![Na pervuyu stranicu](http://images.astronet.ru/img/bookicon.gif)
<< 3.3 Kinetika fotonov i | Oglavlenie | 3.5 Rasseyanie izlucheniya na ... >>
3.4 Tormoznoe izluchenie zaryadov
Zaryad (elektron), dvizhushiisya ravnomerno i pryamolineino, ochevidno, nichego ne izluchaet (chtoby v etom ubedit'sya, dostatochno pereiti v sistemu otscheta, gde on pokoitsya). Iz klassicheskoi elektrodinamiki izvestno, chto kolichestvo energii, izluchaemoi zaryadom v edinicu vremeni, opredelyaetsya ego uskoreniem:
![$\displaystyle Q={2\over 3}\,{e^2\over c^3}\,x^2.
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img676.gif)
![$ Q$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img295.gif)
![$ Q\sim e^2$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img677.gif)
![$ Q$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img295.gif)
Nizhe my budem rassmatrivat' izluchenie elektrona pri uskorenii ego vo vneshnem
elektricheskom pole, skazhem, v kulonovskom pole iona. Vdali elektron dvizhetsya
prakticheski s postoyannoi skorost'yu. Uskorenie elektrona maksimal'no pri prolete
na minimal'nom rasstoyanii ot iona. Ochevidno, pri etom maksimal'no i izluchenie.
Nas budet interesovat' i spektral'nyi sostav izlucheniya
, gde
-- fur'e-komponenta uskoreniya.
Zaimemsya izlucheniem dlinnyh voln. Fur'e-komponenta uskoreniya
![$\displaystyle \ddot {x_\nu}={1\over 2}\int e^{i\,\omega\,t}\ddot x\,(t)\,dt.
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img680.gif)
![$ \vert\omega t\vert<1$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img681.gif)
![$\displaystyle \ddot {x_\nu}=\int \ddot xdt=\Delta x,
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img682.gif)
![$ \ddot {x_\nu}$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img683.gif)
![$ \nu$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img684.gif)
Podcherknem eshe raz, chto eto vyrazhenie spravedlivo tol'ko pri
![$ \omega<1/\tau$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img686.gif)
![$ \tau$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img543.gif)
![$ Q_\nu$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img687.gif)
![$ ^2$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img21.gif)
![$ Q\,\left[{\mbox{erg}\over \mbox{s}}\right]$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img688.gif)
Legko podschitat' izmenenie impul'sa elektrona, proletayushego v pole iona, pervonachal'no
imeyushego skorost' i pricel'nyi parametr
(ris. 18):
![$\displaystyle {Ze^2\over b^2}\,{b\over v}=\int Fdt=\Delta\,(mv)=\Delta\,(mx),
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img691.gif)
![$\displaystyle \Delta\,x={Ze^2\over {mbv}}.
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img692.gif)
Pust' na ion s beskonechnosti padaet puchok elektronov so skorost'yu i plotnost'yu
. Cherez kol'co ploshad'yu
okolo polya iona prohodit
elektronov v sekundu. Kazhdyi iz nih v edinichnom intervale chastot izluchaet
.
Esli v 1
sm
nahoditsya
ionov, to polnyi potok energii, izluchaemyi
v edinicu vremeni, ochevidno, raven integralu (logarifmicheskii mnozhitel' opuskaem)
![$\displaystyle J_\nu=\int\limits_0^\infty {e^2\,(\Delta\,x)^2\over c^3}\,N_ZN_evbdb\simeq {Z^2e^6\over
c^3}\,{N_ZN_e\over {m^2v}}.
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img697.gif)
![$ \nu$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img684.gif)
![$ mv_{min}^2/2=h\nu$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img698.gif)
![$ e^{-h\nu/kT}$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img699.gif)
![$\displaystyle J_\nu={32\pi\over 3}\,{\left({2\pi\,m\over {3kT}}\right)}^{1/2}\,...
...^{-{h\nu\over {kT}}}\;\left[{\mbox{erg}\over {\mbox{sm}^3
\mbox{s Gc}}}\right]
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img700.gif)
![$ ff$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img701.gif)
![$ T$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img3.gif)
![$ h\nu>kT$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img702.gif)
Pri dannom ob'emnom koefficiente izmenenie intensivnosti
v prozrachnoi
srede, ochevidno, opredelyaetsya uravneniem
![$\displaystyle (n\nabla\,F_\nu)={dF_\nu\over {dx}}={J_\nu\over {4\pi}},
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img704.gif)
![$ x$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img464.gif)
![$ n$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img325.gif)
![$\displaystyle {dF_\nu\over {dx}}={J_\nu\over {4\pi}}+{J_\nu\over {4\pi}}n-a_\nu F_\nu,
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img705.gif)
![$ a_\nu\;[$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img706.gif)
![$ ^{-1}]$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img707.gif)
Pri polnom termodinamicheskom ravnovesii
.
Poluchaem, chto otnoshenie ob'emnogo koefficienta izlucheniya veshestva
k ego
koefficientu poglosheniya
est' universal'naya funkciya
i
(zakon
Kirhgofa):
![$\displaystyle J_\nu/a_\nu=8\pi\,h\,\nu^3\,e^{-{h\nu\over {kT}}}/c^2.
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img710.gif)
![$ J_\nu$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img703.gif)
![$ a_\nu$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img709.gif)
![$ (ff)$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img711.gif)
![$\displaystyle a_\nu={4\over 3}\,{\left({2\pi\over {3kTm}}\right)}^{1\over 2}\,{...
...{hcm\,\nu^3}}={3,7\cdot 10^8Z^2N_ZN_e\over {\nu^3\sqrt{T}}}\;[\mbox{sm}^{-1}].
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img712.gif)
![$ F_\nu$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img598.gif)
![$ n\sim F_\nu$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img713.gif)
![$ J_\nu n/4\pi$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img714.gif)
![$ J_\nu$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img703.gif)
![$ a_\nu$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img709.gif)
![$ {J_\nu\over 4\pi}-a_\nu(1-e^{-{h\nu\over kT}})\,F_\nu$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img715.gif)
Otsyuda vidno, chto vynuzhdennoe ispuskanie mozhno traktovat' kak nekoe umen'shenie
poglosheniya: chast' kvantov kak by pogloshaetsya i tut zhe ispuskaetsya s toi zhe chastotoi
i v tom zhe napravlenii s veroyatnost'yu
. Fizicheski takie akty nikak
sebya ne proyavlyayut i ih mozhno voobshe isklyuchit' iz rassmotreniya, vvodya
![$\displaystyle a'_\nu=a_\nu\,(1-e^{-{h\nu\over kT}}).
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img716.gif)
![$\displaystyle {dF_\nu\over dx}={J_\nu\over 4\pi}-a'_\nu F_\nu,
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img717.gif)
![$ a'_\nu$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img718.gif)
Koefficient istinnogo poglosheniya
, no pri
effektivnoe
pogloshenie
i v ravnovesii eto daet relei-dzhinsovskuyu formulu
dlya intensivnosti
(koefficient izlucheniya
pri
fakticheski postoyanen). Ispol'zuya zakon Kirhgofa
, zapishem v obshem sluchae uravnenie perenosa v vide
![$\displaystyle {dF_\nu\over dx}=a'_\nu\,(F_{\nu\;\rm eq}-F_\nu).
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img725.gif)
![$ x=0\;F_\nu=0$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img726.gif)
![$ x<1/a'_\nu,\;F_\nu$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img727.gif)
![$ F_{\nu\;\rm eq}$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img728.gif)
![$ F_\nu=a'_\nu F_{\nu\;\rm eq}x$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img729.gif)
![$ x>1
/a'_\nu$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img730.gif)
![$ F_\nu=F_{\nu\;\rm eq}$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img731.gif)
![$ x_0$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img732.gif)
![$ 1/a'_\nu$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img733.gif)
![$ a'_\nu x_0$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img734.gif)
![$ F=\int F_\nu d\nu=
x_o\,\int a'_\nu F_{\nu\;\rm eq}d\nu$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img735.gif)
![$\displaystyle a={\int a'_\nu F_{\nu\;\rm eq}d\nu\over \int F_{\nu\;\rm eq}d\nu},
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img736.gif)
![$\displaystyle F=ax_0F_{eq}.
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img737.gif)
![$\displaystyle a_{ff}=6,5\cdot 10^{-24}Z^2{N_eN_Z\over T^{7/2}}\;[$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img738.gif)
![$\displaystyle ^{-1}].
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img739.gif)
![$\displaystyle l_{ff}={1\over a_{ff}}=1,5\cdot 10^{23}{T^{7/2}\over Z^2N_eN_Z}\;[$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img740.gif)
![$\displaystyle ].
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img741.gif)
![$ Z_i$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img742.gif)
![$ A_i$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img743.gif)
![$\displaystyle N_e=6\cdot 10^{23}\,\rho\,\sum\limits_i{X_iZ_i\over A_i},
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img744.gif)
![$\displaystyle Z^2N_Z=6\cdot 10^{23}\,\rho\,\sum\limits_i{X_iZ_i^2\over A_i},
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img745.gif)
![$ X_i$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img746.gif)
Rassmotrim process ustanovleniya ravnovesiya mezhdu veshestvom i izlucheniem dlya odnorodnoi
neogranichennoi sredy, v kotoroi v nachal'nyi moment izluchenie otsutstvovalo,
a veshestvo bylo mgnovenno nagreto do temperatury
. Ochevidno, chto prezhde vsego
eto ravnovesie ustanovitsya na nizkih chastotah, tak kak
. S
techeniem vremeni ravnovesie budet ustanavlivat'sya pri bol'shih
znacheniyah
(sm. ris. 19).
<< 3.3 Kinetika fotonov i | Oglavlenie | 3.5 Rasseyanie izlucheniya na ... >>
Publikacii s klyuchevymi slovami:
Evolyuciya zvezd - vnutrennee stroenie zvezd - termoyadernye reakcii - fizicheskie processy
Publikacii so slovami: Evolyuciya zvezd - vnutrennee stroenie zvezd - termoyadernye reakcii - fizicheskie processy | |
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >> |