<< 4. Mezhzvezdnaya sreda | Oglavlenie | 4.2 Radioliniya neitral'nogo vodoroda >>
- 4.1.1 Otsutstvie lokal'nogo termodinamicheskogo ravnovesiya
- 4.1.2 Vmorozhennost' magnitnogo polya
- 4.1.3 Zapreshennye linii
4.1 Fizicheskie osobennosti sostoyaniya kosmicheskoi plazmy
Osnovnaya osobennost' fizicheskogo sostoyaniya mezhzvezdnoi sredy (MZS) ee
kraine nizkaya plotnost'. Tipichnye velichiny - 0.1-1000 atomov v kub. sm,
i pri harakternyh skorostyah molekul okolo 10 km/s vremya stolknoveniya mezhdu
otdel'nymi chasticami dostigaet desyatkov i tysyach let. Eto vremya
na mnogo poryadkov prevyshaet harakternye vremena zhizni
atomov v vozbuzhdennyh sostoyaniyah (na razreshennyh urovnyah -
poryadka 
s). Sledovatel'no, pogloshennyi atomom foton uspevaet
vnov' izluchat'sya s vozbuzhdennogo urovnya,
veroyatnost' istinnogo poglosheniya
neionizuyushih kvantov atomami MZS (kogda energiya
pogloshennogo fotona perehodit v kineticheskuyu energiyu haoticheskogo dvizheniya
chastic) kraine mala.
Liniya poglosheniya stanovitsya razlichimoi na fone nepreryvnogo spektra
(kontinuuma) uzhe pri opticheskih tolshinah
v centre linii
. Sechenie poglosheniya 
svyazano s opticheskoi tolshoi sootnosheniem
gde
- chislo atomov na luche zreniya. T.k. pogloshayushii
v linii atom mozhno predstavit' kak garmonicheskii
oscillyator s zatuhaniem, to raschet i klassicheskii, i
kvantovomehanicheskii daet dlya profilya secheniya poglosheniya
(formula Lorenca), gde
[c
] - polnaya veroyatnost' perehoda
mezhdu atomnymi urovnyami, kotoryi otvechaet za dannuyu liniyu poglosheniya
(velichina harakterizuet polushirinu linii),
,
. V opticheskom
diapazone
A, poetomu v centre linii
sm
4.1.
Po liniyam poglosheniya MZS, nablyudaemyh
v spektrah zvezd, mozhno opredelyat'
primesi
s kraine maloi koncentraciei. Naprimer, vzyav rasstoyanie 300 pk 
sm
(harakternoe rasstoyanie do yarkih zvezd) nahodim, chto po mezhzvezdnym
liniyam poglosheniya mozhno opredelyat'
koncentraciyu pogloshayushih atomov
sm
-
1 atom v ob'eme 
kubometrov!
4.1.1 Otsutstvie lokal'nogo termodinamicheskogo ravnovesiya
Prozrachnost' MZS dlya izlucheniya opredelyat vazhneishee fizicheskoe svoistvo mezhzvezdnoi plazmy - otsutstvie lokal'nogo termodinamicheskogo ravnovesiya (LTR). Napomnim, chto v usloviyah polnogo termodinamicheskogo ravnovesiya vse pryamye i obratnye processy idut s odinakovymi skorostyami (t.n. princip detal'nogo balansa) i sushestvuet tol'ko odno znachenie temperatury, kotoroe opredelyaet fizicheskoe sostoyanie sredy (lokal'noe TDR oznachaet, chto v kazhdoi tochke detal'noe ravnovesie sushestvuet i podderzhivaet TDR, no temperatura yavlyaetsya funkciei koordinat i vremeni) 4.2.
Priblizhenie LTR otlichno rabotaet
v sluchae bol'shih opticheskih tolshin (naprimer, v nedrah zvezd), prichem ne-LTR
effekty stanovyatsya zametnymi tol'ko s 
(naprimer,
v fotosferah zvezd, otkuda fotony svobodno uhodyat v prostranstvo).
V mezhzvezdnoi srede koncentraciya atomov mala, 
chastic v kub.
sm, opticheskie tolshiny maly i LTR ne vypolnyaetsya. Eto svyazano s tem, chto (a)
temperatura izlucheniya v MZS (v osnovnom, izluchenie zvezd) vysoka 
K, a elektronnaya i ionnaya temperatury plazmy opredelyayutsya
stolknoveniyami chastic i mogut sil'no otlichat'sya ot temperatury izlucheniya.
Raspredelenie atomov i ionov po naselennostyam urovnei opredelyaetsya balansom
processov ionizacii i rekombinacii, odnako v otlichie ot LTR, ne vypolnyaetsya
princip detal'nogo balansa. Naprimer, v koronal'nom priblizhenii
(predel nizkoi plotnosti chastic,
nazvanie proishodit ot fizicheskogo sostoyaniya plazmy v Solnechnoi korone)
ionizaciiya atomov proizvoditsya elektronnym udarom, a snyatie vozbuzhdeniya -
spontannymi izluchatel'nymi perehodami, v zonah HII i v kvazarah gaz
ionizovan zhestkim UF-izlucheniem central'nogo istochnika i naselennost'
urovnei opredelyaetsya processami izluchatel'noi rekombinacii. V etih primerah
pryamye i obratnye elementarnye processy imeyut raznuyu prirodu, poetomu
usloviya daleki ot ravnovesnyh. Odnako dazhe v ochen' razrezhennoi kosmicheskoi
plazme Maksvellovskoe raspredelenie elektronov po skorostyam ustanavlivaetsya
(so svoei temperaturoi) za vremya mnogo men'she harakternogo vremeni
mezhdu soudareniyami
chastic iz-za dal'nodeistviya kulonovskih sil 4.3
poetomu dlya raspredeleniya chastic po energiyam mozhno pol'zovat'sya formuloi
Bol'cmana.
4.1.2 Vmorozhennost' magnitnogo polya
Vazhneishei komponentoi MZS, vo mnogom opredelyayushei ee dinamiku, yavlyaetsya
krupnomasshtabnoe magnitnoe pole galaktiki. Srednee
znachenie magnitnogo polya Galaktiki okolo 
Gs.
V usloviyah kosmicheskoi plazmy
magnitnoe pole v podavlyayushem bol'shinstve situacii vmorozheno v sredu.
Vmorozhennost' magnitnogo polya v sredu oznachaet sohranenie
magnitnogo potoka cherez zamknutyi provodyashii kontur pri ego deformacii:
. V laboratornyh usloviyah
sohranenie magnitnogo potoka
voznikaet v sredah s vysokoi provodimost'yu 
4.4.
Odnako v usloviyah kosmicheskoi
plazmy bolee sushestvenny bol'shie harakternye razmery
rassmatrivaemyh konturov i, sootvetstvenno, bol'shie vremena zatuhaniya
magnitnogo polya po sravneniyu s vremenem izuchaemogo processa.
Pokazhem eto. Rassmotrim ob'em plazmy 
,
v kotorom tekut toki s plotnost'yu 
(plotnost' toka est' sila toka
otnesennaya k edinichnoi ploshadke, perpendikulyarnoi napravleniyu toka).
V sootvetstvii s uravneniyami Maksvella, toki porozhdayut magnitnoe pole
. Tok v plazme s konechnoi
provodimost'yu zatuhaet iz-za Dzhoulevyh poter', svyazannyh so stolknoveniyami
elektronov s ionami. Vydelyaemoe teplo v edinicu vremeni v edinichnom ob'eme
plazmy est' 
. Magnitnaya energiya v edinice ob'ema
est' 
. Sledovatel'no, harakternoe vremya dissipacii magnitnoi
energii v teplo (i sootvetstvuyushee zatuhanie polya) v
ob'eme s harakternym razmerom 
opredelyaetsya kak
(eta ocenka s tochnost'yu do faktora 2 sovpadaet s tochnym vyrazheniem dlya vremeni diffuzii magnitnogo polya v srede s konechnoi provodimost'yu). Provodimost' plazmy ne zavisit ot plotnosti i proporcional'na
i
lezhit v predelah
ed. SGSE (primerno na poryadok huzhe, chem
medi). Odnako iz-za bol'shih masshtabov kosmicheskoi plazmy (astronomicheskaya
edinica i bolee) vremya zatuhaniya magnitnogo polya okazyvaetsya bol'she
harakternyh vremen izmeneniya ploshadi, ohvatyvaemoi rassmatrivaemymi
konturami. Eto oznachaet, chto pole vedet sebya kak vmorozhennoe i potok cherez
zamknutyi kontur sohranyaetsya. Pri szhatii oblaka plazmy poperek polya velichina
magnitnogo polya vozrastaet, prichem fizicheskaya prichina vozrastaniya polya -
poyavlenie EDS indukcii, prepyatstvuyushei izmeneniyu polya.
Vmorozhennost' magnitnogo polya v plazmu yavlyaetsya horoshim priblizheniem prakticheski vo vseh astrofizicheskih situaciyah (dazhe pri dinamicheskih processah kollapsa yader zvezd iz-za korotkih harakternyh vremen). Odnako v malyh masshtabah eto priblizhenie mozhet ne vypolnyat'sya, osobenno na masshtabah rezkogo izmeneniya polya. Eti mesta harakterizuyutsya rezkimi povorotami magnitnyh silovyh linii.
4.1.3 Zapreshennye linii
.
Otlichitel'noi harakteristikoi izlucheniya, voznikayushego v opticheski
tonkoi razrezhennoi srede, yavlyaetsya vozmozhnost' izlucheniya
v zapreshennyh liniyah atomov.
Zapreshennye spektral'nye linii - linii, obrazuyushiesya pri perehodah
v atomah s metastabil'nyh urovnei (t.e. zapreshennye pravilami otbora
dlya elektricheskih dipol'nyh perehodov). Harakternoe vremya zhizni atoma
v metastabil'nom sostoyanii - ot 
c do nesk. sutok i bolee.
Pri vysokih koncentraciyah chastic (
v zemnoi atmosfere,
sm v solnechnoi fotosfere) stolknoveniya
chastic snimayut vozbuzhdenie atomov i zapreshennye linii ne nablyudayutsya.
Deistvitel'no, rassmotrim liniyu, obrazuyushuyusya pri
perehode s urovnya 
na uroven' 
s veroyatnost'yu perehoda
(chislo perehodov v edinicu vremeni),
vyhodyashuyu iz ob'ema opticheski tonkoi
plazmy. Svetimost' v linii
- energiya odnogo fotona,
,
- otnositel'naya koncentraciya iona 
elementa H
na urovne ,
- obilie elementa
H otnositel'no vodoroda.
T.k. veroyatnost'
mala, zapreshennye linii okazyvayutsya chrezvychaino
slabymi. V usloviyah LTR zaselennost' urovnya opredelyaetsya
formuloi Bol'cmana i ne zavisit ot koncentracii elektronov.
V usloviyah nizkoi plotnosti situaciya inaya. Rassmotrim, naprimer,
koronal'noe priblizhenie, kogda ionizaciya atomov
osushestvlyaetsya tol'ko elektronnymi
udarami. Pri Maksvellovskom raspredelenii po skorostyam dolya elektronov s
energiei, dostatochnoi dlya vozbuzhdeniya -go urovnya
.
Chastota stolknovenii, privodyashaya k vozbuzhdeniyu,
(
[sm
/c]- skorost' vozbuzhdeniya atoma na
-i uroven' elektronnym udarom, otnesennaya k edinichnomu ob'emu).
Polnaya veroyatnost' radiativnogo raspada
urovnya na ostal'nye urovni
, i iz balansa vozbuzhdeniya-raspada poluchaem
otnositel'nuyu koncentraciyu
Otsyuda vidno, chto, vo-pervyh, zaselennost' urovnya iona zavisit ot koncentracii elektronov
. Vo-vtoryh,
poskol'ku
, 
okazyvaetsya 
, chem
v ravnovesnom (Bol'cmanovskom) sluchae. Formula dlya svetimosti linii
v koronal'nom priblizhenii prinimaet vid
Vidno, chto (1)
i (2)
faktor vetvleniya
mozhet byt' poryadka 1 (naprimer, dlya
nizhnih vozbuzhdennyh urovnei). Eto oznachaet, chto moshnost'
izlucheniya kak v
razreshennyh, tak i v zapreshennyh liniyah v koronal'nom priblizhenii
dolzhna byt' odnogo poryadka i zavisit ot velichiny
kotoraya nazyvaetsya ob'emnoi meroi emissii. Intensivnost' linii izlucheniya (poverhnostnaya yarkost') opredelyaetsya lineinoi meroi emissii
i izmeryaetsya v edinicah [pk/cm
]. Metody sovremennoi astronomii pozvolyayut
nablyudat' ob'ekty s 
a v ryade sluchaev - s 
pk/cm.
Naibolee vazhnye zapreshennye linii, vstrechayushiesya v
gazovyh planetarnyh tumannostyah i
zonah ionizovannogo vodoroda NII vokrug goryachih zvezd - dublet dvazhdy
ionizovannogo kisloroda
[OIII] (
A,
, UF linii odnokratno
ionizovannogo kisloroda [OII] 
A, a takzhe ionov
SII, NII i dr. Sravnivaya intensivnosti linii iona OIII 
A
(metastabil'nyi tretii uroven')
i dubleta 
i 
(metastabil'nyi vtoroi uroven'),
mozhno opredelit' temperaturu gaza planetarnyh tumannostei, t.k.
otnositel'naya zaselennost' etih urovnei opredelyaetsya temperaturoi
elektronov.
Emissionnye linii v spektre solnechnoi korony udalos' rasshifrovat' lish' v
1942 g. kak zapreshennye emissii mnogokratno (ot 12 do 15 raz) ionizovannyh
atomov Fe, Ni, Ca (temperatura korony neskol'ko mln. K, poetomu stepen'
ionizacii tyazhelyh ionov ochen' velika, est' atomy vodorodopodobnogo i
geliepodobnogo zheleza).
Naibolee harakternaya v optike
zapreshennaya liniya solnechnoi korony - zelenaya liniya
[FeXIV]
A. V rentgenovskom spektre korony
vidna zapreshennaya, rezonansnaya, i interkombinacionnaya (perehod
s izmeneniem spina) linii geliya primerno ravnoi intensivnosti, hotya
stepen' zapreta dostigaet 
pri zaryade iona 
(s rostom zaryada iona
stepen' zapreta oslabevaet).
<< 4. Mezhzvezdnaya sreda | Oglavlenie | 4.2 Radioliniya neitral'nogo vodoroda >>
|
Publikacii s klyuchevymi slovami:
zvezdy - Mezhzvezdnaya sreda - Kosmologiya - teoreticheskaya astrofizika - astrofizika
Publikacii so slovami: zvezdy - Mezhzvezdnaya sreda - Kosmologiya - teoreticheskaya astrofizika - astrofizika | |
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >> | |
