Температура звезд

Важными характеристиками звезд являются поверхностная температура Т и светимость L. По светимостям и поверхностным температурам звезды разбиваются на четко определенные классы, [c.600]

Разработка физических принципов оптико-электронной техники и создание новых приемников излучений способствовали расширению областей ее применения. Вначале инфракрасные приборы использовали только для лабораторных исследований самого излучения. С 1870 г. астрономы стали применять приемники излучения (термоэлементы) с телескопами для оценки температуры звезд и планет по их тепловому излучению. Дальнейшее развитие тепловых приемников излучений, стимулировавшееся новыми потребностями науки и техники, привело к созданию разнообразных пиро-и радиометрических приборов, которые стали новым средством для изучения тепловых явлений. [c.379]

Эффективные температуры звезды [5] [c.980]

Несмотря на то что вероятность испускания пары (V, V) значительно меньше вероятности испускания фотона, нейтринная светимость звезд сравнима с фотонной уже при температуре звезды [c.277]

Перечисленные выше четыре процесса образования пар (V, V) дают разный вклад при различных температурах звезд. [c.278]

Вопрос о том, чем ограничивается кумуляция, возникает каждый раз, когда максимально полный учет физических факторов при постановке задачи все же приводит к расходимости в ее решении. Например, даже неспециалисту интересно, действительно ли при схлопывании воронки в воде от удара камня в фокусе реализуются условия звездной материи , как иногда пишут популярные журналы. Или, реализуется ли коллапс звезды каждый раз, когда это предписано макроскопическими параметрами (масса, плотность, температура звезды), или попытка может быть неудачной из-за несимметрии в начале процесса и потребуется ее повторение [c.340]

Непрерывный спектр. Элементарное представление о внешней поверхности звезд состоит в том, что они излучают, как абсолютно черное тело. В этом случае распределение излучаемой энергии по спектру можно выразить формулой Планка. Дифференцирование этой формулы дает закон Вина, согласно которому имеется линейное соотношение между абсолютной температурой и обратной величиной длины волны, соответствующей максимуму на кривой распределения энергии. Интегрирование формулы Планка приводит к закону Стефана — Больцмана, устанавливающему линейное соотношение между энергией, излучаемой с единицы поверхности, и четвертой степенью абсолютной температуры. Если можно было бы рассматривать звезды как абсолютно черные излучатели и имелась бы возможность измерения соответствующих величин, нетрудно было бы определить абсолютные температуры звезд. [c.387]

Цветовые температуры звезд [c.389]

Звезды главной последовательности Цветовая температура, Звезды главной последовательности Цветовая температура, Звезды- гиганты Цветовая температура, К [c.389]

Цветовые температуры звезд, полученные методом спектрофотометрических градиентов [c.391]

Таблица 4 Эффективные температуры звезд

Различные методы определения температур звезд Вольфа-Райе приводят, однако, к большим расхождениям в результатах, что подчеркивает недостаточность наших физических знаний об этих объектах. [c.403]

Кинетическая температура звезд [c.407]

Центральные температуры звезд, рассчитанные для стандартной модели [c.411]

Центральная температура звезд различной массы, [c.411]

Поскольку температура Ферми гораздо выше температуры звезды, электронный газ в высокой степени вырожден и ведет себя так же, как обыкновенный электронный газ при абсолютном нуле температуры. Можно рассматривать электронный газ звезды как ферми-газ в его основном состоянии. Огромному давлению электронного газа противодействует гравитационное притяжение, которое делает звезду устойчивой. Эта гравитационная связь обязана своим происхождением почти исключительно ядрам гелия в звезде. Давлением, обусловленным кинетическим движением ядер гелия, а также давлением излучения мы будем пренебрегать. [c.256]

Поверхностная температура звезд значительно меньше из-за охлаждения посредством излучения с поверхности. Поверхностная температура Солнца равна примерно 6000 К. [c.204]

Оценка поверхностной температуры звезды [c.218]

Полный поток излучения звезды можно определить как произведение площади ее поверхности на поток энергии(см. задачу 15.2). Поток энергии зависит от поверхностной температуры звезды. Температуру поверхности можно определить также по частоте, на которую приходится максимум испускания лучистой энергии звезды (см. рис. 15.5). Для нахождения величины этой частоты важно, что откладывается по оси абсцисс графика — частота или длина волны. Если мы откладываем частоту, то максимум определяется из закона Планка (см. (24)) [c.218]

Суш,ествуют различные приборы для измерения температуры нагретых тел (термометры расширения, электрические термометры сопротивления, термопары и т. д.). Однако для сильно нагретых тел (свыше 2000 С) эти методы измерения температуры непригодны. Кроме того, эти методы совершенно неприменимы, если раскаленные тела, температуру которых необходимо определить, чрезвычайно удалены от наблюдателя (например. Солнце, звезды). В этом, а также и в других случаях в качестве термометрического фактора можно использовать тепловое излучение. [c.333]

Из теоремы о вириале в ее общем виде (112) следует не только то, что материальные точки, связанные между собой силами, действующими по закону обратных квадратов, должны иметь кинетическую энергию, но и то, что кинетическая и потенциальная энергии такой системы всегда сравнимы по величине. Даже если часть материальных точек в начальный момент не движется, силы притяжения, значения которых обратно пропорциональны квадрату расстояния, сближают эти точки друг с другом, увеличивая как потенциальную, так и кинетическую энергии до тех пор, пока средняя кинетическая энергия не станет равной с обратным знаком половине средней потенциальной энергии. В приводимом ниже примере мы воспользуемся теорем ой. о вириале, чтобы оценить температуру внутри Солнца, представляющего собой, как почти все звезды, массу сжатого раскаленного газа. [c.302]

Пример. Температура внутри Солнца. Оценим среднюю температуру внутри Солнца. Собственная гравитационная энергия U однородной звезды массой Мс и радиусом R согласно расчету, произведенному выше, равна [c.302]

Если энергия затрачивается на излучение, то туманность постепенно сжимается и становится еще более горячей, т. е. ее средняя температура возрастает тем быстрее, чем быстрее она излучает энергию и при этом сжимается. Уравнение (117) показывает, как связана уменьшающаяся величина радиуса звезды за с ее возрастающей средней температурой Тср. В конце концов эта температура становится настолько высокой, что могут начаться ядерные реакции ). Когда главным источником энергии становятся ядерные реакции, гравитационное сжатие звезды замедляется или совсем прекращается, потому что увеличение давления излучения противодействует дальнейшему сжатию звездного вещества. Таково нынешнее состояние нашего Солнца. Приблизительно через 7-10 лет, когда в результате термоядерного горения большая часть водорода Солнца превратится в гелий, опять начнется сжатие и возобновится процесс постепенного повышения средней температуры внутри Солнца ). [c.305]

Рис. 12.12. Схема синтеза гелия из водорода по протонному циклу, происходящего в звездах с массой, не превышающей массы Солнца, в которых имеет место основная последовательность ядерных превращений. Плотность 10 г/см . Температура 10 К. Итоговый результат 4 ядра водорода ядро гелия выделенная энергия = 10 кВт-ч на фунт (2,2 X X 10 кВт-ч/кг) превращенного вещества.

Сравнительно недавно было показано, что световое давление играет важную роль в вопросе о предельном размере звезд. Из астрономических данных известно, что звезды, массы которых превосходят известный максимум, не наблюдаются. Эддингтон обратил внимание на то, что увеличению размеров звезды должно препятствовать следующее обстоятельство. С увеличением массы звезды и ростом тяготения ее наружных слоев к центру повышается работа сжатия внутренних слоев звезды и растет соответственно температура этих слоев, достигая миллионов градусов. Однако повышение температуры означает повышение плотности лучистой энергии внутри звезды, а следовательно, и величины светового давления. Согласно вычислениям равновесие между силой притяжения, с од- [c.664]

Астрофизики изучают строение Солнца и других звезд, в которых газ находится в сильно ионизированном состоянии под действием очень высоких температур, а также холодного межзвездного газа, ионизированного при весьма малой его плотности. [c.177]

Такое состояние вещества встречается в звездах, в ионосфере Земли, при газовом разряде, в газах, нагретых до очень высокой температуры, в пламени, при взрывах и т. д. [c.215]

Переменные звезды. 200-дюймовый телескоп обсерватории Маунт Паломар дает возможность различать отдельные звезды в галактиках, находящихся на расстояниях около З-Ш см. Один из методов измерения расстояний этого порядка величины основан на определении периода изменения яркости переменных звезд типа Цефеид. Звезда типа Цефеид — это гравитационно неустойчивая звезда, обнаруживающая периодические пульсации, при которых ее радиус может измениться примерно на 5—10%. Температура звезды изменяется с таким же периодом, как и ее радиус, так что наблюдатель обнаруживает периодические изменения ее яркости. Были измерены периоды продолжительностью всего несколько часов. В нашей Галактике находится Цефеида с яркостью, в 2-10 раза большей яркости Солнца, и периодом изменения яркости 50 сут. [c.340]

Этим трем основным стадиям должна предшествовать труд-нонаблюдаемая ) стадия образования звезд. Считается, что звезды рождаются группами в протяженных газово-пылевых облаках вследствие гравитационной неустойчивости однородного распределения материи места случайного увеличения плотности облака становятся (из-за нарушения гравитационного равновесия) центрами, к которым вещество стекается, — центрами гравитационной конденсации вещества. Они и являются зародышами будущих звезд. Стадия образования звезды — стадия гравитационного сжатия — является сложным и пока еще не до конца понятым периодом ее эволюции. Мы остановимся здесь только на конечных результатах процесса гравитационного сжатия. В процессе сжатия температура звезды, точнее протозвезды, должна постепенно увеличиваться. Количественную оценку степени разогревания звезды можно получить из теоремы вириала. Согласно этой теореме у звезды, находящейся в механическом равновесии, средние по времени энергия епл теплового движения и гравитационная энергия Vg связаны соотношением [c.601]

Изменение блеска сопровождается резкими изменениями спектров. Характерным является смещение всех линий в фиоле--товую сторону, обусловленное возникновением больших радиальных скоростей излучающего газа. Эти скорости имеют порядок от нескольких сотен до трёх-четырёх тысяч километров в секунду. Через некоторое время после вспышки в спектре новой звезды появляются яркие запрещённые линии, что характерно для излучения весьма разреженного газа и для спектров газовых туманностей. Спектры новых звёзд до вспышки и после вспышки через много лет принадлежат к классу О наиболее горячих звёзд. Для Новой Орла с помощью метода Занстра по линиям Не-И было найдено, что через три месяца после вспышки температура звезды равнялась 65 000° (температура Солнца равна 6000 ). [c.281]

ЭФФЕКТЙВНАЯ ТЕМПЕРАТУРА звезды (Tj—параметр, характеризуюгций светимость звезды, т. е, полное кол-во энергии, излучаемое звездой в единицу времени. Э. т. связана со светимостью L и радиусом звезды R соотношением = 4яЛ ст7 э, где 4кИ —площадь поверхности звезды, Т, о., Э, т. равна темп-р>е абсолютно чёрного тела, с единицы поверхности к-рого в единицу времени (в соответствии со Стефана — Больцмана законом излучения) излучается энергия LI4nR . [c.645]

Вычисление потока лучистой энергии на границах звезды связывают обычно с эффективной температурой звезды. Ввиду того что этот вопрос представляет интерес и в метеорологических задачах, мы остановимся на нем подробнее. Рассмотрим сначала черное тело, находягцееся в термодинамическом равновесии и граничагцее с пустотой. Во всех точках тела будет наблюдаться одна и та же интенсивность излучения, причем эта интенсивность не будет зависеть от направления. Температура во всех точках тела также будет одна и та же. Вычислим поток лучистой энергии в какой-либо точке на границе тела. Формула (14) дает [c.310]

Температура, определенная с помощью формулы Планка, называется цветовой температурой звезды ). Для многих звезд эта температура определяется с помощью цветового показателя ( колор-индекса ), который представляет собой разность между фотографической и визуальной звездными величинами ). Фотографическая звездная величина зависит от интенсивности звездного света, прозрачности атмосферы и оптических приборов и чувствительности нормальной фотопластинки в соответствующем интервале длин волн. Визуальные звездные величины (первоначально применявщиеся для определения цветовой щкалы) получаются при замене фотопластинки человеческим глазом, кривая чувствительности которого не совпадает с кривой чувствительности фотопластинки. Современная фотовизуальная шкала использует такую специально подобранную комбинацию фотопластинок и фильтров, которая воспроизводит спектральную чувствительность человеческого глаза. Точно так же определяются и другие величины. Все такие системы величин требуют калибровки, если желательно получить нечто большее, чем чисто эмпирические данные. [c.388]

Туманности расположены в таблице в порядке возрастания температур звезд-ядер. У Круглой туманности NG 6720 в созвездии Лиры температура центральной звезды одна из самых высоких известных нам температур. Еще более горячим является ядро Крабовидной туманности — остаток сверхновой 1054G, для которой Минковский [51] получил (по способу, описанному в работе [81]) температуру 500 000° и электронную температуру 50 000°. [c.398]

Эффективная температура звезд раз.чичной массы, °К [c.415]

Температура звезды белого карлика столь высока, что при электрои-электроиных столкновениях возможно образование электрон-позитроиных пар. Эти пары в свою очередь аннигилируют, превращаясь в кванты излучения. Следовательно, в равновесном состоянии должно присутствовать некоторое количество электрон-позитроиных пар и радиации. Мы пренебрегаем этими эффектами. Было сделано предположение, что при электрон-электронных, электрон-позитронных и фотон-фотонных столкновениях с заметной вероятностью могут испускаться также нейтрино. Это. ведет к интересным явлениям, поскольку нейтрино столь слабо взаимодействуют с веществом, что не могут оказаться в тепловом равновесии с остальной системой. Они просто покидают звезду и вызывают непрерывную утечку энергии [10]. Наша модель основана на пренебрежении всеми этими явлениями. [c.257]

Суммарная кинетическая энергия Всех атомов звезды равна (3l2)NkT p, где Гер —средняя температура внутри звезды. Используя уравнение (113), можно получить на основании теоремы о виоиале [c.303]

Проблема генерирования энергии в недрах Солнца и других звезд при высоких температурах и проблема эволюции звезд тесно связаны с проблемой термоядерг(ых реакций, протекающих в недрах звезд. Решение проблемы о возрасте космических объектов метеоритов, Солнца, звезд, Галактики и доступной нам части Вселенной, по-видимому, должно проводиться с учетом периодов распада долгоживущих и не имеющих родителей радиоактивных элементов, например таких, как цК" ", з7Rtl [c.15]

В недрах Солнца и других не сильно горячих звезд с внутренней температурой 15-10 °К преобладает протонно-протонный цикл. При более высоких температурах, по-видимому, преобладает углеродо-азотный цикл. [c.336]

Быстрые турбулентные перемещения масс воздуха различной плотности в атмосфере порождают непрерывные колебания величины атмосферной реффакции, вследствие чего изображения звезд в телескопах дрожат и изменяют яркость. Такого рода явления называются мерцаниями. Неоднородные изменения температуры атмосферы по высоте, имеющие место над поверхностью разогретой земли или над морем, вызывают мираж. [c.113]

Заметим, что аналогичные уравнение и неравенство выводятся в физике черных дыр —компактных неизлучающих тел, образовавшихся в результате коллапса массивных звезд с массой более двух Солнц. Эти бывшие звезды, полностью израсходовавшие свое ядерное горючее, имеют размер, равный гравитационному радиусу R — lGMj G — гравитационная постоянная, М — масса звезды, с—скорость света гравитационный радиус Солнца—около 3 км). Роль, аналогичную энтропии в термодинамике, в физике черных дыр выполняет поверхность S черной дыры, а роль термодинамической температуры—величина X, пропорциональная поверхностной гравитации, т. е. напряженности статического гравитационного поля на поверхности черной дыры. Черные дыры не обладают никакими другими свойствами, кроме способности притягивать, поскольку гравитационное поле черной дыры настолько сильно, что даже задерживает свет. Вследствие этого полная энтропия системы черных дыр (величина, пропорциональная сумме поверхностей S черных дыр) не убывает SS O. Эта и другие термодинамические аналогии в физике черных дыр оказываются весьма полезными при рассмотрении различных явлений с участием черных дыр, подобно тому, как начала термодинамики позволяют изучать многие общие свойства термодинамических процессов. Одновременно они указывают на своеобразную универсальность начал термодинамики. [c.77]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...