Скачать презентацию Часть 2 Основные понятия теории переноса излучения Взаимодействие Скачать презентацию Часть 2 Основные понятия теории переноса излучения Взаимодействие

1L2_radtrans_2013.ppt

  • Количество слайдов: 58

Часть 2. Основные понятия теории переноса излучения. Взаимодействие излучения и вещества 16. 02. 2018 Часть 2. Основные понятия теории переноса излучения. Взаимодействие излучения и вещества 16. 02. 2018 Л 2

16. 02. 2018 Л 2 16. 02. 2018 Л 2

ПРИМЕРЫ СПЕКТРОВ Видимый спектр Солнца (NOAO) 16. 02. 2018 Л 2 ПРИМЕРЫ СПЕКТРОВ Видимый спектр Солнца (NOAO) 16. 02. 2018 Л 2

16. 02. 2018 Л 2 16. 02. 2018 Л 2

Сверхгигант О 4 ζ Puppis (Pauldrach et al. 1994) 16. 02. 2018 Л 2 Сверхгигант О 4 ζ Puppis (Pauldrach et al. 1994) 16. 02. 2018 Л 2

Основные элементарные процессы взаимодействия излучения и вещества 16. 02. 2018 Л 2 Основные элементарные процессы взаимодействия излучения и вещества 16. 02. 2018 Л 2

Длина свободного пробега фотона 16. 02. 2018 Л 2 Длина свободного пробега фотона 16. 02. 2018 Л 2

Сечения 16. 02. 2018 Л 2 Сечения 16. 02. 2018 Л 2

Локальное ТД равновесие Столкновения: 1. f(v)dv~v 2 exp(-mv 2/k. T(r)) (Максвелл с локальной Т) Локальное ТД равновесие Столкновения: 1. f(v)dv~v 2 exp(-mv 2/k. T(r)) (Максвелл с локальной Т) 2. Больцманн ni/n 1=gi/g 1 exp(-hν 1 i/k. T) 3. Саха npne/n 1~T 3/2 exp(-hν 1/k. T) Справедливо, когда поле излучения мало и не сильно искажает заселенности уровней (или равновесное) 16. 02. 2018 Л 2

1. Максвелловское распределение по скоростям (быстро устанавливается при столкновении частиц). Практически всегда выполняется для 1. Максвелловское распределение по скоростям (быстро устанавливается при столкновении частиц). Практически всегда выполняется для тепловой космической плазмы! 16. 02. 2018 Л 2

2. Больцмановское распределение по возбужденным уровням. Выполняется только в условиях ТД равновесия (локально) 16. 2. Больцмановское распределение по возбужденным уровням. Выполняется только в условиях ТД равновесия (локально) 16. 02. 2018 Л 2

Не-ЛТР • f(v) остается Максв. • Больцман-Саха стат. равновесие dni/dt=0 i (темп переходов на Не-ЛТР • f(v) остается Максв. • Больцман-Саха стат. равновесие dni/dt=0 i (темп переходов на i = темп переходов c i) i 16. 02. 2018 Л 2

Особенно сложно для многоэлектронных атомов 16. 02. 2018 Л 2 Особенно сложно для многоэлектронных атомов 16. 02. 2018 Л 2

Основные уравнения Параметры Гидродинамика Статистическое равновесие для заселенности уровней Перенос излучения Энергетический баланс Нелинейная Основные уравнения Параметры Гидродинамика Статистическое равновесие для заселенности уровней Перенос излучения Энергетический баланс Нелинейная система уравнений! Л 2 16. 02. 2018

Современные Не-ЛТР модели астрофизических спектров • Около 30 элементов • ~150 состояний ионизации • Современные Не-ЛТР модели астрофизических спектров • Около 30 элементов • ~150 состояний ионизации • Свыше 5000 уровней (+100000 в разных степенях ионизации) • 20000 переходов диэлектронной рек. • 4 млн. bb-переходов (линии) • Ионизация Оже 16. 02. 2018 Л 2

16. 02. 2018 Л 2 16. 02. 2018 Л 2

Самосогласованное рассмотрение расширяющейся атмосферы + моделирование спектра определение параметров звезды и ветра и химического Самосогласованное рассмотрение расширяющейся атмосферы + моделирование спектра определение параметров звезды и ветра и химического состава 16. 02. 2018 Л 2

16. 02. 2018 Л 2 16. 02. 2018 Л 2

Другие примеры Спектры Сверхновых на фотосферной стадии Широкие линии поглощения свидетельствуют о скоростях ~10000 Другие примеры Спектры Сверхновых на фотосферной стадии Широкие линии поглощения свидетельствуют о скоростях ~10000 км/с 16. 02. 2018 Л 2

Сводный спектр квазара ( в собственной СО) Широкие разрешенные и узкие запрещенные эмиссионные линии Сводный спектр квазара ( в собственной СО) Широкие разрешенные и узкие запрещенные эмиссионные линии на фоне нетеплового (степенного) континуума 16. 02. 2018 Л 2

Спектры активных ядер галактик (аккреционный диск вокруг сверхмассивной черной дыры) 16. 02. 2018 Л Спектры активных ядер галактик (аккреционный диск вокруг сверхмассивной черной дыры) 16. 02. 2018 Л 2

Спектр областей ионизованного водорода. Узкие эмиссионные линии на фоне теплового континуума 16. 02. 2018 Спектр областей ионизованного водорода. Узкие эмиссионные линии на фоне теплового континуума 16. 02. 2018 Л 2

Планетарные туманности – сброшенные оболочки красных гигантов 16. 02. 2018 Л 2 Планетарные туманности – сброшенные оболочки красных гигантов 16. 02. 2018 Л 2

Доминируют узкие запрещенные эмиссии многоэлектронных ионов С, S, O, N, Fe 16. 02. 2018 Доминируют узкие запрещенные эмиссии многоэлектронных ионов С, S, O, N, Fe 16. 02. 2018 Л 2

Спектр рентгеновского источника с черной дырой Видны линии поглощения высокоионизованных ионов металлов (обсерватория Chandra) Спектр рентгеновского источника с черной дырой Видны линии поглощения высокоионизованных ионов металлов (обсерватория Chandra) Miller et al. 2008 16. 02. 2018 Л 2

Основные понятия переноса излучения. 1. Удельная интенсивность Зависит от положения в пространстве, направления и Основные понятия переноса излучения. 1. Удельная интенсивность Зависит от положения в пространстве, направления и частоты поле излучения 16. 02. 2018 Л 2

В отсутствие источников излучения и поглощения интенсивность сохраняется вдоль луча 16. 02. 2018 Л В отсутствие источников излучения и поглощения интенсивность сохраняется вдоль луча 16. 02. 2018 Л 2

2. Поток излучения: Полная энергия через площадку Поток Fv = [ эрг/(см 2 с 2. Поток излучения: Полная энергия через площадку Поток Fv = [ эрг/(см 2 с Гц) ] В сферически-симм. случае поток ~ 1/r 2 16. 02. 2018 Л 2

Равновесное излучение (АЧТ) Формула Планка, 1900 Iνdv=Iλdλ [эрг/см 2/с/А/стер] 16. 02. 2018 Л 2 Равновесное излучение (АЧТ) Формула Планка, 1900 Iνdv=Iλdλ [эрг/см 2/с/А/стер] 16. 02. 2018 Л 2

Свойства и предельные случаи 16. 02. 2018 Л 2 Свойства и предельные случаи 16. 02. 2018 Л 2

[эрг/см 3] 16. 02. 2018 Л 2 [эрг/см 3] 16. 02. 2018 Л 2

Поглощение Коэфф. поглощения Оптическая толща 16. 02. 2018 Л 2 Поглощение Коэфф. поглощения Оптическая толща 16. 02. 2018 Л 2

Принцип формирования линий поглощения: наблюдатель «видит» до τ~1 В спектральной линии более внешние, холодные Принцип формирования линий поглощения: наблюдатель «видит» до τ~1 В спектральной линии более внешние, холодные слои атмосферы 16. 02. 2018 Л 2

Излучение 16. 02. 2018 Л 2 Излучение 16. 02. 2018 Л 2

16. 02. 2018 Л 2 16. 02. 2018 Л 2

Функция источника имеет размерность интенсивности Уравнение переноса излучения вдоль луча ( s – аффинный Функция источника имеет размерность интенсивности Уравнение переноса излучения вдоль луча ( s – аффинный пар-р) 16. 02. 2018 Л 2

Оптическая длина (толщина, глубина) Средняя длина свободного пробега фотона 16. 02. 2018 Л 2 Оптическая длина (толщина, глубина) Средняя длина свободного пробега фотона 16. 02. 2018 Л 2

(формальное решение!) 16. 02. 2018 Л 2 (формальное решение!) 16. 02. 2018 Л 2

Пример: перенос излучения в однородной среде (2. 34) 16. 02. 2018 Л 2 Пример: перенос излучения в однородной среде (2. 34) 16. 02. 2018 Л 2

1. Оптически толстая среда излучает в непрерывном спектре 2. Линии (излучения или поглощения) возникают 1. Оптически толстая среда излучает в непрерывном спектре 2. Линии (излучения или поглощения) возникают только в оптически тонких средах! 16. 02. 2018 Л 2

В важном частном случае ЛТДР 16. 02. 2018 Л 2 В важном частном случае ЛТДР 16. 02. 2018 Л 2

Пример: звездные атмосферы Простейший случай – плоско-параллельная атмосфера Опт. толща вдоль нормали: 16. 02. Пример: звездные атмосферы Простейший случай – плоско-параллельная атмосфера Опт. толща вдоль нормали: 16. 02. 2018 Л 2

(внутрь) (наружу) 16. 02. 2018 Л 2 (внутрь) (наружу) 16. 02. 2018 Л 2

Выходящее излучение: Подынтегральное выражение оценивается при тау=1 Для наклонного луча зрения интенсивность оценивается ф. Выходящее излучение: Подынтегральное выражение оценивается при тау=1 Для наклонного луча зрения интенсивность оценивается ф. источника при Под наклоном видим более мелкие слои 16. 02. 2018 Л 2

Потемнение к краю диска Солнца 16. 02. 2018 Л 2 Потемнение к краю диска Солнца 16. 02. 2018 Л 2

К эффекту потемнения к краю. Излучение от лимба (b) идет с меньших глубин, где К эффекту потемнения к краю. Излучение от лимба (b) идет с меньших глубин, где функция источника имеет меньшее значение ЛТДР Распределение температуры в атмосфере Солнца Не-ЛТДР 16. 02. 2018 Л 2

Хромосфера Солнца в линии Н-альфа. Виден эффект резкого потемнения к краю 16. 02. 2018 Хромосфера Солнца в линии Н-альфа. Виден эффект резкого потемнения к краю 16. 02. 2018 Л 2

Солнце в мягком рентгеновском диапазоне. Почему нет эффекта потемнения к краю? 16. 02. 2018 Солнце в мягком рентгеновском диапазоне. Почему нет эффекта потемнения к краю? 16. 02. 2018 Л 2

Спектры звезд Определяются 1. 2. 3. 4. Тэфф 16. 02. 2018 Л 2 Эффективной Спектры звезд Определяются 1. 2. 3. 4. Тэфф 16. 02. 2018 Л 2 Эффективной температурой Состоянием ионизации эл-тов Хим. составом Ускорением силы тяжести в фотосфере (g~GM 2/R 2)

Эффективная температура 16. 02. 2018 Л 2 Эффективная температура 16. 02. 2018 Л 2

Упражнение: оцените (по порядку величины) эфф. температуру черной дыры с массой Солнца, считая (это Упражнение: оцените (по порядку величины) эфф. температуру черной дыры с массой Солнца, считая (это отличное приближение!) излучение чернотельным (С. Хоукинг, 1974). Ответ: 10 -6 К (М/M )-1 16. 02. 2018 Л 2

Пример: Бальмеровский скачек (граница серии Бальмера 3646 А) Состояние ионизации отражается на поведении непр. Пример: Бальмеровский скачек (граница серии Бальмера 3646 А) Состояние ионизации отражается на поведении непр. спектра. При λ>3646 A нет переходов с n=2 в континуум (b-f) èАтмосфера прозрачнее èПоток выходит из более глубоких горячих слоев èБальм. скачек в непр. сп. 16. 02. 2018 Л 2

Бальмеровский скачек (продолжение) Тэфф При ЛТДР Б. с. должен увеличиваться при уменьшении Т. На Бальмеровский скачек (продолжение) Тэфф При ЛТДР Б. с. должен увеличиваться при уменьшении Т. На самом деле все наоборот! Причина: при Тэфф<7500 K основной вклад в формирование непр. спектра вносит ион Н- (энергия связи ~0. 75 э. В). Фотоны с λ<16500 A поглощаются при b-f переходах иона Н- эффективнее! èБальмеровский скачек наиболее заметен при Тэфф~10000 K (зв. А 0) 16. 02. 2018 Л 2

Яркостная температура 16. 02. 2018 Л 2 Яркостная температура 16. 02. 2018 Л 2

Нетепловые спектры 16. 02. 2018 Л 2 Нетепловые спектры 16. 02. 2018 Л 2

Пример: 1. спектры квазаров 16. 02. 2018 Л 2 Пример: 1. спектры квазаров 16. 02. 2018 Л 2

16. 02. 2018 Л 2 16. 02. 2018 Л 2

Пример 2: спектр Крабовидной туманности (пульсар – нейтронная звезда в центре остатка вспышки сверхновой Пример 2: спектр Крабовидной туманности (пульсар – нейтронная звезда в центре остатка вспышки сверхновой 1054 г. ) 16. 02. 2018 Л 2