Астронет > Дилюция излучения

Астронет: Н. Г. Бочкарев, "Физика Космоса", 1986 Дилюция излучения
http://variable-stars.ru/db/msg/1189381

Дилюция излучения

- ослабление излучения. Характеризуется коэфф. дилюции W, показывающим, какую долю составляет плотность энергии $\rho_\nu$ излучения с частотой $\nu$ в рассматриваемой точке пространства от значения термодинамически равновесной плотности энергии излучения $\rho_\nu^*$ при темп-ре источника излучения ( $\rho_\nu^*$ определяется Планка законом излучения). Т.о., коэфф. дилюции $W=\rho_\nu/\rho_\nu^*$ . Плотность энергии излучения $\rho_\nu$ есть количество энергии эл.-магн. излучения в единичном интервале частот вблизи частоты $\nu$ и в единичном элементе объёма. Она определяется интенсивностью $I_\nu$ излучения, приходящего в рассматриваемый элемент объёма со всех сторон:
$\rho_\nu={1\over c}\int I_\nu\;d\Omega$ ,
где $d\Omega$ - элемент телесного угла.

Внутри звезды в любую точку со всех сторон приходит излучение, приближённо характеризуемое законом Планка. Поэтому там W=1. В атмосфере звезды, куда такое излучение приходит лишь из полупространства, $W\approx 1/2$ . С удалением от звезды в среде, прозрачной для излучения на рассматриваемой частоте, W меняется как $\Omega/4\pi$ , где $\Omega$ - телесный угол, под к-рым виден диск звезды из данной точки пространства. Спектр излучения примерно соответствует закону излучения Планка, а количество фотонов в W раз меньше, чем следует из этого закона, т.е. излучение как бы ослаблено в W раз. Коэфф. дилюции
$W={1\over 2}\;\left( 1-\sqrt{1-\left({r^*\over r} \right)^2}\right)$ .
При $r\gg r^* \quad W={1\over 4}\;\left({r^*\over r} \right)^2$ , где r* - радиус звезды, r - расстояние от центра звезды до данной точки.

В средах, ионизуемых излучением со спектром, близким к планковскому, напр. в планетарных туманностях, зонах HII, и для ряда элементов (С, Si, S, Fe и др.) в областях HI межзвёздной среды от Д. и. зависит ионизационное равновесие вещества. При этом ионизация оказывается намного ниже, чем следует из Саха формулы, поскольку для учёта Д. и. правую часть её следует умножить на W. Типичные значения W в указанных объектах ~ 10^-12-10^-16.

Лит.:
Соболев В.В., Курс теоретической астрофизики, 2 изд., М., 1975.

(Н.Г. Бочкарёв)

Н. Г. Бочкарев, "Физика Космоса", 1986
Глоссарий Astronet.ru