Поглощение ИК-фотоновпроисходит главным образом молекулами воды, кислорода и углекислого газа в тропосфере. УФ и более жесткое излучение поглощается молекулярным и атомарным кислородом и азотом, а поглощение в ближнем УФ осуществляется в основном озоном на высотах 20–30 км над поверхностью Земли (озоновый слой). Начинаяс высот 20–30 км атмосфера становится практически прозрачнойдля фотонов с энергией выше 20 кэВ (жесткий рентгеновский диапазон).
Непрозрачность атмосферы в декаметровом радиодиапазоне обусловлена отражением радиоволн от ионосферы на высотах48Глава 3. Особенности астрономических наблюденийРис. 3.1. Высота, до которой проникает излучение данной длины волны в диапазоне от длинных радиоволн до гамма-излучения. Приведены кривые высот, докоторых доходит 50, 10 и 1% падающего излучения.от 90 км и выше. Из рисунка видно, что почти вся ИК-область спектра и жесткое рентгеновское и гамма-излучение могут наблюдаться с аппаратурой, поднятой на аэростатах и самолетах выше 20–30км. Наблюдения УФ и рентгеновских квантов возможны только сочень больших высот или из ближнего космоса.3.1.2.
Пропускание света межзвездной средойМежзвездная среда заполнена разреженным ионизованным инейтральным газом и пылевой средой. Электромагнитное излучение при распространении в такой среде испытывает поглощение ирассеяние, что в значительной степени сказывается на возможностях наблюдений удаленных астрономических источников.В области радиоволн поглощение практически отсутствует, однако ионизованная компонента межзвездной среды ответственназа дисперсию радиосигнала (см.
далее главу “Межзвездная среда”). Основное поглощение в ИК, оптическом и УФ диапазоне(0.1–20 мкм) обусловлено межзвездной пылью. Пылинки погло-3.1. Основные задачи наблюдательной астрономииUBD+56 524HD 48099Herschel 36Aλ/AV1.549BV1.0RI0.5JLKH0.51.01.52.02.51/λ [мкмZ1]Рис. 3.2. Зависимость ослабления света (в зв. величинах) от обратной длины волны для различных направлений (на три различные звезды). Кривые нормированына величину ослабления A = 1 в диапазоне V.щают УФ и видимое излучение звезд, перерабатывая его в фотоны меньших энергий (далекая ИК-область спектра 10–1000 мкм).Характерной особенностью межзвездного поглощения в этой области является селективность, т.е. сильная зависимость от длиныволны (см. рис.3.2).
Эта зависимость немонотонна, имеет локаль° , но поглощение в синей частиный максимум в области 2000 Aспектра сильнее, чем в красной, из-за чего межзвездное поглощение приводит к покраснению источников света. В видимом диапа° ) коэффициент поглощения приблизительзоне (λ = 4000 − 8000 Aно следует закону 1/λ.
Величина межзвездного поглощения, рассчитанная на единицу пути, изменяется в широких пределах и зависит от направления на источник. Наибольшее поглощение – вгалактической плоскости, где сосредоточена бо̀льшая часть газопылевых комплексов. В окрестностях Солнца в плоскости Галактики оптическая толщина τ 1.5 − 2 на 1 кпк расстояния, причемнаибольший вклад в поглощение дают небольшие облака газа (6–10 облаков на 1 кпк). В направлениях на более плотные молекуляр-50Глава 3.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
