Источники энергии звезды, распределение

Источники энергии звезды, распределение 287, 288 [c.327]

Так как звезда излучает энергию в окружающее пространство, то при равновесии внутри звезды должны быть источники энергии. Природа этих источников энергии и их распределение внутри звезды в настоящее время ещё не вполне ясны. Однако исследование равновесия звёзд при различных законах распределения источников энергии показывает, что распределение давлений и плотности внутри звезды и, в частности, их значение в центре звезды зависят слабо от закона распределения источников энергии. Расчёты показывают, что если принять распределение источников равномерным по всей массе звезды или принять, что то же количество энергии выделяется в одной точке — в центре звёзды, то характеристики состояния получаются близкими. К этому можно ещё добавить, что количество выделенной энергии за счёт физикохимических процессов очень чувствительно зависит от температуры. В центре звезды температура наибольшая, поэтому основная часть энергии выделяется вблизи центра звезды. Как показывают расчёты, это положение должно хорошо оправдываться в действительности ). [c.286]

ВИДИМОЙ и отчасти ультрафиолетовой областей спектра. Лишь с развитием нефтеперерабатывающей промышленности и синтеза тяжелых органических соединений спектральный анализ в инфракрасной области спектра начал постепенно приобретать все большее практическое значение. Тем не менее во второй половине XIX в. развитие термоэлектрических методов регистрации инфракрасного излучения получило толчок в связи с изучением распределения энергии в спектре, потребовавших применения измерительных приборов, не обладающих селективными свойствами. Кроме того, возможность использования тепловых приемников для определения температуры удаленных источников (звезд, планет) по их тепловому излучению, давно привлекало внимание астрономов. Начиная с 1870 г. телескоп в сочетании с термоэлектрическим приемником использовали для радиометрического определения температуры Луны и других планет [68]. [c.376]

Источниками внешних аддитивных шумов могут быть любые фоновые источники, попадающие в поле зрения приемника (включая Солнце, Луну, звезды). Очень часто наиболее интенсивными шумами являются отраженное связным ретранслятором или рассеянное атмосферой солнечное излучение, попадающее в приемное устройство. Указанные источники фоновых шумов являются тепловыми [2 1, 56] и при малых значениях энергии, приходящейся на степень свободы поля, воздействующего на чувствительный элемент приемника, могут описываться распределением Пуассона. Удовлетворить условию малости энергии, приходящейся на степень свободы поля ), нетрудно, так как продолжительность от-счетного интервала (или длительность информационного сигнала) для ряда систем связи оптического диапазона составляет всего несколько наносекунд кроме того, необходимо учитывать существенные ограничения, связанные с созданием узкополосных оптических фильтров. Например, при длительности информационного сим- [c.20]

Эффективность приема оптической системы зависит от уровня внешних и внутренних помех. По виду статистических распределений внешние и внутренние шумы могут подразделяться на ряд типов, описываемых в основном распределениями Пуассона и Бозе—Эйнштейна нередко, однако, шумовое излучение характеризуется отрицательно-биномиальным распределением. Такие источники шумового излучения, как Солнце, Луна, звезды, рассеянное излучение атмосферы являются внешними тепловыми источниками (ансамбль некогерентных макроскопических излучателей) статистическое распределение фотонов для этих источников при значительной их интенсивности является распределением Бозе— Эйнштейна, поскольку амплитуды излучения распределены по закону Гаусса. Следует, однако, отметить, что когда интенсивность теплового излучения мала, т. е. энергия, приходящаяся на степень свободы шумового поля, незначительна, распределение-описывается законом Пуассона, так как последний является предельным для ряда рассматриваемых здесь распределений (см. приложение 2). [c.51]

Дополнительным существенным источником ошибок может быть распределение первичных частиц по энергии. В этом случае (как это имеет место в космических лучах), когда энергетический спектр частиц, вызывающих ливни, представляется быстро падающей функцией, даже незначительные флуктуации в ливнях определенной энергии могут привести к большой ошибке. Причина заключается в том, что первичные частицы малых энергий представлены в спектре гораздо богаче и, следовательно, регистрируются с большей вероятностью, чеМ частицы больших энергий. Поэтому метод в описанной выше форме дает заведомо хорошие результаты лишь в случае, когда спектр первичных частиц постоянен или почти постоянен. Для исследования в космических лучах нужно помимо влияния спектра принять во внимание связь между полным числом частиц в звезде и величиной энергии. Подробно этот вопрос разобран в работе [32]. [c.108]

Действительное распределение энергии в спектре некоторых звезд, которые были приняты как стандартные, было измерено путем сравнения с лабораторным стандартным источником света с известным распределением энергии. Стандартизация включает учет влияния земной атмосферы, но такой учет наталкивается на различные трудности, вследствие чего разные исследователи не достигли идентичных результатов (см., например, работы (31, 32, 41, 86]). [c.390]

Осн. фактором, определяющим распределение темп-ры в звезде, является скорость потери энергии (светимость), зависящая от испрозротюсти звёздных недр. Скорость Э. 3. без источников энергии определяется запасами тепловой и гравитац. энергии и скоростью остывания, а включение ядерных реакций эквивалентно увеличению запасов тепловой энергии и уменьшению скорости эволюции. Фак-тич. светимость звезды определяется её структурой и не зависит от скорости протекания ядерных реакций. Рассмотрим, напр., переход от стадии гравитац. сжатия к стадии ГП звезды с Л/-1 Л/ . Если бы звезда излучала только за счёт запаса гравитат энергии, то характерное время её жизни (время Э. з.) составляло бы 2.5 10 лет. По мере излучения энергии и сжатия темп-ра в центре звезды растёт и ядерное тепловыделение увеличивается до тех пор, пока не уравновесит потери на излучение (светимость). Начиная с этого момента гравитац. сжатие прекращается и звезда застывает на ГП, пока не выгорит водород и не образуется гелиевое ядро. Для такой звезды за счёт горения водорода время жизни увеличивается почти на три порядка, достигая 10 лет. Аналогично горение очередного ядерного горючего замораживает звезду в нек-ром др. состоянии. Точку (на ГРД), в к-рой происходит замораживание звезды, определяет зависимость скорости ядерных реакций данного горючего от темп-ры. Чем больше заряд ядра горючего, тем большая темп-ра требуется для обеспечения данной скорости тепловыделения (из-за роста высоты кулоиовского барьера ядра горючего). Однако при росте темп-ры и плотности светимость звезды, являющаяся ф-цией состояния, также возрастает. Поэтому по мере эволюции и образования всё более тяжёлых элементов в центр, ядре светимость растёт почти монотонно. [c.489]

Полученные результаты приведены в виде графиков. Для примера на рис. 15.12 показано распределение плотности нейтронных звезд в железе в зависимости от толщины защиты для начальной энергии протонов 70 Гэв с и различных расстояний от оси пучка (г = 0, 2, 5, 10, 20 и 30 см). Распределения проинтегрированы по бесконечной плоскости, нормальной к направлению пучка первичных протонов. В таком виде проинтегрированное распределение плотности соответствует ослаблению излучения плоского мононаправленного источника. На рис. 15.12 показано также экспоненциальное ослабление потоков первичных частиц в результате процессов неупругого взаимодействия. [c.258]

Нетрудно показать, что общая энергия, излучаемая цефеидами за периоды изменения их блеска, мала но сравнению с общим запасом гравитационной и внутренней тепловой энергии всей звезды. Этим можно объяснить также слабое влияние законов распределения источников звёздной энергии на раснределепие плотности и давления в звёздных недрах для обычных звёзд и для цефеид. Поэтому мы можем допустить, что в неустановившихся движениях звезды в целом энергия, выделяемая в центре и излучаемая во внешнее пространство за время периода колебания, не играет существенной роли. При рассмотрении неустановившихся движений в качестве последнего допущения мы примем, что молекулярный вес fi и коэффициент теплопроводности постоянны во всей массе звезды. [c.287]

Известно, что Майкельсон и Пиз в 1921 г. успешно измерили видимый диаметр звезды Бетельгейзе и некоторых других наиболее ярких красных звезд. Балка длиной 6 м, установленная перед 2,5 метровым телескопом обсерватории Маунт-Вильсон, естественно, подвергалась изгибам, и если вспомнить, что было необходимо выравнивать оптические пути с точностью порядка 1 мкм, то становятся очевидными невероятные трудности, стоявшие на пути этих исследований. В 1930 г. Пиз сконструировал второй интерферометр с балкой длиной 16 м, но с его помощью было получено мало результатов, поскольку здесь встретились еще большие трудности при настройке интерферометра. В 1960 г. Хенбери-Брауи и Твисс предложили новый тип интерферометра — интерферометр интенсивностей , с помощью которого измеряют корреляцию двух сигналов, получаемых от двух фотоумножителей, на которые падает свет от звезды. Эта корреляция пропорциональна квадрату модуля степени пространственной когерентности света, падающего на оба фотоумножителя. Как и в методе Майкельсона, видимый диаметр звезды вычисляется по степени пространственной когерентности принятого света. В этом случае можно получить очень высокое разрешение, раздвинув фотоумножители на достаточно большое расстояние, чего не могли сделать Майкельсон и Пиз. Однако степень пространственной когерентности связана с фурье-образом распределения энергии по источнику (звезде). Следовательно, корреляция сигналов на выходе фотоумножителей пропорциональна квадрату функции распределения интенсивности в изображении звезды и метод пригоден только для ярких звезд. [c.122]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...