天體光譜學(xué)

前言

　　從1998年到2003年，我在倫敦大學(xué)學(xué)院（University College London，UCL）連續(xù)給三年級(jí)學(xué)生上《天體光譜學(xué)》這門課，本書就是緊接著講稿出版的。參加聽課的學(xué)生，事先已經(jīng)讀過量子力學(xué)的初級(jí)課程，亦即粗曉氫原子，但沒有原子物理或光譜學(xué)的更多知識(shí)。本書就是在這種水平的預(yù)備知識(shí)的前提下展開的?！　]有許多人的幫助，本書是根本難以完成的。首先我要感謝Bill Somerville，是他率先開設(shè)了《天體光譜學(xué)》這門課，并且在我之前已經(jīng)教了兩年。他毫無(wú)私心地把他的講稿和其他資料都交給了我。我同樣應(yīng)當(dāng)感謝Ceinwen Sanderson，是他幫助我把手稿長(zhǎng)卷轉(zhuǎn)成LATEX文本。我還對(duì)同事TonyLynasˉGray，Bill Somerville，Peter Storey以及JeremyYates等表示感謝，因?yàn)樗麄儗?duì)本書的初稿作了廣泛的評(píng)說。我還要對(duì)我的研究生Bob Barber和Natasha Doss表示衷心的謝意，他們幫助我驗(yàn)算了全部習(xí)題并糾正了許多差錯(cuò)。凡是參與過有益訂正的人我都表示感謝，書中遺留的任何差錯(cuò)都?xì)w我本人?！　∥彝瑯右兄x參加《天體光譜學(xué)》聽課的學(xué)生，給他們上課十分有趣，不僅僅是因?yàn)槟馨烟祗w物理學(xué)的最新進(jìn)展隨時(shí)直接融入講課之中，更因?yàn)?003級(jí)學(xué)生還對(duì)本書的內(nèi)容作了許多有益的評(píng)論和建議?！　∮嘘P(guān)光譜學(xué)的圖書都需要好的插圖來烘托，我也厚著臉皮從文獻(xiàn)和其他圖譜資料中尋找到了本書的插圖。我要感謝X iaowei Liu，他幫我把許多出版了的圖譜數(shù)字化。我的學(xué)生Iryna Rozum，我的兒子Matthew，尤其是David Rage，他們幫助我完成了其他的插圖。我還要對(duì)雜志社和論文的作者表示感謝，他們毫不猶豫地答應(yīng)我引用作品，尤其是允許引用其插圖，在本書的插圖說明中，我對(duì)每份雜志，每一個(gè)作者都一一注明并給予致謝。　　最后，我還要對(duì)UCL的天文學(xué)家們，不管現(xiàn)在的還是過去的，表示衷心的感謝，因?yàn)樗麄兡托亩翢o(wú)保留地回答了我向他們請(qǐng)教的很多天體物理問題。其中最突出的是Pete Storey和M ike Barlow，還有午餐俱樂部的其他成員，我都不能忘懷。如果沒有你們，我的天文學(xué)知識(shí)只可能停留在我來到UCL之前的無(wú)知的水平上。

內(nèi)容概要

人類所知的關(guān)于宇宙的幾乎全部知識(shí)都是通過對(duì)來自天體的光的研究獲得的。要了解這類光的信息，首先需要借助望遠(yuǎn)鏡把光分解為不同的原色，同時(shí)還要知道原子分子的量子力學(xué)的詳細(xì)知識(shí)，本書就是根據(jù)作者在倫敦大學(xué)學(xué)院（University College London）給學(xué)生講授《天體光譜學(xué)》的講稿基礎(chǔ)上寫成的。全書著重描述理解、解釋天體光譜所必需的原子物理和分子物理基礎(chǔ)知識(shí)。全書共10章，分別講述天體光譜的記錄、譜項(xiàng)的性質(zhì)、原子氫、復(fù)雜原子、氦光譜、堿金屬原子、星云的光譜、X射線譜、分子結(jié)構(gòu)、分子光譜等。各章都有習(xí)題，書后附有習(xí)題解答。這是近年來出版的唯一一本兼顧天體物理研究和原子分子物理結(jié)構(gòu)研究的教科書，不但適宜于高年級(jí)大學(xué)生和研究生用作教材，書中所列的大量文獻(xiàn)也有利于相關(guān)專業(yè)的專家開展進(jìn)一步的研究工作。

作者簡(jiǎn)介

Jonathan Tennyson
   倫敦大學(xué)學(xué)院（University College London，UCL）教授，物理和天文系主任。1977年獲劍橋King s College自然科學(xué)學(xué)士學(xué)位，1980年在導(dǎo)師John Murrel指導(dǎo)下，取得Sussex大學(xué)的理論化學(xué)（電子結(jié)構(gòu)計(jì)算）博士學(xué)位。1980年至1982年，以皇家學(xué)會(huì)西歐交流會(huì)員

書籍目錄

Preface1. Why Record Spectra of Astronomical Objects?  1.1 A Historical Introduction  1.2 What One Can Learn from Studying Spectra2. The Nature of Spectra   2.1 Transitions   2.2 Absorption and Emission   2.3 Other Measures of Transition Probabilities   2.4 Stimulated Emission   2.5 Optical Depth   2.6 Critical Density   2.7 Wavelength or Frequency?   2.8 The Electromagnetic Spectrum 3. Atomic Hydrogen   3.1 Overview   3.2 The Schrodinger Equation of Hydrogen-Like Atoms   3.3 Reduced Mass   3.4 Atomic Units   3.5 Wavefunctions for Hydrogen   3.6 Energy Levels and Quantum Numbers   3.7 H-Atom Discrete Spectra   3.8 H-Atom Spectra in Different Locations  3.9 H-Atom Continuum Spectra  3.10 Radio Recombination Lines  3.11 Radio Recombination Lines for Other Atoms  3.12 Angular Momentum Coupling in the Hydrogen Atom  3.13 The Fine Structure of Hydrogen  3.14 Hyperfine Structure in the H Atom  3.15 Allowed Transitions  3.16 Hydrogen in Nebulae4. Complex Atoms   4.1 General Considerations   4.2 Central Field Model   4.3 Indistinguishable Particles   4.4 Electron Configurations   4.5 The Periodic Table   4.6 Ions   4.7 Angular Momentum in Complex Atoms   4.8 Spectroscopic Notation   4.9 Parity of the Wavefunction   4.10 Terms and Levels in Complex Atoms 5. Helium Spectra   5.1 He I and He II Spectra   5.2 Selection Rules for Complex Atoms   5.3 Observing Forbidden Lines   5.4 Grotrian Diagrams   5.5 Potential Felt by Electrons in Complex Atoms   5 6 Emissions of Helium-Like Ions 6. Alkali Atoms  6.1 Sodium   6.2 Spin-Orbit Interactions   6.3 Fine Structure Transitions   6.4 Astronomical Sodium Spectra   6.5 Other Alkali Metal-Like Spectra 7. Spectra of Nebulae   7.1 Nebulium   7.2 The BowenMechanism   7.3 Two Valence Electrons   7.4 Autoionisation and Recombination 8. X-Ray Spectra   8.1 The Solar Corona  8.2 Isotope Effects 9. Molecular Structure  9.1 The Born-Oppenheimer Approximation   9.2 Electronic Structure of Diatomics   9.3 Schrodinger Equation   9.4 Fractionation   9.5 Vibration-Rotation Energy Levels   9.6 Temperature Effects 10. Molecular Spectra   10.1 Selection Rules: Pure Rotational Transitions   10.2 Vibrational Transitions   10.3 Electronic Transitions   10.4 Non-1Σ Electronic States   10.5 Maser Emissions Solutions to Model ProblemsFurther Reading and BibliographyIndex

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