КАЗАНСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ

"УТВЕРЖДАЮ"

Проректор по учебной работе

_ В.С.Бухмин

ПРОГРАММА ДИСЦИПЛИНЫ

ОБЩАЯ АСТРОФИЗИКА 2: ТЕОРЕТИЧЕСКАЯ АСТРОФИЗИКА

Цикл - СД.7

Специальность: 010900 - Астрономия Принята на заседании кафедры кафедра астрономии и космической геодезии (протокол № 1 от "2 " сентября 2008 г.) Заведующий кафедрой (Сахибуллин Н.А.) Утверждена Учебно-методической.комиссией физического факультета КГУ (протокол № 4 от " 21" сентября 2009 г.) Председатель комиссии (Д.А.Таюрский ) Рабочая программа дисциплины ОБЩАЯ АСТРОФИЗИКА. ТЕОРЕТИЧЕСКАЯ

АСТРОФИЗИКА

Предназначена для студентов 4 курса, по специальности: Астрономия - АВТОР: проф.Сахибуллин Н.А., доц.Шиманский В.В.

КРАТКАЯ АННОТАЦИЯ: Программа содержит перечень основных положений о сведениях из теории образования спектров небесных тел (звезд), изложение теоретических основ тех методов, которые используются в астрофизике при определении фундаментальных характеристик небесных тел.

1. Требования к уровню подготовки студента, завершившего изучение дисциплины Общая астрофизика. Теоретическая астрофизика:

Студенты, завершившие изучение данной дисциплины должны:

- знать теорию образования непрерывного и линейчатого спектра звезд;

- знать методы определения физических условий на поверхности звезд.

- уметь решать уравнение переноса в простейших случаях, анализировать результаты и делать выводы.

2. Объем дисциплины и виды учебной работы (в часах).

Форма обучения очная очная, заочная, вечерняя Количество семестров: Форма контроля: 7, 8 - экзамен № Количество часов Виды учебных занятий п/п 7 1. Всего часов по дисциплине 140 2. Самостоятельная работа 50 3. Аудиторных занятий 90 в том числе лекций 72 семинарских (или 18 лабораторно-практических) 3. Содержание дисциплины.

3.1. ТРЕБОВАНИЯ ГОСУДАРСТВЕННОГО ОБРАЗОВАТЕЛЬНОГО

СТАНДАРТА К ОБЯЗАТЕЛЬНОМУ МИНИМУМУ СОДЕРЖАНИЯ

ПРОГРАММЫ

Наименование дисциплины и ее основные Всего Индекс часов разделы Общая астрофизика. Элементарные процессы, СД.8 ответственные за образование непрерывного спектра и эмисcионных линий. Функция Планка, предельные случаи. Локальное термодинамическое равновесие.

Звездные атмосферы. Уравнение гидродинамического равновесия и лучистого переноса (дифференциальная форма). Излучение фотосферы, хромосферы, короны. Основные источники излучения (поглощения) в непрерывном спектре для звезд различных спектральных классов.

Изменение коэффициента поглощения с длиной волны и "скачки" в непрерывном спектре.

Образование абсорбционных линий. Факторы, определяющие вид абсорбционного спектра.

Спектры звезд различных классов.

3.2. СОДЕРЖАНИЕ РАЗДЕЛОВ ДИСЦИПЛИНЫ

п/п Ч.1.Звездные атмосферы.

1 Механизм переноса энергии в атмосферах звезд. 12 Характеристики поля излучения. Взаимодействие излучения и вещества. Коэффициенты поглощения и излучения. Истинное поглощение и рассеяние.

Уравнение переноса. Функция источника. Условие лучистого равновесия. Понятие о ЛТР. Формулы Больцмана, Саха, Максвелла. Функция Планка.

2 Теория лучистого равновесия для коэффициента поглощения, не зависящего от частоты:

распределение температуры в фотосфере с глубиной, закон потемнения диска звезды к краю, непрерывный спектр.

3 Коэффициенты непрерывного поглощения. 6 Коэффициент поглощения для водородоподобных атомов: фотоионизация, учет вынужденного излучения, свободно-свободные перехо-ды. Другие источники поглощения: неводородоподобные атомы, отрицательные ионы водорода, рассеяние излучения свободными электронами. Источники поглощения излучения в фотосферах звезд различных спектральных классов.

4 Основные принципы расчетов моделей звездных 6 фотосфер. Использование моделей фотосфер для интерпретации непрерывных спектров звезд, скачки в излучении, градиенты.

5 Некоторые общие решения проблемы лучистого 4 равновесия и строения фотосфер звезд различных спектральных классов: методы последовательных приближений Стремгрена, Унзольда. Современное состояние теории звездных фотосфер. Итоги применения к Солнцу, к звездам спектральных классов, близких к солнечному, к горячим звездам классов О и В.

6 Механизм образования линий в спектрах звезд: 10 истинное поглощение и рассеяние. Вероятности переходов между уровнями атома. Решение уравнения переноса для линии в случае когерентного рассеяния. Вывод уравнения переноса с учетом процессов рассеяния и истинного поглощения. Решение уравнения переноса для частот внутри линии поглощения:

а) для модели Милна-Эддингтона, б) численное интегрирование.

7 Коэффициенты селективного поглощения. 4 Затухание вследствие излучения, совместное действие затухания и движения атомов. Эффекты давления: статистическое уширение линий и уширение вследствие столкновений.

8 Элементарная теория контуров спектральных 4 линий, элементарная теория кривых роста. Методы построения кривых роста по наблюдениям. Кривые роста для модели Милна-Эддингтона. Сравнение различных моделей. Турбулентные скорости в атмосферах звезд.

спектрах Солнца и звезд. Изменение контуров линий от центра к краю диска. Учет некогерентности процессов рассеяния, центральные остаточные интенсивности. Линии металлов и турбулентность, бальмеровская серия, определение ускорения силы тяжести по линиям бальмеровской серии. Линии гелия. Искажение контуров вращением звезд, звезды с магнитным полем.

10 Методы изучения химсостава звезд. Применение элементарной теории кривых роста, уточненные методы изучения химического состава звезд.

Результаты изучения химсостава звезд.

11 Современное состояние теории образования линий. Не-ЛТР подход к теории образований линий.

Ч.2. Физика межзвездной среды 1 Компоненты межзвездной среды. Космические лучи: распределение по энергиям и направлениям.

Магнитное поле Галактики.

идеальности газа. Распределение частиц по скоростям: времена установления максвелловского распределения и релаксации кинети-ческой температуры. Характеристики межзвездного поля излучения. Теорема Росселанда. Уравнения стационарности для населенностей уровней 3 Степень ионизации атомов в межзвездной среде: 3 влияние ближайшей звезды. Зоны HII и HI Механизмы свечения: рекомбинационный, ударного возбуждения. Необходимые условия свечения в запрещенных линиях стационарности, интенсивности линий, мера эмиссии, бальмеровский декремент. Возбуждение уровней атомов HI с i>40 в зоне HII. Условия, необходимые для мазерного усиления рекомбинационных линий HI 6 Запрещенные линии. Уравнения стационарности, интенсивности линий. Определение Te и Ne по запрещенным линиям.

7 Тепловое состояни зон HII. Функции нагрева и охлаждения 8 Методы определения температуры возбуждающей 2 звезды: методы Занстра I и II рекомбинационное излучение. Двухквантовое излучение. Распределение энергии в радиодиапазоне. Определение $n_e$ по частоте перегиба спектра.

10 Роль динамических процессов в межзвездной среде. Уравнения газовой динамики. Упругие волны в газе. Скорость звука.

11 Плоское адиабатическое расширение газа в пустоту. Инварианты Римана.

12 Стационарные ударные волны. Адиабата Гюгонио. Физические условия за фронтом сильной ударной волны. Структура фронта ударной волны, распространяющейся в нейтральном газе, в полностью ионизованном и в газе с ионизацией за фронтом волны "Вмороженность" магнитного поля.

Магнитогидродинамические и магнитозвуковые волны. Свойства альвеновских волн.

14 Ударные волны при наличии магнитного поля. Влияние магнитного поля на сжатие газа за фронтом волны. Сильные волны и слабые газомагнитные разрывы 15 Понятие об автомодельных задачах. Необходимые и 2 достаточные условия автомодельности движения.

Задача о вспышке сверхновой. Эволюция оболочки сверхновой звезды. Адиабатическая стадия 16 Гравитационная неустойчивость. Тепловая неустойчивость Ионизационное равновесие. Фотоионизация тяжелых атомов, ионизация космическими лучами, реакции перезарядки. Определение Ne по дисперсии сигналов от пульсаров. Измерение напряженности магнитного поля по фарадеевскому вращению плоскости поляризации.

18 Механизмы образования и диссоциации молекул в м/з среде. Систематика энергетических состояний молекул. Образование распространенных молекул.

19 Линии поглощения межзвездной среды. Теоретическая кривая роста. Метод дублетов.

Определение лучевой концентрации поглощающих атомов, температур и дисперсии скоростей облаков 20 Линия HI 21 см. Интенсивность линии в эмиссии и в поглощении. Определение концентрации водорода в Галактике и температуры облаков нейтрального водорода.

температурами возбуждения, излучения и кинетической. Определение температур молекулярных облаков и концентрации молекул.

Межзвездные мазеры. Механизмы накачки.

Ненасыщенный и насыщенный мазеры.

22 Тепловое состояние областей HI. Источники нагрева и охлаждения. Стационарная двухфазная модель межзвездной среды.

ОСНОВНАЯ ЛИТЕРАТУРА

1. Соболев В.В. Курс теоретической астрофизики. Изд.1, 1967; Изд.2, 1985, М.: Наука 2. Михалас Д. Звездные атмосферы. т.1 и 2, 1980, М.: Мир 4. Мартынов Д.Я., Липунов В.М. Сборник задач по астрофизике. 1986, М.: Наука 5. Машонкина Л.И. Методическое пособие "Задачи по теоретической астрофизике", Казань, рукопись, 2000.

ДОПОЛНИТЕЛЬНАЯ ЛИТЕРАТУРА

1) Аллен К.У. Астрофизические величины. 1978, М.: Мир 2)Грей Д. Наблюдения и анализ звездных атмосфер. М.: Мир, Теоретическая астрофизика: ч. 1. «Звездные атмосферы»

БИЛЕТЫ К ЭКЗАМЕНАМ

1. Классификация элементарных процессов в плазме.

2. Вывод уравнения переноса для двухуровенного атома с учетом истинного поглощения-излучения и когерентного рассеяния.

3. Характеристики поля излучения.

4. Теоретическая кривая роста для чистого рассеяния в модели Шварцшильда-Шустера.

5. Процессы истинного поглощения и рассеяния. Коэффициенты поглощения и излучения. Оптическая толщина.

6. Линии поглощения при ЛТР (модель Милна-Эддингтона).

7. Уравнение переноса. Функция источников. Граничные условия для уравнения переноса.

8. Лоренцевский, доплеровский и фойгтовский профили спектральной линии.

9. Формальное решение уравнения переноса.

10. Построение эмпирической кривой роста. Определение физических условий в звездных атмосферах.

11. Уравнение лучистого равновесия и следствие из него.

12. Линии поглощения при когерентном рассеянии (модель Милна-Эддингтона).

13. Теория серых атмосфер. Постановка задачи.

14. Зависимость спектра от ускорения силы тяжести.

15. Метод Шварцшильда-Шустера решения уравнения переноса.

16. Определение химсостава методом моделей атмосфер.

17. Метод Эддингтона решения уравнения переноса.

18. Линейный эффект Штарка (с конспектами).

19. Интегральное уравнение Милна.

20. Зависимость спектра от Tэфф.

21. Гипотеза ЛТР. Поле излучения при ЛТР.

22. Определение v sin i.

23. Метод Чандрасекара решения уравнения переноса.

24. Интегральный коэффициент поглощения в линии. Вывод формулы.

25. Механизмы поглощения и излучения в непрерывном спектре. Источники непрозрачности в непрерывном спектре в звездных атмосферах.

26. Некогерентное рассеяние.

27. Модели атмосфер. Основные предположения. Методика построения.

28. Методы определения log g.

29. Формирование спектральной линии при отказе от ЛТР. Постановка задачи.

30. Методы определения Tэфф.

Теоретическая астрофизика. Ч.2. Физика межзвездной среды

ВОПРОСЫ

1. Что такое фактор дилюции? Поясните утверждение: «поле излучения в межзвездной среде сильно отклоняется от равновесного».

2. Механизмы ионизации атомов в межзвездной среде: в планетарных туманностях, в корональном газе, в межоблачной среде, в облаках HI, в молекулярных облаках.

3. Какие процессы обеспечивают ионизационное равновесие H в зонах HII, в корональном газе, в межоблачной среде, в облаках HI?

4. От чего зависят размеры зон Стремгрена?

5. Как образуются рекомбинационные линии? У каких атомов наблюдаются рекомбинационные линии?

6. Механизмы свечения планетарных туманностей в визуальной части спектра.

7. Как образуются запрещенные линии? Необходимые условия свечения зоны HII в запрещенных линиях.

8. Источники нагрева и охлаждения зон HII.

9. Как изменится Te в зоне HII, если увеличить:

концентрацию частиц, концентрацию тяжелых атомов?

10. Изображения близкой и яркой ПТ в лучах Н, 4686 HeII, (N1 + N2) O III имеют разные размеры. Объяснить почему.

11. Как определяются Te в зонах HII? Какие должны быть выполнены наблюдения?

12. Как определяются Ne в зонах HII? Какие наблюдения необходимы для этого?

13. Механизмы образования непрерывного спектра в зонах HII.

14. Можно ли наблюдать распространение ударной волны в межзвездной среде? При каких условиях?

15. Каков источник энергии, высвечиваемой за фронтом ударной волны? Каким образом высвечивание влияет на условия за фронтом волны?

16. Чем отличается ударная волна, распространяющаяся в нейтральном газе от ударной волны в полностью ионизованном газе?

17. В каких случаях возникают альвеновские волны? Каковы свойства этих волн?

18. Каким образом магнитное поле влияет на прохождение ударной волны (фронт параллелен H), если:

сильная волна, слабый газомагнитный разрыв?

19. Что такое автомодельные движения? Необходимые и достаточные условия автомодельности движения.

20. С газодинамической точки зрения, чем отличается задача о вспышке сверхновой от задачи о звездном ветре?

21. Каковы методы определения Ne, N(H) в межоблачной среде?

22. Механизмы образования и диссоциации молекул в межзвездной среде.

23. Как определяют Te в облаках HI?

24. При каких условиях 21 см HI наблюдается в эмиссии и в поглощении?

25. Необходимые условия мазерного усиления спектральной линии.

26. Источники нагрева и охлаждения областей HI.

27. Стационарная двухфазная модель межзвездной среды.

28. Источники поглощения энергии в непрерывном спектре в областях HI.

29. Каковы наблюдательные проявления вспышки SN на разных стадиях? (Не учитывать магнитное поле звезды и выброс КЛ) 30. Для чего используются методы Занстра (1-й и 2-й)? В чем их суть?