ТЕПЛОВОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ

Тепловое излучение - эл.-магн. излучение, генерируемое за счет энергии теплового движения частиц излучающего тела. Т.и. тел удовлетворяет осн. закону Кирхгофа - отношение излучающей способности тела к его поглощающей способности есть универсальная функция температуры, не зависящая от физ. и геометрич. структуры тела. Т.и. в основном генерируется электронами. Характерной особенностью Т.и. явл. экспоненциальный спад интенсивности на больших частотах : . (1) Чернотельное излучение. Важным частным случаем Т.и. явл. излучение абсолютно черного тела (чернотельное излучение), для к-рого коэфф. поглощения на всех частотах. Интенсивность такого излучения определяется Планка законом излучения: . (2) При это выражение переходит в ф-лу Вина: , а при - в Рэлея-Джинса закон излучения. Если коэфф. поглощения тела , но не зависит от частоты, то интенсивность излучения равна , где постоянная a . Этот случай наз. излучение серого тела. Если источником излучения явл. плазма, в к-рой электроны и тяжелые частицы (атомы, ионы) характеризуются различной температурой, то в ф-ле (2) под T надо понимать электронную температуру. В случае неоднородного источника выходящее из него излучение явл. интегралом (суммой) по областям с различными темп-рами. Обычно в узкой спектральной области такое излучение можно описать ф-лой (2) с некоторой эффективной темп-рой. Спектр чернотельного излучения не зависит от хим. состава тела и от природы физ. процессов в ищлучающем объеме. Более того, это излучение зависит не от объема тела, а лишь от величины его поверхности. Чернотельное излучение имеет место при термодинамическом равновесии излучения с веществом. Для равновесия необходимо, чтобы полная система - вещество и излучение - была замкнута, т.е. выход излучения должен составлять пренебрежимо малую часть от его количества в объеме системы. Это возможно лишь в том случае, когда фотон успевает многократно поглотится и переизлучитсья, прежде чем достигнет поверхности тела, т.е. на любой частоте . Здесь l - характерный размер тела, - коэфф. поглощения на ед. длины; величина наз. оптич. глубиной (оптической толщей) тела (на частоте ). Поскольку пропорционален плотности или квадрату плотности, условие выполняется при очень больших плотностях или размерах излучающих тел. Спектр Т.и. даже однородного оптически толстого () слоя плазмы может существенно отличатсья от чернотельного, если в переносе излучения существенную роль играет рассеяние излучения, т.к. в этом случае фотонам с разной энергией соответствует разная вероятность выхода из слоя. Излучение оптически тонкой плазмы (). Другим предельным случаем Т.и. явл. излучение плазмы, вещещство к-рой находится прибл. в термодинамич. равновесии, но излучение свободно из нее выходит. Это соответствует оптически тонкой () плазме в локальном термодинамич. равновесии (ЛТР). В отличие от чернотельного излучения интенсивность и спектр излучения оптически тонкой плазмы существенным образом зависит от ее состава и ионизац. состояния, а также от вероятностей (сечений) конкретных процессов генерации излучения. При ЛТР распределение электронов и др. частиц описывается Максвелла распределением , а распределение атомов и ионов по возбужденным состояниям икратностям ионизации - Больцмана распределением и Саха формулой. Т.и. помимо непрерывного спектра включает спектральные линии (см. также Линейчатое излучение). Общим св-вом любого механизма Т.и. явл. экспоненциальный спад на больших частотах (ф-ла 1). Однако множитель перед экспонентой для различных механизмов существенно различен. Непрерывный спектр Т.и. оптически тонкой горячей плазмы обусловлен гл. обр. тормозным излучением и фоторекомбинацией (см. Рекомбинация) электронов на положит. ионах. В холодной плазме при kT <0,5 эВ играют роль тормозное излучение на нейтральных атомах и отрицат. ионах и фотозахват электрона с образованием отриц. иона. Для оценки интенсивности непрерывного излучения электронов в поле положит. ионов часто используется т.н. приближение Крамерса, в к-ром поле иона предполагается чисто кулоновским (т.е. полем точечного заряда), а задача об излучении решается методом классич. электродинамики с использованием принципа соответствия. В приближении Крамерса электрон с энергией E в поле иона испускает излучение (в интервале энергий фотонов от 0 до E), интенсивность к-рого не зависит от частоты. С учетом максвелловского распределения по энергиям интенсивность тормозного излучения на ионах с зарядом Z из ед. объема плазмы с темп-рой T в интервале 1 Гц и ед. телесного угла: , , (3) где - первый боровский радиус, эВ - энергия ионизации атома водорода (постоянная Ридберга), - постоянная тонкой структуры. При фоторекомбинации на n-й уровень положительного иона испускается фотон с энергией , где - энергия уровня (отсчитанная от границы ионизации). При \nu_n$" align="absmiddle" width="46" height="13" > интенсивность убывает как . Т.о., спектр рекомбинац. излучения представляет собой совокупность "зубцов", каждый из к-рых имеет резкий край и примыкает к границе соответствующей спектральной серии линейчатого спектра. Вероятность рекомбинации на n-й уровень (т.е. высота зубца) с ростом n убывает (~ 1/n), зубцы сгущаются и, наконец, сливаются. Суммарная интенсивность тормозного и рекомбинац. излучения электронов с темп-рой T на ионах с зарядом Z в приближении Крамерса дается ф-лой: . (4) Здесь сумма берется по уровням n иона с зарядом Z-1, для к-рых ; фактор Q=1 для возбужденных уровней и для осн. состояния атомов с одним электроном на незаполненной оболочке, а для остальных зависит от числа электронов и электронной конфигурации. При в начинает давать вклад новый уровень - появляется зубец, высота к-рого . С ростом темп-ры зубцы сглаживаются и, вообще, роль рекомбинац. излучения падает. Но при этом может "включаться" рекомбинация на ионы с более высоким значением Z. В космич. плазме непрерывный спектр включает тормозное и рекомбинац. излучение на ионах различных элементов. Тормозное излучение связано только с ионами H+ и He2+, вклад более тяжелых элементов мал. Рекомбинац. излучение на тяжелых элементах может быть существенным, если kTZ,a, где IZ,a - энергия ионизации иона Z элемента a. К Т.и. оптически тонкой плазмы в ЛТР относятся оптич. излучение и радиоизлучение корон Солнца и звезд, межзвездного газа в областях HI и HII, поскольку оно обусловлено тепловыми электронами. Излучение оптически толстой плазмы ( 1$" align="absmiddle" width="38" height="12" >). С увеличением оптич. толщи излучающего объема происходит переход от излучения оптически тонкой плазмы в ЛТР к чернотельному излучению. При этом происходит своего рода насыщение. Интенсивность излучения при 1$" align="absmiddle" width="38" height="12" > перестает расти с увеличением плотности и объема V (для оптически тонкой плазмы интенсивность непрерывного спектра пропорциональна , где Ne - концентрация электронов). Этот переход происходит неравномерно по спектру. Коэфф. поглощения в линиях намного больше, чем в непрерывном спектре, так что переход к чернотельному излучению начинается в линиях. Когда оптич. толща в центре линии достигает 1, интенсивность в этой точке спектра становится близкой к чернотельной при данной темп-ре. При дальнейшем росте интенсивность в центре линии практически не меняется, но линия становится шире (см. Кривая роста). Когда оптич. толща в континууме приближается к 1, уже настолько велика, что линия практически сливается с континуумом. При 1$" align="absmiddle" width="42" height="15" > излучение во всем спектре становится чернотельным. В реальных условиях, если оптич. толща , излучение выходит из слоя, оптич. глубина к-рого . Характеристики излучения (напр., эффективная темп-ра) являются нек-рым средним по слою. При этом геометрич. толщина слоя оказывается существенно больше для непрерывного спектра, чем для линий. Другими словами, излучение в непрерывном спектре выходит из б'ольших глубин и соответствует большей эффективной темп-ре, чем в линии. В недрах звезд вещество и излучение находятся практически в термодинамическом равновесии, т.к. отток энергии наружу мал по сравнению с полным количеством лучистой энергии, испускаемой и поглощаемой веществом звезды. Во внеш. слоях выход излучения становится существенным. Излучение, выходящее из слоя , фактически не явл. чернотельным, но в первом приближении можно полагать const, т.е. оно представляет собой излучение серого тела с нек-рой эффективной темп-рой. Во многих астрофизических объектах первостепенную роль играют механизмы нетеплового излучения, в частности синхротронное излучение и обратный эффект Комптона (см. Комптоновское рассеяние). (Л.А. Вайнштейн, С.А. Каплан)