Радиус звезды

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]

Посмотрим теперь, смогут ли силы этого давления приостановить процесс гравитационного сжатия. Давление, создаваемое силами притяжения в центре звезды, следующим образом зависит от массы и радиуса звезды [c.611]

В этой таблице 9J —масса звезды, ЗЛя—масса Солнца, 91—радиус звезды (радиус Солнца 9 д = 6,26-10 км) о,Л—половина разности между наибольшим и наименьшим значением радиуса звезды, М—средняя абсолютная визуальная величина. В графе асимметрия кривой блеска дано отношение продолжительности падения блеска от максимума до минимума к продолжительности его возрастания. [c.280]

Если Sq = 0, то из (2.8) для светимости и радиуса звезды следуют формулы вида [c.289]

Средний радиус звезды 31 и массу ЗК в данном случае мы рассматриваем как независимые параметры как было указано в 2 при равновесии, радиус St является функцией массы 3JJ. Однако при пульсациях такой связи между Я и может и не быть ), что и может явиться причиной отсутствия равновесия — причиной пульсации цефеиды. [c.302]

Радиус звезды 276 Разлёт газа 170, 182 [c.328]

В фотосферах звёзд устанавливается распределение темп-ры, падающее наружу, и распределение плотности, определяемое барометрической формулой. Характерная толщина фотосферы ДЛ определяется длиной свободного пробега фотонов в слое с оптич. глубиной (толщиной) т —1. Она близка к величине шкалы высот в фотосфере, тем самым пропорциональна темп-ре Т и обратно пропорциональна гравитац. ускорению g, т. е. при заданной массе пропорциональна радиусу звезды R. Для большинства звёзд ДЛ/Л<1, напр. AR/R iO для горячих звёзд гл. последовательности 10 —10 для красных карликов, красных гигантов и сверхгигантов для белых карликов [c.62]

Здесь М — масса звезды в единицах массы Солнца, Л/э = 2 -10 г, R—радиус звезды. [c.360]

Вспомним формулу Гюйгенса для периода колебаний математического маятника (см. формулу (9) с с, = 2тг) и применим ее к пульсациям звезд, считая, что длина маятника I равна радиусу звезды 0 . Кроме того, положим ускорение силы тяжести равным его значению на поверхности звезды, а именно, Тогда [c.48]

Принятые значения, определяющие радиус звезды. [c.411]

Так как радиус звезды Я = rtg а, то критическая величина его, при которой наступит заклинивание, Я р = г tg 2р. Но [c.216]

О равенстве испускания и поглощения света и отсутствии потерь на излучение говорят как о лучистом равновесии звезды. Из условия лучистого равновесия q = О следует, что дивергенция потока излучения div S также равна нулю. Полный поток излучения через сферическую поверхность любого радиуса г, inr S, постоянен и равен количеству энергии, выделяющейся в центре в единицу времени (S i/r ). Распределение температуры и плотности газа по радиусу звезды определяется путем совместного рассмотрения механического равновесия и переноса излучения. Однако при рассмотрении распределений в фотосфере задача в какой-то степени разделяется на два этапа. Распределение температуры по оптической координате можно найти только из рассмотрения переноса излучения, не зная распределения плотности по радиусу. Затем в случае необходимости можно перейти к распределению температуры по радиусу, привлекая условия механического равновесия и коэффициент поглощения света как функцию температуры и плотности. [c.137]

Сформулируем задачу о распределении температуры и переносе излучения в фотосфере звезды. Интересуясь поверхностными слоями, толщина которых много меньше радиуса звезды, можно пренебречь их кривизной и считать фотосферу плоской. Направим ось х по внешней нормали к поверхности звезды (рис. 2.13) и запишем уравнение переноса излучения для плоского случая [c.138]

Характерной особенностью процесса высвечивания энергии из нагретого воздуха является его нестационарность. В этом отношении имеется принципиальное отличие от похожего, с первого взгляда, процесса излучения звезд (в частности Солнца, питающего высвечиваемой энергией нашу планету). В звездах потеря энергии за счет излучения с поверхности компенсируется притоком энергии изнутри, выделяемой вследствие протекающих в центральных частях ядерных реакций (см. гл. II, 14). В результате устанавливается режим, в котором каждый элемент объема получает столько же лучистой энергии, сколько испускает, и распределение температуры по радиусу звезды имеет установившийся, стационарный (на протяжении обозримых времен) характер. [c.486]

Поскольку значения 51 и 5г пропорциональны квадратам радиусов звезд 1 и Я, можно записать [c.454]

Следовательно, путем измерения блеска в максимумах и потерь блеска в минимумах мы определяем отношение радиусов звезд. [c.454]

Значения отношений светимостей и радиусов звезд помогает нам сравнить свойства звезд, являющихся компонентами затменной двойной системы. Дальнейший анализ кривых блеска во многих случаях позволяет связать радиусы звезд с размерами их орбит возможно также определить наклонение орбиты звезды по отношению к наблюдателю. Вся эта информация особенно полезна, если затменная двойная также наблюдается как спектрально-двойная (см. разд. 14.6). Однако изящные методы, используемые для такого анализа кривых блеска, выходят за рамки нашего изложения и не будут здесь рассматриваться. [c.454]

Плотность звезды р является функцией г, в то время как р —это средняя плотность звезды. Величина г меняется от О до г,- (относительный радиус звезды) = О при / = 0. [c.470]

Задача 730. Тело поднимается вертикально вверх с пункта, находящегося на северной широте 60°, и имеет относительно Земли постоянную скорость, равную 6000 км/ч. Определить величину абсолютного ускорения тела на высоте 500 км по отношению к осям, движущимся поступательно вместе с Землей относительно неподвижных звезд. Считать, что центр Земли движется прямолинейно и равномерно, радиус Земли принять.равным 6400 км. [c.273]

Задача 764. Искусственный спутник движется вокруг Земли со скоростью 1/д (по отношению к системе, поступательно перемещающейся вместе с центром Земли относительно неподвижных звезд) в направлении вращения Земли по круговой орбите, плоскость которой составляет угол с плоскостью экватора. Определить величину угловой скорости спутника относительно Земли ((о ), а также величину его наименьшей относительной линейной скорости у,, если радиус Земли R, высота орбиты Я. [c.283]

Аналогичным образом, сохранение вращательного момента предполагает, что R lT = onst. При образовании нейтронной звезды (R 10 см) из обычной (r IQii см) радиус звезды уменьшается в 10 раз. Соответственно магнитное поле должно возрасти, а период вращения уменьшиться в 10 раз. [c.613]

И. Если масса звезды на конечной стадии ее эволюции окажется больше предельной М р (см. (12.45)), то концом эволюции является бесконечное гравитационное сжатие (гравитационный коллапс) квантовомеханическое внутреннее давление вещества не может противостоять силам давления, вызываемым гравитацией. В рамках дорелятивистской классической теории в этом случае получалось, что звезда должна сжиматься в точку. В общей теории относительности показывается, что для удаленного от коллап-сирующей звезды (т. е, находящегося вне ее гравитационного поля) наблюдателя радиус звезды асимптотически стремится к гравитационному радиусу [c.614]

Сфера радиуса rg называется сферой Шварцшильда по имени американского физика, получившего точное решение уравнений гравитации для сферически симметричного поля тяготения в общей теории относительности. При приближении радиуса звезды к гравитационному скорость сжатия для удаленного наблюдателя бесконечно замедляется, так что звезда выглядит застывшей в своем развитии. Отметим также, что излучение звезды по мере приближения ее радиуса к гравитационному становится все более и более слабым в пределе звезда полностью изолируется от внешнего наблюдателя ( самозамыкается ). [c.614]

Таким образом, в результате решения поставленной задачи можно определить связь между светимостью звезды и её массой, радиусом звезды и её массой и, следовательно, получить возможность теоретичесх ого осмысливания эмпирических результатов, описанных в 1 настоящей главы. [c.289]

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]

Этот же принцип Билс [8, 9] применил к звездам Вольфа-Райе. Однако в этом случае применение метода гораздо менее физически обосновано, так как наблюдение затменных звезд Вольфа-Райе показывает, что оболочка, излучающая яркие линии, имеет радиус, всего лишь в 2—3 раза превосходящий радиус звезды поэтому получить сильное ослабление первоначального излучения, какое необходимо для применения метода Мензела — Цанстра, согласно указаниям Цанстра и Ви-нена [95], нельзя. Билс получил температ ры от 85 ООО до-110 000°. [c.399]

МАССА - СВЕТИМОСТЬ ДИАГРАММА — зависимость между массой и светимостью звезд. Звезды с надежно определенными массами М и светимостями Ь располагаются на М. — с. д. вдоль довольно узкой полосы от звезд с малыми массами и светимостями к звездам с большими М и Ь (см. рис. 2 в ст. Звезды). Впервые эмпирич. соотношение масса — светимость в виде Ь =сопз1 Л/з получено в 1918 г. Э. Герц-шнрунгом по данным для 2 десятков двойных звезд. Впоследствии оно неоднократно изменялось и уточнялось по мере накопления материала о двойных системах, а также интерпретировалось теоретически на основе представлений о строении звезд. Выяснено, что 1) вместо чистой зависимости М Ь существует более сложная зависимость М — Ь — В (В — радиус звезды) 2) зависимость эта различна для разных типов звезд и, по-видимому, определяется их физ. природой. Для нек-рых групп звезд влияние Я на Ь может быть настолько незначительным, что практически имеют место 2-мерные зависимости [c.136]

Если полная масса звезды равна М, а радиус звезды Н, то Ж = (т 4- 2тр) N 2трЫ, [c.258]

Развитие теории С. з. пошло в двух направлениях. Первое из них основывается на наблюдат. данных и решает задачу о законе энерговыделения, массе и структуре предсверхновой звезды. Наилучшее согласие с кривыми блеска и спектрами С. з. достигается при решении радиационной гидродинамич. задачи сброса и высвечивания оболочки для С. 3. I типа при предположении о малом нач. радиусе звезды К <Й0=7-1О1 см и медленном законе выделения энергии с характерным временем 10 дней, а для С. 3. II типа — при радиусе до взрыва Л 10 —10 (звезда-сверхгигант) и быстром (даже мгновенном) выделении энергии. О массах М сброшенных оболочек и полной энергии [c.656]

Пространственно-временной график гравитац. коллапса звезды и образования чёрной дыры в системе отсчёта удалённого наблюдателя i — время, ЗС — одна из нространств. осей, АВ=2 Лз — диаметр звезды в один из моментов времени. АС п ВС — линии движения поверхности звезды. Действие тяготения приводит к тому, что к наблюдателю сигнала из точек а, Ь, с, й, е,... приходят не через равные промежутки аЬ = Ьс=сс1=<1е= — а с запаздыванием (аа, ЬЬ, сс и т. д.). С момента е, когда радиус звезды становится равным её гравитац. радиусу г , свет перестаёт выходить из-под сферы Шварцшильда. Наблюдатель видит звезду застывшей на стадии йе. [c.852]

Задача 667. Тело, запущенное на экваторе вертикально вверх, приобрело скорость 2 км1сек относительно места пуска. Какова его скорость относительно системы координат, поступательно движущейся вместе с Землей по отношению к неподвижным звездам Движение центра Земли за небольшой промежуток времени считать равномерным и прямолинейным. Высотой тела над поверхностью Земли пренебречь. Радиус Земли 7 = 6400 км. [c.255]

Из-за V < с угол аберрации а. очень мал н поэтому AM принимаем равным AD. На самом деле, чтобы изображение звезды получилось в центре А, луч при своем распространении должен лежать на оси трубы AD. Это имеет место, если за время распространения света вдоль трубы длиной I нижний конец трубы переместится на расстояние, равное MD = vM. Наблюдателю, смотрящему в телескоп, кажется, что звезда находится не на линии АВ, а на линии AD. За год вектор скорости двим ения Земли по орбите и связанное с ним направление AD поворачиваются на угол, равный 2я, т. е. направление AD прецессирует вокруг оси А В. Это равносильно тому, что наблюдаемая звезда совершает за год круговое движение с угловым радиусом, равным а. Брэдли нашел, что а =- 20,5". Зная а и V, можно определить с [c.416]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...