История тензорного исчисления и его применение в физике (806089), страница 4
Текст из файла (страница 4)
Первый режим реализуется в большей части нижней короны, условиедля реализации второго режима, т. е. / < 109 Гс · см3 , где B - магнитное поле, - концентрация электронов, может удовлетворяться в основании солнечной короныили в корональных стримерах. Во втором режиме скорость диссипации поперечноготока увеличивается на порядок по сравнению с водородной плазмой.
Холловская ипродольная компоненты тензора удельного сопротивления сла- бо отличаются от ихзначений для электрон-протонной плазмы. [12]Рис. 6: Зависимость относительных плотностей различных компонент плазмы от температуры T при корональном ионизационном равновесииВ корональных петлях спокойных областей Cолнца температура плазмы T составляет (1..2) · 106 К, а в активных областях она может достигать величин порядка107 К. Кроме то- го имеются свидетельства, что звёзды поздних спектральных классов также обладают горячими коронами. Плазма солнечной короны состоит большей частью из водорода и гелия. При ха- рактерных корональных температурах этиэлементы оказываются практически полностью иони- зованными.
На проводимостьтакже могут оказывать влияние электрически нейтральные атомы, даже если ониприсутствуют в небольших количествах.Наиболее плотной нейтральной компонентой при температурах, превышающих 105 К, является нейтральный водород (в интервале температур (1..2) · 106 К эту17роль играет гелий). В интервале температур концентрация и плотность нейтрального водорода значительно превышает эти величины для остальных нейтральныхкомпонент, в первую очередь для гелия.Как будет показано ниже, кроме столкновений ионов с нейтральными частицами, столкновения различных типов ионов друг с другом также могут приводить кувеличению поперечного сопротивления но сравнению с чистой электрон-протоннойплазмой.
Диссипация энергии в этом случае связана со столкновениями ионов различных типов, обладающих ненулевой средней скоростью относительно друг другаиз-за инерционного дрейфа, связанного с ускоренным движением плазмы под действием силы Ампера.Для учёта этих двух эффектов необходимо принять во внимание присутствиенейтралов, т. е.
нейтрального водорода, а также ещё одного сорта ионов — дваждыионизованного гелия.Тогда выражение для тока, протекающего сквозь плазму, будет исходить изуравнений многожидкостного магнитогидродинамического приближения:⎞⎛h 0⎟⎜ ⊥1⌢⌢⎟⎜ ′ = + [, ] = (/ , ) , = ⎜−h ⊥ 0 ⎟ ,⎠⎝00 ‖⌢где − тензорудельногосопротивления.[14]2.11Теория относительностиОбщая теория относительности — геометрическая теория тяготения, развива-ющая специальную теорию относительности (СТО), предложенная Альбертом Эйнштейном в 1915—1916 годах.Эддингтон - Английский астрофизик, в своей книге "Теория относительности"писал:Наблюдатели, движущиеся различным образом, вводят различные системы отсчета пространства и времени и ни одну из этих систем нельзя признать более основной, чем другие. Нашей задачей сейчас является найтитакой метод описания мира, при котором эта неопределенность системыотсчета пространства и времени была бы явно выражена в математическом аппарате теории.18До исследований Эйнштейна не возникало сомнения, что существует «истинное равномерно-текущее время», единственное и универсальное.
Движущийся наблюдатель, принимающий отсчет времени, отличный от единственного истинного времени, был, следовательно, введен чем-то в заблуждение, приняв фиктивное время и соответственным образом измененные фиктивные отсчеты пространства.Таким образом, в выражении истинное время слово «истинное»есть эпитет, смысл которого следует еще определить, это просто этикетка, на которой еще ничего не написано. Мы не знаем, что следуетнаписать на этой этикетке и к какому из видимо не различимых отсчетов времени эту этикетку следует приклеить. В этом направлении нетвозможностей для прогресса, поэтому мы предпочитаем возвратиться наболее твердую почву и заметить, что во всей массе накопленного экспериментального материала слова время и пространство относятся к одномуиз «фиктивных» времен и пространств, и прежде всего к системе, связанной с наблюдателем, движущимся с землею или солнцем; наша теориябудет иметь дело непосредственно с такими системами отсчета, которыесогласно допущению фиктивны, или, как обычно говорят, — относятся кнаблюдателю у находящемуся в некотором определенном состоянии движения.Следовательно, нашей основной гипотезой будет следующая: "В системеопытного знания все связанное с локализацией, т.
е. все, Что .нм можемзнать о конфигурации событий, выражается в соотношении протяженности между парами событий".Интервал ds между двумя соседними событиями с координатами 1 , 2 , х3 , 4и 1 + d 1 , 2 + d 2 , х3 + d 3 , 4 + d 4 в любой системе координат определяется соотношениемd 2 = 11 21 + 22 22 + 33 23 + 44 24 + 212 1 2+213 1 3 + 214 1 4 + 223 3 2 + 224 4 2 + 234 3 4 ,где коэфициснты являются функциями 1 , 2 , х3 , 4 .Таким образом, d 2 есть некоторая квадратичная функция координат.Это, конечно, не будет самым общим из возможных случаев; например,19мы могли бы иметь мир, в котором интервал был бы общей функциейчетвертого порядка от всех d .
Но эксперимент определенно указывает,что именно квадратичная форма применима к реальному миру.[20]2.12АстрофизикаАстрофизика — раздел астрономии, использующий принципы физики и хи-мии, который изучает физические процессы в астрономических объектах, таких какзвёзды, галактики, экзопланеты и т. д. Физические свойства материи в самых больших масштабах и возникновение Вселенной изучает космология.Рис. 7: Обсерватория на фоне млечного путиАстрофизика — учение о строении небесных тел. Астрофизика занимается изучением физических свойств и (наряду с космохимией) химического состава Солнца,планет, комет или звёзд и туманностей.
Главные экспериментальные методы астрофизики: спектральный анализ, фотография и фотометрия вместе с обыкновеннымиастрономическими наблюдениями. Спектроскопический анализ составляет область,которую принято называть астрохимией или химией небесных тел, так как главныеуказания, даваемые спектроскопом, касаются химического состава изучаемых астрономических объектов.
Фотометрические и фотографические исследования выделяются иногда в особые области астрофотографии и астрофотометрии. Само названиеастрофизики существует с 1865 года и предложено Цёлльнером. [15]20Одной из важных физических величин в астрофизике является космологическая постоянная, иногда называемая лямбда-членом — физическая постоянная,характеризующая свойства вакуума, которая вводится в общей теории относительности.
С учётом космологической постоянной уравнения Эйнштейна имеют вид −8G + Λ = 4 ,2где Λ — космологическая постоянная, — метрический тензор, — тензор Риччи, — скалярная кривизна, — тензор энергии-импульса,— скорость света, —гравитационная постоянная Ньютона. [16]2.13КосмологияКосмология (космос + логос) — раздел астрономии, изучающий свойства иэволюцию Вселенной в целом.В течение XX в. основным достижением астрономии было установление картины мира с „островным"распределением звезд и межзвездных газовых облаков.
Выяснилось, что эти объекты скорее следует рассматривать как некие колоссальныескопления, называемые галактиками, причем каждая галактика отделена от соседней областью, которая вероятно (хотя и не достоверно) лишена вещества и в пределахкоторой распространяется лишь излучение, испущенное галактиками. Формы галактик варьируют от почти сферической через различные эллипсоидальные формы доуплощенных систем с протяженными спиральными ветвями, состоящими из звезд иоблаков газа. Однако в дополнение к этим регулярным системам имеется множествогалактик неправильной формы.
Эта картина мира была установлена при помощи100-дюймового рефлектора обсерватории Маунт Вилсон, с помощью которого быливпервые „разрешены* в галактиках отдельные звезды с наибольшей видимой яркостью.Инструменты с большими диаметрами или иной конструкции (например, камера Шмидта) способствовали уточнению этой картины без существенного качественного изменения ее общего характера (по крайней мере до настоящего времени).Наше Солнце само является членом галактики спирального типа, называемой Галактикой, темные межзвездные облака которой являются помехой в изучении системыгалактик как целого.К счастью, эти облака сосредоточены в основном вблизи плоскости МлечногоПути, и поэтому при наблюдении в других направлениях влияние затемнения может21Рис.
8: Маунт Вилсонбыть преодолено. Фотографии участков неба, в которых влиянием межзвездного затемнения можно пренебречь, показывают следующее: 1) пластинки с одинаковымвременем экспозиции дают качественно одинаковую картину в различных направлениях, если только засняты галактики с видимой звездной величиной около 17т;2) по-видимому, нет нижнего предела для видимых звездных величин галактик, таккак количество изображений на пластинках всегда увеличивается с уменьшением видимой яркости (т. е. с увеличением мощности инструмента); 3) распределение изображений на фотографических пластинках нерегулярно, причем галактики образуютмелкомасштабные группировки, называемые скоплениями.Если система галактик рассматривается как множество, состоящее из дискретных масс, то соответствующее пространство-время должно быть модификациейпространства-времени Шварцшильда с подвижными сингулярностями, разделенными пустыми областями.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
