Курс теоретической астрофизики

Из наблюдений величина E/E получается в виде функции от времени, которую, при учёте обстоятельств покрытия звезды планетой, можно представить в виде функции от расстояния y. Поэтому и теоретическую зависимость (21.7) между величиной E/E и r нам следует заменить зависимостью между E/E и y. Дифференцируя (21.17) по y и учитывая (21.10), получаем

d

dy

E

E

=-

E

E

-1

E

E

.

(21.18)

Интегрирование этого уравнения даёт

E

E

+

ln

E

E

-1

=-

y

+

const.

(21.19)

Из сравнения между собой наблюдённой и теоретической зависимостей E/E от y можно определить значение параметра . Если считать, что плотность в атмосфере меняется по барометрическому закону, то

=

m_Hg

kT

,

(21.20)

где — средний молекулярный вес и g — ускорение силы тяжести в атмосфере. Поэтому при помощи формулы (21.20) по величине можно найти величину . Это позволяет составить некоторое представление о химическом составе атмосферы.

Указанный метод изучения верхних слоёв планетных атмосфер был применён к Юпитеру и Венере. В 1952 г. Баум и Код наблюдали покрытие Юпитером звезды Овна и получили, что =0,12 км^1. Принимая для Юпитера g=2600 см/с^2 и T=86 K, они по формуле (21.20) нашли для среднего молекулярного веса значение =3,3. Такое низкое значение можно объяснить тем, что верхние слои атмосферы Юпитера состоят в основном из молекулярного водорода и гелия.

В 1959 г. наблюдалось покрытие Регула Венерой. Сопоставляя между собой наблюдённую и теоретическую кривые блеска звезды, Вокулер нашёл, что «высота однородной атмосферы» Венеры равна приблизительно 6 км, т.е. 0,17 км^1. Так как для Венеры H=850 см/с^2 и T230 K, то формула (21.20) даёт 38. Это значение не сильно отличается от молекулярного веса углекислого газа (=44), который, как мы знаем, является основной составляющей атмосферы Венеры.

ЛИТЕРАТУРА К ГЛАВЕ IV

Амбарцумян В. А. Научные труды, т. I.— Ереван, Изд-во АН Арм ССР, 1960.

Chandrasekhar S. Radiative Transfer.— Oxford, 1950 (русский перевод: Чандрасекар С. Перенос лучистой энергии.— М.: Изд-во иностр. лит., 1953).

Соболев В. В. Рассеяние света в атмосферах планет.— М.: Наука, 1972.

Deirmendjian D. Electromagnetic scattering on spherical polidispersions.— 1969 (русский перевод: Дейрменджан Д. Рассеяние электромагнитного излучения сферическими полидисперсными частицами.— М.: Мир, 1971).

Planets and Satellits.— Chicago, 1961 (русский перевод: Планеты и спутники.— М.: Изд-во иностр. лит., 1963).

Мороз В. И. Физика планеты Марс.— М.: Наука, 1978.

Мороз В. И. Физика планет.— М.: Наука, 1967.

Gооdу Р. М. Atmospheric radiation.— Oxford, 1964 (русский перевод: Гуди Р. М. Атмосферная радиация.— М.: Мир, 1966).

Александров Ю. В. Введение в физику планет.— Киев: Вища школа, 1982.

Кузьмин A. Д., Маров М. Я. Физика планеты Венера.— М.: Наука, 1974.

Глава V ГАЗОВЫЕ ТУМАННОСТИ

Физика газовых туманностей принадлежит к числу наиболее разработанных разделов астрофизики. Объясняется это чрезвычайной простотой физических условий в туманностях: малой плотностью вещества и малой плотностью излучения. При таких условиях многие процессы происходят в «чистом» виде, не подвергаясь посторонним воздействиям.

Свечение газовых туманностей вызывается излучением горячих звёзд. Туманность поглощает высокочастотное излучение звезды и перерабатывает его в кванты меньших частот. Так возникают яркие линии в спектрах туманностей. В принципе таким же путём (хотя в некоторых отношениях и более сложным) возникают яркие линии в спектрах звёзд типов Be, Вольфа — Райе, новых и других объектов. Поэтому результаты изучения газовых туманностей широко используются в разных разделах астрофизики.

Идущий в газовых туманностях процесс переработки высокочастотного излучения звёзд в кванты меньших частот говорит о сильном отклонении состояния туманностей от термодинамического равновесия. Это резко, отличает туманности от звёздных атмосфер, для которых предположение о наличии термодинамического равновесия оказывается достаточным как первое приближение к действительности. При изучении туманностей нам уже нельзя будет пользоваться формулами Больцмана и Саха для вычисления количества атомов в разных состояниях и формулой Планка для вычисления интенсивности излучения в разных частотах. В каждом отдельном случае указанные величины придётся определять путём рассмотрения тех элементарных процессов, которые протекают в реальных туманностях. Мы обычно будем пользоваться предположением, что туманности стационарны, т.е. распределение атомов по состояниям и поле излучения в туманности не меняются с течением времени. При этом, естественно, нам понадобятся вероятности различных элементарных процессов (т.е. вероятности фотоионизаций, рекомбинаций, столкновений и т.д.), которые вычисляются в теоретической физике.

§ 22. Механизм свечения туманностей

1. Наблюдательные данные.