Рекомбинациялық радиосәулелену

Пән: Физика
Жұмыс түрі: Реферат
Тегін: Антиплагиат
Көлемі: 6 бет
Таңдаулыға:

Рекомбинациялық радиосәулелену

Үздіксіз спектрде радиосәулелену де, HII аумақта спектрлік сызықтар байқалады, n-ның бас кванттық сан үлкен мәндерi бар қатты қозған атомдық деңгейлердiң арасындағы өткелдерде пайда болады.

Ридбергтің формуласы өткелдің жиіліктері үшін деңгейлердің арасында n және n + n басты кванттық санымен сутегіге осындай атомда

. (1)

Мұнда Z - ядроның заряды, R -Ридберг, тұрақтысы, M- атом массасы :

(2)

Рекомбинациялық сызықтар Галактиканың екі типінде байқалады РЛ - олар HII аумақтар және жұлдызаралық бұлттың газы.

Рекомбинациялық сызықтарды анықтай отырып НІІ аумақтағы электрондық температураны T _e анықтауға болады. Бірінші анықтамалар T _e ~ ~6⋅10 ³ K төмен береді, НІІ аумақтағы (~10 ⁴ K) төмен болды. Өзара тең емес процесстер оте маңызды рөл ойнайтыны туралы айтылды: сызықтар ЛТР пайдауымнан гөрі жоғарырақ, ал температурасы төменірек болып келеді.

НІІ аумактардың рекомбинациялық сызыктарының картографиялау келе, НІІ аумақтарының өрістерінің жылдамдығын алуға болады.

He, C және т. б элементтердің сызықтары байқалады. Жиілігі сутегі ауысуларындағы жиіліктен сәл ғана айырмашылығы бар. Аса қоздырылған атомның бір электроны атомдық калдықтан қашық орналасөан, сол себепті оны протон зарядына тең элементар нүктелік заряд деп қабылдайдыю

Бұндай жүйесі бар спектр сутегіге ұқсас Ридберг энергиясының теңдеуін және көшулеріне ие. Айырмашылығы тек Ридберг тұрақтысының басқа атомның массалық қалдығына байланысты. Бірақта айырмашылығы үлкен емес, себебі толқын ~ 6 см ~2. 7 МГц сутегі жиілігінің сызығы бойынша барлық сызықтар орналастырады.

Рекомбинациялық сызықтар сонымен қоса жұлдызаралық диффузиялық ортада байқалады. Бұл сызықтар доплерлық енінен аз айырмашылығы бар, себебі олар суық облыстарда пайда болады. Сутегі сызықтарынан гөрі көміртектің сызығы жоғарылау, себебі көміртектің атомының иондалу потенциалы төменірек (11. 1 эВ) сутегі атомынан гөрі.

Планктің жылулық сәуле шығару формуласы және кванттық гипотезасы.

Абсолют қара дененің жылулық сәуле шығару энергиясының толқын ұзындығына тәуелділігін талдау теория мен тәжірибе арасындағы қайшылықты көрсетті. Осы мәселені зерттеу (1900) арқылы М. Планк: қарапайым тербелмелі жүйе (атом, молекула) шығаратын не жұтатын электро-магниттік толқын энергиясы тербеліс жиілігіне пропорционал жеке үлестерден - кванттардан (фотондардан) тұрады деген тұжырымға келді.

Мұндай жарық кванттарының ие бола алатын ең аз энергиясы Планк теориясы бойынша оларға сәйкес келетiн толқындарының жиiлiгiне пропорционал, яғни

ε _ν =hν (6. 1)

мұндағы ν- жиiлiк, ал h=6, 326·10 ^-34 Дж·с - Планк тұрақтысы. Кез-келген жиiлiк үшiн шығарылатын энергияның мәнi осы ең аз энергияға тең немесе еселi болады.

Жарықтың кванттар түрiнде шығатыны туралы болжам жылулық сәуле шығарудың тәжiрибеге сәйкес келетiн дұрыс теориясын жасауға мүмкiндiк бердi. Осы болжамның негiзiнде М. Планк спектральдық жарқырау үшiн мына өрнектi :

$u(\omega,T) =\frac{ \omega^2}{\pi^2c^3}\frac{\hbar\omega}{ e^{\frac{\hbar\omega}{kT}}-1}.$

алды. Мұндағы с - жарық жылдамдығы, k - Больцман тұрақтысы, Т - жарық шығарып тұрған дененiң абсолют температурасы, , $\hbar$ = 1. 054 · 10 ⁻²⁷ эрг·с. Планк тұрақтысы. Бұл өрнектiң негiзiнде жүргiзген есептеулер тәжiрибенiң нәтижесiмен толық үйлеседi.

Жарықтың үлестер түрiнде шығарылып, жұтылатыны туралы идея физиканың одан арғы дамуында шешушi роль атқарды. Планктiң осы идеяларынан бастау алған кванттық теория қазiргi заман физикасының ең күштi теорияларының бiрi.

Стефан -Больцман және Вин заңдары. .

Сәулелену процесінің, сәуле шығаратын дененің(ортаның) ішкі энергиясының сәулелену энергиясына айналуы нәтижесінде пайда болуын шығарылу деп атайды.
Жылулық сәулелену - сәулеленуші дененің ішкі энергиясының электромагниттік толқындар түрінде таралу процесін сипаттайды. Қандайда болмасын денненің электромагнитік толқындарды жұтуы, олардың қайтадан молекулалардың жылулық қозғалыс энергиясына айналуына әкеледі.

Неміс физигі В. Вин термодинамика және электродинамика заңдарына сүйене отырып толқын ұзындығының температураға тәуелділік заңын ашты. Сонда абсолют қара дененің жылулық сәуле шығару қарқындылығының максимал мәніне сәйкес келетін толқын ұзындығы (λ0) оның абсолютті температурасына кері пропорционал болады, яғни Виннің ығысу заңы деп атайды.

b = λ _max *T=2 π ch /4. 965k

мұнда b = 0, 29 см град.
мұндағы λ-жылулық сәулеленудің максималды қарқындылығына сәйкес келетін толқын ұзындығы, м.

Стефан - Больцман заңы. Бұл заң дененің сәулешығару қабілетінің Е, бір сағат ішінде сәулеленетін дененің энергия мөлшерінің Q және дененің бетінің ауданы F арасындағы тәуелділік байланысын орнатады.
Сәулелену знергиясы толқын ұзындығы λ және температураға Т байланысты.
Абсолютті қара дененің сәулешығару қабілетімен Е оның абсолютті температурасы арасындағы байланыс мына түрде анықталады:

Е= σТ ⁴

мұндағы σ - абсолютті қара дененің сәуле шығару тұрақтысы, σ = 5, 67⋅10 ^-8 Вт/(м2⋅К4) .

Стефан - Больцман сәулелену графигі

Аса жаңа жұлдыздар

Аса жаңа жұлдыздың жарықтылығы - астрофизикадағы өте қуатты құбылыстардың бiрi, жұлдыздың жарылысынан кейінгі оның жарықтылығы қысқа уақытта бүкіл Галактиканың жарықтылығымен теңеседі. Аса жаңа жұлдыздырды (SN ) екі түрге классификациялауға болады: SNI және SNII. Классификацияға жілтеудің негізгі белгiсі (SNI-дің) оптикалық спектрiнде сутегiнiң эмиссияларының бар болуы немесе (SNII-де ) болмауы. Жалтыраудың қисықтарында да айырмашылықтар болады. SNI және SNII физикалық жағынан- объекттердiң әртүрлi түрлерi. Қалдықтың құрылымы - қабық. Өлшемi ~7″ конденсация бар. Конденсациялардың бүкіл жүйенi кеңейту жылдамдығы 6000 7000 км/с. Бiр конденсация шегiнде дисперсия жылдамдығы ~200 км/с. Жеке конденсациялардың өмiрiнiң уақыты ~ 10 жыл. Конденсациялардың оптикалық спектрлерiнде тыйым салынған сызықтар байқалады [OI ] және [OIII ] . Қашықтық объекттiң сәулелiк жылдамдығы бойынша анықталған және конденсациялардың меншiктi қозғалысы бойынша: D = 3. 4кпк. қалдығының диаметрi 4пк. Галактика жазықтығынан биiктiгі Z~ 100пк.

Тихо және Кеплердің аса жаңа жұлдыздардың қалдықтары. Бұлар жас шамасы әйгiлi тарихи аса жаңалардың қалдықтары. Олар оптикалық диапазонда әлсiз болады. Радиоспектрлер спектрлiк дәрежелi тәуелдiлiгі спектральды индексi  = 0. 67 (Тихо) және 0. 62 (Кеплер) жақсы көрiнедi. Екi қалдықта да анық бейнеленген қабықты құрылым бар. Бұл қалдықтарға дейiнгі арақашықтық ~3000пк және ~3300(Кеплер )

Бұдан басқа, жас шамасы ондаған мың жылдарға жететін кәрі қалдықтары қатары да байқалады.

АЖҚ-ның сәулеленуінде сызықты поляризация байқалады. Поляризацияның жазықтығы аз жиiлiктерде (~25°) бұрышқа бұрылған. Бұрылыстың болуы айналу жұлдызаралық ортада болатындығы туралы куәландырады (кәдiмгi толқындар үшiн ортаның сыну көрсеткiштерiндегi айырмашылықтар әсерінен фарадей айналуы) :

ψ = 2. 54⋅10 ⁴ L sin HN _e  ^-2 радиан, (1)

L - ортадағы жолдың ұзындығы(см ),  - толқын және магниттiк өрiстерінің таралу бағыттарының арасындағы бұрыш, H - магниттiк өрiс кернеулiгі(Гс ), (см-шы) Ne-электрондық тығыздық (см ^-3 ),  -жиiлiк(гц ) .

Аса жаңалардың қалдықтарының радиосәулеленуі .

АЖҚ-ның сәулелену механизмі - синхротронды. Орташа спектрлiк индекс  = 0. 8, бұл энергетикалық спектрдi көрсеткiшке сәйкес келедi  = 2. 6. Өрiстiң орташа кернеулiгi H ~ 3⋅10 ^-4 Гс, магниттiк өрiст энергиясының тығыздығы эрг/см ³ .

Краб сияқты тұмандықта, басқа синхротронды сәулелену көздеріне қарағанда, релятивті бөлшектердiң анағұрлым жазық спектрі бар. Спектрде энергиялары E > 10 ¹² эВ бөлшектер бар. Сонымен бiрге тұмандылықтың центрінде жұлдызды қалдық (пульсар ) белсендi болады, бөлшектердiң үздiксiз үстемелеуін орындатады.

Краб сияқты тұмандылық - өте жас қалдық. Демек, ол барлық ~10 ³⁸ эрг/с жиiлiктерде сәулеленеді, яғни (барлық галактикалық дисктi қоса) Галактикадағы барлық объекттердiң синхротронды сәулеленуімен бірдей сәуле таратады.

1967 жылы пульсарлар, яғни - Жерге периодтық түрде келіп жететін радио-оптикалық, рентген және гамма сәулелерінің көзі болып табылатын сәулелердің ғарыштық көзі ашылды. Бұлар тез айналатын нейтрондық жұлдыздар, аса жаңалардың жұлдыздық жарықтылығының қалдықтарыолып табылады. Радиопульсарлардың (тез айналатын нейтрондық жұлдыздар) импульстарының периодтары - 0, 03-4 сек, жай жұлдыздан нейтрондық жұлдызға заттың барлығы ағып өтетін қосарланған жұлдыздардың рентген пульсарлары - бірнеше және одан да көп секундты құрайды. Пульсардың радиосәулеленуі периодты қайталанатын импульстар турінде болады. Импульстардың қайталану периоды ~1. 5 мс-тан ~10 с-қа дейін. Импульстың қайталану тұрақтылығы 10 ^-9 дейін, бірақ кейбір пульсарлардың периоды уақыт өте өсіп отырады.

Пульсарлар өз-өзiне қызықты. Бiрақ, қысқа импульстердiң жиiлiктердiң кең диапазоны түрдегi радиосәулеленуі арқасында сирек кездесетiн сипатқа, олар бақылаушыға сигналды таратуы жолындағы жұлдызаралық ортаның диагностикасына мүмкiндiк бередi. (L/c, L - қашықтықтан пульсарға дейiн уақытпен салыстырғанда) иондалған жұлдыз аралық ортадағы радиосәуле шашудың дисперсиялары салдарынан пульсардың импульстерiнiң кешiгуi:

t =1. 345⋅10 ^-3  ^-2 n _e L [с],

где  [Гц], n _e [см ^-3 ], L [см], или

t = 4. 15 ( DM )  ^-2 [с],

где  [МГц], DM [пк/см ³ ] .

... жалғасы

Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.