Плотность светимости газа

Существенная селективность излучения газовых сред требует специальных методов ее описания. Спектральная плотность светимости газа в одной спектральной линии [11] [c.44]

В фотосферах практически всегда абсолютно доминирует радиац. перенос энергии. Его эффективность определяется коэф. непрозрачности (суммой коэф. поглощения и рассеяния) атмосферы, зависящим для фотонов каждой частоты от хим. состава, темп-ры и плотности газа. Последние зависят от и ускорения силы тяжести g в 3. а. Величины л g вместе с составом 3. а. являются гл. параметрами, определяющими свойства фотосфер. Это обстоятельство находит отражение в возможности использовать двумерную классификацию звёзд по спектральным классам, связанным с эффективными температурами звёзд, и светимости классам (разные g), а также деление звёзд на звёздные населения, различающиеся относительным содержанием (по отношению к водороду и гелию) тяжёлых элементов (углерода и др. см. Галактика]. [c.62]

Конечные стадии эволюции звезд [33]. Конечное состояние звезды после истощения ядерного топлива и сброса массы в ходе эволюции либо при вспышке сверхновой зависит от массы коллапсирующего остатка. Белые карлики представляют собой звезды, в котоЛ рых сила тяжести уравновешивается давлением вырожденного электронного газа. Их излучение обеспечивается тепловой энергией, запасенной в их недрах. Масса белого карлика не может превысить значение (предел Чандрасекара) Л1=1,46 (2/р.) Mq, где M. = A/Z — молекулярная масса на электрон (для элементов в интервале Не—Fe р, = 2). Радиусы белых карликов составляют 10 —г10 м (рис. 45.22), светимости — (10-2—10- ) Z/0, центральные плотности — порядка 10 кг/м . Зеемановское расщепление линий свидетельствует о наличии у ряда белых карликов магнитных полей с В=102ч-103 Тл. [c.1212]

Как уже указывалось выше, важными факторами, определяющими светимость, а следовательно, и эмиссионные свойства светящегося пламени, являются род топлива и избыток воздуха. Первая попытка установления влияния этих факторов на коэффициент ослабления лучей была предпринята в работах Саке Яги [Л. 132] и Саке Яги и Сироко Каваи [Л. 133]. Влияние содержания углерода в топливе на сажеобразование оценивалось по изменению оптической плотности пламени светильного газа вследствие добавления к нему различных количеств ацетилена и бензола. Было установлено, что концентрация сажистых частиц в пламени пропорциональна весовому содержанию углерода в единице объема газообразного топлива. Увеличение избытка воздуха снижает концентрацию сажистых частиц в пламени. [c.220]

Поток излучения от аккрецирующего газа взаимодействует с потоком падающего вещества и замед.тгяет его скорость. Когда радиац. сила становится порядка силы притяжения Fq, происходит резкая перестройка аккреционного потока скорость его падения замедляется, а плотность увеличивается. Светимость, [c.33]

ТУМАННОСТИ галактические — протяженные облака разреженного газа, обычно с примесью пылевых частиц, в межзвездном пространстве. И л а-н е т а р II ы е Т. — сравнит, правильные (размера 0,01—0,1 парсека) образования, в центре к-рых небольшая Н = 10 —10 км) очень горячая Т = 50 000—100 000°) звезда. Состав по массе П — ок. 60%, Ие — ок. 40%, С, X, О и др. — ок. 1,5Ч о. Общая масса туманности 0,01—0,1 массы Солнца, концентрация газа 10 —10 частиц в с.к . Снектр состоит из ярких линий Н, Не или Не ", а так<ке из занрещепных линий 0++, О N6 + и др. ионов на фоне слабого непрерывного спектра. Ионизация производится излучением центральной звезды, причем нейтральных атомов менее 1%. Сравнивая интенсннности различных запрещенных линий, определяют плотность и темп-ру газа (10 ООО—15 000°). Источник тепловой энергии газа — быстрые электроны, отрываемые у атомов Н и др. при ионизации. Охлаждение происходит при возбуждении и последующем излучении запрещенных линий. Горячий газ планетарной Т. расширяется. Молодые туманности ярки, плотны и ионизована только центр, их часть. С расширением туманность ионизуется вся, светимость ее падпот туманность поглощает и перерабатывает в видимые линии только часть ультрафиолетового излучения звезды. Через 20—40 тыс. лет планетарные туманности становятся практически невидимыми. Планетарные туманности входят в промежуточную подсистему Галактики. Они — продукты эволюции звезд средней массы (1,1 массы Солпца и более) после стадии гиганта звезда сбрасывает протяженную расширяющуюся оболочку, а ядро становится горячей плотной звездой. [c.206]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...