Чтение онлайн

При вычислении величины примем, что плотность в верхних слоях атмосферы убывает с увеличением r' по экспоненциальному закону, т.е.

(r')

=

(R)

e

– (r'-R)

,

(21.14)

где — некоторая постоянная и R — радиус верхней границы облачного слоя. Тогда показатель преломления может быть представлен в виде

n(r')

=

1+b

e

– (r'-R)

,

(21.15)

где b — постоянная, пропорциональная величине (R)

Пользуясь формулами (21.12) и (21.15), а также учитывая малость величины b по сравнению с 1, из (21.13) приближённо получаем

=

b

2R

e

– (r'-R)

.

(21.16)

Это выражение для мы должны подставить в формулу (21.11). В результате находим

E

E

=

1+lb

^3/

2R

e

– (r'-R)

.

(21.17)

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

=

mHg

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.

Подробное изложение результатов наблюдений газовых туманностей содержится в ряде монографий ([1] — [3] и др.). Мы сейчас обратим внимание лишь на основные факты.

Газовые туманности в нашей Галактике делятся на две группы. К первой принадлежат так называемые планетарные туманности. При наблюдениях в телескоп они чаще всего представляются в виде круглых или овальных дисков, напоминающих диски планет, а также в виде колец. В центре планетарной туманности находится горячая звезда, называемая обычно ядром туманности. Вторую группу составляют диффузные туманности, не имеющие правильной формы. В самой диффузной туманности или около неё наблюдаются звёзды ранних спектральных классов (одна или несколько).

Размеры отдельных планетарных туманностей известны с небольшой точностью вследствие ненадёжности параллаксов. Средний диаметр планетарной туманности составляет около 10 000 астрономических единиц. Размеры диффузных туманностей часто гораздо больше.

Спектры газовых туманностей состоят из отдельных ярких линий на слабом непрерывном фоне. Яркие линии принадлежат водороду, гелию, ионизованному гелию, а также ряду других атомов и ионов. Однако наиболее характерными для спектров газовых туманностей являются так называемые главные небулярные линии N и N с длинами волн 5006 и 4959 A соответственно. Раньше эти линии приписывали неизвестному на Земле элементу «небулию», однако в 1928 г. Боуэн показал, что они являются запрещёнными линиями дважды ионизованного кислорода. В спектрах газовых туманностей наблюдается также много других запрещённых линий.