Главная » 2014»Июль»24 » Скачать Динамика газов в поле ионизирующего излучения. Краснобаев, Константин Васильевич бесплатно
22:38
Скачать Динамика газов в поле ионизирующего излучения. Краснобаев, Константин Васильевич бесплатно
Динамика газов в поле ионизирующего излучения
Диссертация
Автор: Краснобаев, Константин Васильевич
Название: Динамика газов в поле ионизирующего излучения
Справка: Краснобаев, Константин Васильевич. Динамика газов в поле ионизирующего излучения : диссертация доктора физико-математических наук : 01.02.05 Москва, 1983 195 c. : 71 85-1/85
Объем: 195 стр.
Информация: Москва, 1983
Содержание:
В в е д е н и е
Глава I, ИОНИЗАЦИЯ И НАГРЕВ ГАЗА, ОКРУЖАЮЩЕГО ИСТОЧНИК
НЕРАВНОВЕСНОГО ИЗЛУЧЕНИЯ II
§ IПеренос ионизирующего излучения в газе малой плотности II
§ 2 Ионизационная и тепловая структура газа, окружающего источник излучения
§ 3 Зона ионизации для источников с низкой температурой
Г л а в а II РАСПРОСТРАНЕНИЕ ВОЛН И ОБРАЗОВАНИЕ РАЗРЫВОВ В
ГАЗЕ,НАГРЕВАЕМОМ НЕРАВНОВЕСНЫМ ИЗЛУЧЕНИЕМ
§ 4 Распространение малых возмущений в излучающем
§ 5 Нелинейные волны
§ 6 Фронты ионизации,линейная теория устойчивости - фронтов
§ 7 Неустойчивость нестационарного ] - фронта в двумерном течении
§ 8 Нелинейные эффекты при развитии возмущений
Х- фронта
Г л а в а III УСТАНОВИВШЕЕСЯ СВЕРХЗВУКОВОЕ ОБТЕКАНИЕ
ИСТОЧНИКОВ ИЗЛУЧЕНИЯ
§ 9 Постановка задачи,классификация режимов обтекания
§ 10 Обтекание слабых источников излучения III
§ II Расчет обтекания рентгеновского источника звездным ветром
Г л а в а 1У НЕСТАЦИОНАРНЫЕ ЯВЛЕНИЯ ПРИ ПРОГРЕВЕ ГАЗА
ВНЕШНИМ ИЗЛУЧЕНИЕМ
§ 12 Прозрев покоящегося газа слабым пучком излучения; возникновение ударных волн малой интенсивности
§ 13 Эффекты установления течения при обтекании сильных источников излучения
Глава У ОСЕСШМЕТРШНОЕ ИСТЕЧЕНИЕ ГАЗА С ПОВЕРХНОСТИ,
НАГРЕВАЕМОЙ ВНЕШНИМ ИЗЛУЧЕНИЕМ
§ 14 Постановка з адачи, формулировка граничных условии
§ 15 Истечение газа из ядра кометы
§ 16 Определение контраста между свечением ядра кометы и окружающей его газо-пылевой оболочкой
3 а к л ю ч е н и е
Л и т е р а т у р а
Введение:
В настоящее время для решения целого ряца научных и научно-технических задач важное значение приобрели исследования газодинамических явлений,которые происходят при взаимодействии с веществом ионизирующего излучения,то есть излучения,энергия квантов которого превышает потенциал ионизации частиц газа.Так,например,влияние ионизирующего излучения на тепловое состояние и движения газа часто является определяющим в астрофизических приложениях и в физике мощных сверхвысокочастотных и оптических газовых разрядов.
Основное внимание в диссертации уделяется изучению движений межзвездного и околозвездного газа.Вместе с тем многие из полученных результатов носят достаточно общий характер и были применены автором для исследования процессов,протекающих в лабораторных установках.
Межзвездному газу отводится важная роль в космогонических теориях, его излучение в различных областях спектра поставляет информацию о процессах,происходящих в космосе [i - 4,118,119].
Присутствие межзвездного газа обнаруживается,например,по производимому им поглощению радиации звезд.Межзвездный газ наблюдается и в эмиссии.Примером областей особенно сильного излучения могут служить окрестности горячих звезд,где атомы наиболее распространенного химического элемента - водорода - нагреты и ионизованы ультрафиолетовой радиацией.Эти области принято называть зонами Н II или зонами Стремгрена (соответственно области нейтрального водорода называют зонами Н I).Источниками мощного рентгеновского излучения являются участки космического пространства,подвергшиеся воздействию вспышек сверхновых,а также компактные объекты (нейтронные звезды), на которые происходит аккреция околозвездного газа [4,5*] .
Поскольку на межзвездный газ оказывает сильное влияние радиация звезд,то его плотность,температура и состояние движения в значительной мере зависят от процессов образования и эволюции звезд. Следовательно,задавшись моделью эволюции звезды и учитывая конкретные механизмы взаимодействия излучения звезды с межзвездным газом, можно сопоставить наблюдаемые характеристики межзвездной среды с предсказываемыми теоретически и тем самым проверить справедливость той или иной модели.
Однако практическая реализация этого положения сталкивается с серьезными трудностями.Одна из них заключается в том,что поглощение и излучение квантов происходят в существенно неравновесных условиях,т.е. интенсивность радиации сильно отличается от функции Планка,соответствующей температуре среды,в которой распространяется излучение.
Так,в зонах Н II спектральный состав излучения соответствует температуре центральной звезды.В то же время плотность фотонов значительно меньше планковской (без учета поглощения она падает обратно пропорционально квадрату расстояния от источника).
В зонах Н I плотность излучения ещё более низкая,а радиационное поле определяется спектральными характеристиками большого числа звезд,находящихся на различных расстояниях друг от друга.Поэто-му частотный спектр и угловое распределение радиации в зонах Н IL" также далеки от соответствующих состоянию термодинамического равновесия.
В целом проблема взаимодействия неравновесного излучения с веществом включает в себя следующие задачи: I)определение сечений взаимодействия между частицами различных сортов (фотоны можно рассматривать как отдельную компоненту частиц); 2)расчет функций распределения и вывод макроскопических уравнений переноса, записанных через сечения взаимодействия или связанные с ними величины,такие как коэффициенты излучения,поглощения и т.д.; 3)решение макроскопических уравнений переноса для различных условий и нахождение общих свойств гидродинамических движений излучающего газа.
Первая задача относится к области атомной и молекулярной физики. Сечения существенных при расчете ионизации межзвездаого газа процессов фотоионизации и фоторекомбинации,ионизации и возбуждения электронным ударом приводятся многими авторами ?l,6 - 10J .Надежно определены сечения фотопроцессов и возбуждения уровней электронным ударом для водорода ?8,9j.C точностью до 40% известны сечения возбуждения электронным ударом метастабильных состояний ионов кислорода и азота [^8^Зависимость сечений фотоионизации от частоты для ряда ионов,играющих важную роль в охлаждении межзвездного газа,хорошо аппроксимируется степенными формулами Ситона [в].Точные значения коэффициентов фоторекомбинации многоэлектронных атомов отсутствуют. Однако имеющиеся экспериментальные данные ?*IlJ и результаты Ситона [V] ,полученные в приближении водородоподобности,отличаются не более чем в два-три раза.Поэтому формулы из [э] могут быть использованы (конечно,с некоторой ошибкой) в расчетах распределения элементов по стадиям ионизации,что важно при определении температуры околозвездного газа.
Общий подход к решению второй задачи заключается в следующем [l2-I6].Поведение многокомпонентного газа,состоящего из многих сортов частиц, описывается системой интегро-дифференциальных уравнений Болыщана для функций распределения частиц.Если в газе могут происходить неупругие процессы,связанные с возбуждением внутренних степеней свободы частиц,их диссоциацией,ионизацией и т.п.,то вводятся также функции распределения частиц,находящихся в различных квантовых состояниях.Используя методы кинетической теории газов,в принципе можно вывести замкнутую систему гидродинамических уравнений для плазмы с учетом физико-химических превращений.Тем не менее вычисления коэффициентов переноса в этом случае довольно сложны и в полном объеме не проведены до настоящего времени даже для водорода.
Однако в космических условиях часто функцию распределения частиц с отличной от нуля массой покоя можно считать максвелловской [i,17].Это обстоятельство упрощает задачу,так как не возникает необходимости в решении уравнения для функции распределения и коэффициенты излучения и поглощения оказываются зависящими только от температуры газа и концентраций нейтральной и заряженной компонент. Поскольку,однако,распределение атомов по состояниям в межзвездной среде не определяется формулой Болырана,то для вычисления концентрации частиц в данном состоянии следует обратиться к уравнениям кинетики,которые выражают баланс между возникновением и исчезновением частиц цри элементарных процессах возбуждения,ионизации,рекомбинации и т.д.
В целом система макроскопических уравнений,описывающих движение межзвездного газа,включает в себя уравнения неразрывности,движения и энергии для средней плотности § ,средней скорости V » температуры Т" ,уравнение переноса излучения и уравнения для изменения концентраций компонент ^^ ,дающих вклад в коэффициенты поглощения и излучения газа.
Если ограничиться простейшей ситуацией,когда температуры и скорости всех компонент равны,вязкость и теплопроводность несущественны и,кроме того,можно пренебречь радиационным давлением и эффектами нестационарности поля излучения,то в общем виде эта система
• 8 может быть записана так [ ? ] т/Т gCyZl + pdvY* -UivH; Нк» JJIy/v,W„; где р -давление газа; С -теплоемкость при постоянном объеме; I и >.
Н -плотность потока лучистой энергии; 3 -единичный вектор в направлении распространения фотонов; М -направляющие косинусы -6 ; Т
Заметим,что cUlf Н представляет собой разность между ежесекундно излучаемой и поглощаемой единицей объема газа энергией. Это обстоятельство ниже часто используется (например,чтобы принять во внимание высвечивание газа,нет необходимости решать уравнение переноса радиации-среда прозрачна для излучения и потери энергии получаются интегрированием S по углам и частотам в соответствующем участке спектра).
Основное внимание в настоящей диссертации уделяется третьей из указанных выше задач - развитию методики решения уравнений (#) и выявлению особенностей движения газа в поле ионизирующего излучения.
Диссертация состоит из пяти глав.
