Свободно-свободный переход
Cтраница 3
Излучение - при свободно-связанных переходах и в линиях при температурах среды [ 5 - 105СК гораздо эффективнее излучения при свободно-свободных переходах; поэтому соответствующие им времена могут быть меньше космологического возраста в эпоху вторичного разогрева ( см. гл. [31]
Кривые Цф и Дф представляют собой вклады в спектральную яркость, обусловленные фВтоионизацией N а О; кривая ц дает вклады от свободно-свободных переходов. [32]
 |
Поглощение пысо-коэнергетичесчоп области спектра диссоциированного азота [ 9J. [33] |
Когда же температура возрастает настолько, что ионизация газа становится существенной, сталкивающиеся электроны могут испускать или поглощать фотоны в результате так называемых свободно-свободных переходов, или тормозного излучения. [34]
Что же касается горячего разреженного газа, то он может частично сохраниться в объеме скопления и до настоящего времени; время его охлаждения при свободно-свободных переходах достаточно велико. [35]
В случае же звезды, имеющей массу порядка солнечной, прозрачность звездных недр определяется в основном процессами тормозного излучения, или, как говорят астрономы, свободно-свободными переходами электронов. [36]
Первый шаг заключается в объединении выражения (4.112) для поглощения по Крамерсу при связанно-свободных переходах с водородоподобных уровней пг-кратно ионизованных атомов с уравнением (4.133) для поглощения при свободно-свободных переходах ( при средней тепловой скорости электронов) в поле ( т - ( - 1) - кратно ионизованных атомов. [37]
При типичных параметрах аккреции на компактные звезды с М - - А / 0 господствующим источником поглощения фотонов в диске оказывается нерелятивистское тепловое тормозное излучение, или свободно-свободные переходы. Сравнимую ( но все же меньшую) роль могут играть связанно-связанные переходы в линиях и связанно-свободные ионизационные переходы. [38]
Согласно общепринятым воззрениям, космическое радиоизлучение состоит из двух составляющих - теплового излучения, концентрирующегося к плоскости Галактики и обязанного своим существованием излучению ионизованного водорода в результате так называемых свободно-свободных переходов, и сферической составляющей радиоизлучения, возникающего при магнйтнотормозном излучении релятивистских электронов космических лучей в межзвездных магнитных полях. [39]
В самых внутренних областях диска, которые в зависимости от параметров являются оптически тонкими ( т.е. т 1 от z 0 до z / г), излучение связано со свободно-свободными переходами и комптонизацией. [40]
ФИ), возникающее при захвате свободного электрона на один из дискретных уровней атома или иона ( свободно-связанный переход); тормозное излучение ( ТИ) свободного электрона в поле иона ( свободно-свободный переход); магните-тормозное, или циклотронное, излучение ( ЦИ) электрона при его вращении в магн. [41]
В этой работе рассмотрено поглощение в линиях и показатели поглощения сплошного спектра для N02 за счет фотоэффекта на О, О, N и 1 2, а также поглощение, обусловленное свободно-свободными переходами электронов в полях положительных ионов О и N. Результаты этих тщательно проведенных расчетов представлены графически на фиг. Некоторые из расчетных данных для Г8000 К и р / р010 - 3 приведены на фиг. К при p / pft 1 и р / р0 10 - 3 представлены графически на фиг. [42]
Принципиальная возможность таких измерений была обоснована еще в пионерской работе Кардашева ( 1959) и связана с тем, что вероятность рекомбинационных процессов, приводящих к образованию возбужденных атомов и последующему излучению радиолиний, и вероятность свободно-свободных переходов, при которых происходит излучение в непрерывном спектре, по разному зависят от электронной температуры Те. В результате измерения отношения интенсивно-стей в линии и континууме, в близлежащем участке спектра, позволяют определить электронную температуру НП-областей. В отличие от наблюдений оптических линий, РРЛ не подвержены покраснению межзвездной пылью и могут быть аккуратно измерены даже в слабых и удаленных астрономических источниках. Однако при определении температуры областей НИ по РРЛ также имеются свои трудности. Вторая трудность, выявившаяся уже в ранних наблюдениях РРЛ ( Челминг и Дэвис, 1970; Симпсон, 1973а; Шейвер, 1975), заключается в недооценке интенсивности линии из-за штарковского уширения, сдвигающего излучение линии от ядра к крыльям, которые сливаются с нижележащим континуумом. При разделении излучения спектральной линии и континуума ( см. (2.123)) может происходить отсечение вытянутых крыльев и занижение интегральной интенсивности линии относительно континуума. С повышением An и, соответственно, и увеличивалась доля интенсивности линии в отсекаемых крыльях, что было интерпретировано как уменьшение интенсивности из-за снижения роли частичного мазернозо эффекта. За истинную электронную температуру, принималась та, которая получалась из измерений линии с наибольшим значением An, считая, что мазерный эффект при этом минимален. [43]
В правой части соотношения (10.5) учтены всевозможные потери энергии единицей объема в единицу времени: 1) на ионизацию газа электронным ударом, 2) на рекомбинации, 3) на возбуждение атомов электронным ударом, 4) на излучение при свободно-свободных переходах и ( что существенно для разреженной межзвездной среды), 5) на излучение энергии в запрещенных линиях, т.е. на возбуждение метастабильных уровней. [44]
Страницы: 1 2 3 4