к библиотеке  к оглавлению  FAQ по эфирной физике  ТОЭЭ  ТЭЦ  ТПОИ  ТИ  

РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА

Глоссарий по физике
А  Б  В  Г  Д  Е  Ж  З  И  К  Л  М  Н  О  П  Р  С  Т  У  Ф  Х  Ц  Ч  Ш  Э  Ю  Я  

Непрозрачность звёздного вещества
Непрозрачность звёздного вещества - рассчитанный на единицу массы и усреднённый по частотам коэффициент поглощения излучения. В звёздах энергия переносится либо конвекцией (в конвективных зонах), либо излучением (в зонах лучистого равновесия). Лишь в сверхплотном веществе нейтронных звёзд и белых карликов перенос энергии обязан теплопроводности вырожденного электронного газа. Внутри звёзд интенсивность излучения почти изотропна, т. е. почти не зависит от направления его распространения. В результате плотность потока энергии излучения Hv на частоте v подчиняется закону диффузии:

где uv - спектральная плотность лучистой энергии, lv - эфф. длина свободного пробега фотонов с частотой v. Значение lv для звёздного вещества ничтожно мало по сравнению с радиусом звезды R, и поэтому характерное время диффузии излучения в звёздах tD очень велико по сравнению с временем tC = R/c прохождения светом расстояния, равного R: время tC измеряется секундами и минутами, a tD - миллионами и десятками миллионов лет.

В недрах звёзд, от центра и практически до фотосферы, справедливо приближение лучистой теплопроводности, в соответствии с к-рым для uv в (1) используется термодинамически равновесное, определяемое законом Планка, значение uv = (4p/c)Bv(T), где Bv(T) - равновесная интенсивность излучения (см. Планка закон излучения). В результате

Рассчитанный на единицу массы коэф. поглощения , наз. также Н. на частоте v, связан с lv и плотностью вещества r простым соотношением

Интегрируя (2) по частоте, получаем выражение для полного потока лучистой энергии Н:

Здесь - полная равновесная плотность энергии излучения, а = 4s/с - постоянная плотности излучения (s - Стефана-Больцмана постоянная). В (4) введён средний коэф. поглощения , называемый Н. и определяемый в соответствии с (2)-(4) из соотношения:

где х = hv/kT. Соответствующая ср. длина свободного пробега фотонов l = 1/(r). Такой способ усреднения был указан норвежским астрономом С. Росселан-дом (Росссланн, S. Rosseland, 1924), и поэтому определяемое ф-лой (5) значение наз. р о с с е л а н д о в ы м с р е д н и м.

Величина определяется разл. элементарными процессами взаимодействия излучения с веществом и может быть представлена в виде:

Здесь sаi - зависящие от частоты полные сечения истинного поглощения излучения атомами или ионами типа i, ni - плотности чисел этих атомов или ионов, sts -т. н. транспортное сечение рассеяния (см. ниже), nе - плотность числа свободных электронов. Множитель [1 - ехр(-hv/kT)], одинаковый для всех процессов поглощения, учитывает в условиях локального термодинамического равновесия эффект индуцированного испускания.

К осн. типам элементарных процессов, определяющих Н. звёздного вещества, относятся следующие.

а)Фотопоглощение (связанно-свободные переходы) - пороговый процесс, в к-ром участвуют только фотоны с энергией, достаточной для перехода связанного электрона в одно из свободных (несвязанных) состояний.

б)Тормозное поглощение (свободно-свободные переходы) - беспороговый процесс поглощения фотона с переходом свободного электрона в более высокое энер-гетич. состояние в кулоновском поле иона.

в)Поглощение в спектральных линиях (связанно-связанные переходы) - резонансный процесс поглощения фотона при переходе атома из основного или возбуждённого состояния в др. возбуждённое состояние с более высокой энергией. Сечение поглощения в центре спектральной линии обычно очень велико, но на Н. влияет не интенсивность линии, а её ширина. Если бы линии были очень узкими, то их вклад в Н. был бы незначителен, поскольку усредняется не , а его обратная величина. Присутствие интенсивных, но узких линий поглощения привело бы к "вырезанию" в интеграле (5) узких участков спектра, что практически не повлияло бы на величину интеграла. Однако в далёких "крыльях" многочисл. спектральных линий (уширенных столкновениями и эффектом Штарка), принадлежащих ионам тяжёлых элементов в звёздном веществе, сечение поглощения оказывается не пренебрежимо малым по сравнению с сечением фотоэффекта и тормозного поглощения. Расчёты показывают, что в области температур 104К Т 2.106К суммарное поглощение во всех линиях может (в зависимости от величины плотности) вносить преобладающий вклад в Н. (рис.). При этом для каждой конкретной пары значений T и r приходится учитывать до неск. тысяч разл. линий поглощения.

Зависимость непрозрачности от температуры при различных значениях плотности - от 10-10 г/см3 ( lgr  = -10) до 102 г/см3 (lgr=2) по расчётам А. Н. Кокса (А. N. Сох) и Дж. Н. Стюарта (J. N. Stewart) для вещества с химическим составом, близким к солнечному.

Процессы а, б, в наз. процессами истинного поглощения. Каждое aai в (6) включает все эти три вида процессов с участием атомов или ионов типа i.

г)Рассеяние излучения. Вклад процессов рассеяния в Н. учитывается первым слагаемым в (6), к-рое выписано для случая рассеяния излучения свободными электронами. Рассеяние молекулами и атомами может играть нек-рую роль лишь в самых наружных слоях звёзд с очень холодными атмосферами (красные гиганты и сверхгиганты, красные карлики). Величина sts в (6) связана с обычным нолным сечением рассеяния ss соотношением

где <cosq> - усреднённый по индикатрисе рассеяния косинус угла отклонения рассеянного фотона - определяет степень анизотропии рассеяния. При энергиях фотонов, значительно меньших энергии покоя электрона (hv << тес2), т. е. при достаточно низкой температуре звёздного вещества, имеет место томсоновское рассеяние без изменения энергии фотона. В этом случае поправочный множитель на индуцир. рассеяние отсутствует, поскольку эффекты индуцир. рассеяния при отклонении рассеянных фотонов от направления их движения (выход из пучка) и при повторном их рассеянии в первонач. направлении (вход в пучок) взаимно компенсируются. Кроме того, индикатриса томсоновского рассеяния симметрична относительно направлений вперёд-назад, и поэтому <cosq> = 0. Т. о., для учёта вклада в Н. томсоновского рассеяния нужно заменить sts в (6) на полное томсоновское сечение sT, к-рое не зависит от частоты. Это справедливо для всех звёзд, принадлежащих главной последовательности на Герцшпрунга - Ресселла диаграмме, в недрах к-рых осуществляется синтез гелия из водорода.

Однако в горячих и плотных центр. ядрах звёзд, заканчивающих свою эволюцию, и особенно при вспышках сверхновых звёзд, температура оказывается столь высокой, что нельзя пренебречь изменением энергии фотонов при рассеянии и асимметрией индикатрисы рассеяния, к-рая уже при hv 0,1 mec2 показывает заметную вытянутость вперёд, и поэтому <cosq> > 0. В таких условиях сечение рассеяния описывается общей Клейна - Нишины формулой, а сам процесс наз. комптоновским рассеянием. Если плотность звёздного вещества не очень велика и электронный газ невырожден, то при температуре (1-2).109К появляется значит. число электронно-позитронных пар, и под пе в (6) нужно понимать суммарное число электронов и позитронов в единице объёма. Кроме того, помимо рассеяния становится существенным процесс рождения электронно-позитронных пар при взаимодействии фотонов в основном с эл--магн. (кулоновским) полем атомных ядер.

В совр. расчётах Н. звёздного вещества учитываются все перечисл. процессы. Эти расчёты очень сложны: они включают не только вычисления сечений отд. процессов, но и определение населённостей многочисл. возбуждённых уровней атомов и ионов с учётом разл. поправок на отклонение от идеальности звёздной плазмы. В самых наружных слоях холодных звёзд существенный вклад в Н. может носить также тормозное поглощение и фотопоглощение отрицательными ионами (Н-, С-и др.), поглощение в спектральных полосах разл. молекул и поглощение частицами пыли.

На рис. показана зависимость Н. от температуры Т и плотности r для смеси с хим. составом, близким к солнечному: X = 0,7, Y = 0,28, Z = 0,02 (X, Y, Z - массовые концентрации водорода гелия и тяжёлых элементов, причём осн. вклад в Z вносят кислород, неон, углерод и азот). В большом интервале изменений T и r осн. источником Н. оказываются тормозное поглощение и фотопоглощение. При достаточно больших частотах сечения обоих этих процессов sa ~ 1/v3 и соответствующая им Н. может быть аппроксимирована простым выражением (приближение Крамерса):

где параметр С зависит от хим. состава вещества, а слабой зависимостью С от T и r в первом приближении пренебрегают.

В случае преобладания томсоновского рассеяния (напр., в горячих массивных звёздах верхнего конца гл. последовательности):

Ф-лы (8) и (9) сыграли (и продолжают играть) большую роль в исследовании внутр. строения звёзд. В совр. наиболее точных расчётах звёздных моделей используются подробные таблицы Н. как функции Т r и хим. состава.

Для каждого фиксир. р при достаточно больших Т Н. приближается к хT (горизонтальная штриховая линия, см. рис.), а при промежуточных значениях T и r хорошим приближением может служить ф-ла (8) (штрих-пунктирная линия). Вклад в Н. линий поглощения продемонстрирован на рис. для плотности r = 10-4 г/см3 (штриховая кривая - расчёт без учёта этого эффекта). Резкое падение непрозрачности с уменьшением Т при Т < 104 К связано с массовой рекомбинацией звёздной плазмы.

Осн. вклад в росселандово среднее вносят фотоны с энергией hvm, в неск. раз превышающей энергию теплового движения частиц звёздного вещества: hvm4kT в случае томсоновского рассеяния и hvm 7kT в случае тормозного и фотопоглощения.

Литература по 

1. Франк-Каменецкий Д. А., Физические процессы внутри звёзд, М., 1959; Sampson D. Н., The opacity at high temperatures due to Compton scattering, "Astrophys. J.", 1959, v. 129, p. 734; Зельдович Я. Б., Рай-зер Ю. П., Физика ударных волн и высокотемпературных явлений, 2 изд., М., 1966; Кокс А. Н., Стюарт Дж., Лучистое поглощение и коэффициент проводимости 23 звёздных смесей, "Научные информации Астросовета АН СССР", 1969, в. 15, с. 1; Кокс А. Н., Коэффициенты поглощения и непрозрачность звёздного вещества, в кн.: Внутреннее строение звёзд, пер. с англ., М., 1970; Alexander D. R., Johnson Н. R., Rурma R. L., Effect of molecules and grains on Rosseland mean opacities, "Astrophys. J.", 1983, y. 272, p. 773; Schweizer M. A., Opacities for comptonization plus emission and absorption, "Astrophys. J.", 1984, v. 280, p. 809; Им-шенник В. С. и др., Минимальная оценка среднего россе-ландова пробега фотонов, "ЖЭТФ", 1986, т. 90, с. 1669.

Д. К. Надёжин.

к библиотеке  к оглавлению  FAQ по эфирной физике  ТОЭЭ  ТЭЦ  ТПОИ  ТИ