Светимость звезды

Каждый спектральный класс делится на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от О до 9 (в сторону уменьшения температуры), которые ставятся после буквы. После обозначения спектрального класса римской цифрой указывается класс светимости звезды I — сверхгиганты, II — яркие гиганты, III — гиганты, IV— [c.1208]

Рис. 45.30. Функция светимости звезд в Галактике Ф(Л д) (распределение звезд по абсолютным звездным

Данные наблюдений показывают, что нейтронные звезды (пульсары) возникают скорее всего при взрывах — вспышках сверхновых. Вспышка сверхновой представляет собой гигантский по масштабам взрыв звезды. В момент вспышки сверхновой светимость звезды увеличивается в миллиарды раз, и на короткое время (порядка месяца) звезда по своей яркости становится сравнимой с целой галактикой (рис, 12.6). По зависимости яркости сверхновой от времени специалисты различают два типа сверхновых — сверхновые I и II (СН I и СН II). В табл, 12,2 приведены характеристики взрывов СН I и СН II. [c.615]

Наряду со светимостью звезды S важнейшими характеристиками являются масса звезды Ж и её радиус 5R. С помощью различного рода наблюдений и соответствующего анализа астрономы в настоящее время располагают для значительного числа звёзд данными о величинах S, и 3ft. Рассмотрение этих данных показывает, что для различных групп звёзд существуют зависимости вида ) [c.276]

Величины радиусов звёзд вычислены в этой таблице в предположении, что фотосфера (расширяющаяся или сжимающаяся вместе со звездой) состоит из одних и тех же частиц газа. При этом видно, что изменения радиуса 8i имеют порядок миллионов километров. Если граница расширяющейся фотосферы совпадает с фронтом ударной волны, то изменение радиуса фотосферы будет большим, так как скорость скачка больше, чем измеряемая скорость частиц газа за скачком. Очевидно, что изменение светимости звезды за счёт изменения площади фотосферы для цефеид может быть весьма значительным. Этот эффект усугубляется, когда перед фронтом ударной волны—границей фотосферы—имеется спой сравнительно холодного газа, который особенно много поглощает излучаемой энергии в моменты минимального радиуса фотосферы. [c.280]

Светимость звезды 275, 276, Сила 23 и д. [c.328]

После выгорания водорода в центре звезды и образования гелиевого ядра выделение ядерной энергии в нём прекращается и ядро начинает интенсивно сжиматься. Водород продолжает гореть в тонкой оболочке, окружающей гелиевое ядро (т. н. слоевой источник). Оболочка при этом расширяется, светимость звезды растёт, поверхностная темп-ра уменьшается, и звезда становится красным гигантом (в случае менее массивных звёзд) или сверхгигантом [c.488]

Аг в годах), а светимость звезды в максимуме вспышки [c.492]

После обозначения спектрального класса римской цифрой указывается класс светимости звезды [c.979]

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]

Критерий П2 определяет период колебаний звезды. Эти колебания являются механическими. Вот почему мы используем вместо П з критерий П2, который не содержит светимости звезды. Для средней плотности [c.48]

Изучение распределений температуры и поля излучения в периферийных слоях (фотосферах) стационарных звезд с целью вычисления светимости звезд явилось классической задачей, на основе которой была построена теория переноса излучения и разработаны методы решения уравнения переноса ). [c.137]

Звездная величина характеризует относительную светимость звезд, наблюдаемую невооруженным глазом. При этом яркость каждой последующей величины отличается от предыдущей в 2,512 раза. Условный стандарт яркости, 1 величины меньшие этой -положительны, большие - отрицательные. [c.102]

Обеспечивая нас данными о звездных массах, двойные звезды с известными расстояниями (или параллаксами) дают нам также данные, свидетельствующие о существовании определенного соотношения между светимостью звезды и ее массой. Этот эмпирический закон, называемый соотношением масса — светимость , подтверждается теориями внутреннего строения звезд (рис. 14.4). Для наглядности на рис. 14.4 абсолютная болометрическая звездная величина, непосредственно связанная со светимостью, отложена в зависимости от десятичного логарифма массы звезды (в единицах солнечной массы). Солнце, с абсолютной болометрической величиной +4,79 и 1 Мо = 0, также лежит на построенной кривой. [c.450]

Этот простой анализ сразу показывает, что отношение светимостей звезд можно непосредственно получить из отношения видимых [c.454]

Для далеких звезд метод триангуляции не может дать точных результатов. Расстояние до них было определено другими методами. В частности, из наблюдений за близкими звездами удалось установить, что период изменения блеска переменных звезд однозначно связан с количеством лучистой энергии, излучаемой звездой за единицу времени, которую называют абсолютной светимостью звезды J. Расстояние до звезды с известной абсолютной светимостью нетрудно оценить, измерив количество лучистой энергии Е, попадающей ежесекундно на приемник излучения, и воспользовавшись соотношением [c.9]

Сближение КА 9Ь 106—114, 224—226, 240, 241 39Ь 392 422 Светимость звезд 15 Сила аэродинамическая 58, 115 [c.429]

Движение карликовой галактики. Недавно было найдено, что наша Галактика окружена несколькими (не менее Шести) очень маленькими карликовыми галактиками. Их малая масса, близость к нашей Галактике и малые скорости относительно нее (измеренные скорости некоторых из галактик менее 10 см/с) наводят на мысль, что эти галактики гравитационно связаны < нашей звездной системой. Одна нз этих галактик —это так называемая №стема в созвездии Скульптора. На основании измерений по некоторым ее временным звездам было найдено, что расстояние этой системы от центра нашей Галактики составляет около 2-10 см. Общая масса Галактики в созвездии Скульптора, приближенно рассчитанная по ее светимости, в 3-10 раз больше массы Солнца. Масса нашей Галактики оценивается приближенно в [c.296]

Солнце излучает в окружающее пространство колоссальное количество энергии. Энергия, излучаемая Солнцем за 1 сек., или светимость Солнца, составляет Z-q = 3,86-10 эрг/сек. Из этого количества энергии только 4,3-10 ° часть приходится на долю Земли, но и эта доля является весьма большой. Имеются основания полагать, что с таким режимом Солнце излучает последние 5—8 млрд. лет, поэтому энергия, излученная им за это время, колоссальна. Однако Солнце — обычная рядовая звезда и далеко не самый мощный источник энергии. Имеются звезды, которые излучают в тысячи раз больше энергии, чем Солнце. Энерговыделение Солнца, рассчитанное на 1 г в секунду, составляет 1,94 эрг г-сек, в то время как энерговыделение красных гигантов в тысячи раз больше (см. табл. 18). [c.334]

Рис. 45.19. Зависимость светимости L и радиуса R звезды главной последовательности от ее массы. Здесь же приведено время t, 10 лет, пребывания звезды на главной последовательности [1]

Таблица 45.16. Масса, радиус, светимость и средняя плотность в зависимости от спектрального класса звезды [1] (СГ — сверхгигант, Г — гигант, ГП — главная последовательность)

После выгорания водорода в ядре начинается горение водорода в окружающем ядро слое, а затем последовательное горение гелия, углерода и других эле ментов. На этих стадиях происходит увеличение размеров и светимости звезды, в результате чего она перемещается по диаграмме Герцшпрунга — Рессела вправо и вверх. В области красных гигантов находятся звезды со слоевым источником энергии. На горизонтальную ветвь попадают звезды умеренных масс (около Mq), в ядре которых горит гелий. На поздних стадиях эволюции звезды интенсивно теряют массу. После истощения всех источников термоядерной энергии звездный остаток в зависимости от его массы превращается в белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру. [c.1209]

Очевидно, что звёздная величина т определяется количер ством лучистой энергии попадающей в е циницу, Bpeiaena от рассматриваемой звезды на Землю. Эта энергия пропорциональна общей энергии, излучаемой звездой в единицу времени, т. е. светимости звезды , и обратно пропорциональна квадрату расстояния I от Земли до звезды. [c.275]

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]

Видимый блеск звезды зависит как от её светилмсти, так и от расстояния до неё и величины межзвёздного поглощения. Поэтому видимая 3. в., определяемая ф-лой (1), ничего не говорит об общей энергии, излучаемой звездой. Для характеристики истинной светимости звезды введено понятие абсолютной 3. в., к-рая определяется как 3. в., к-рую имела бы звезда, если её наблюдать со стандартного расстояния в 10 пк. Как и видимые, абс. 3. в. могут быть монохроматическими, болометрическими, визуальными и др. Связь между соответствующими види.чыми т и абс. М 3. в. выражается ф-лой [c.65]

Спектральные П. основаны на том, что для некоторых звёзд определённых спектральных классов отношения интенсивностей ряда пар линий [напр., К1Ну, КШь —линия all 3934 А), Hell 4200 A/ al 4227 А и др.1 находятся в чёткой статистич. зависимости от светимости звезды. Измерив отношение интенсивностей таких пар линий, можно определить модуль расстояния и П. звезды по калибровочной кривой, полученной для звёзд с известными тригонометрич. П. Таким методом измерены расстояния до >60 000 звёзд. [c.531]

Разделение звёзд на С. к. связано с зависимостью степени ионизации атомов в атмосферах звёзд от электронного давления и с зависимостью интенсивности спектральных линий от величины взаимодействия атомов с окружающими частицами. Эти зависимости различаются для звёзд с разными ускорениями силы тяжести в атмосфере g. Вследствие масса — светимость зависимости величина g, в свою очередь, связана со светимостью звезды, мерой к-рой является абс. звёздная величина. В йерксской классификации определяются след. С. к. (табл. не во всех спектральных классах представлены все С. к,). [c.460]

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]

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]

Для расчёта по приведённой ф-ле нужно знать значения L 1Л R. Однако радиусы R найдены прямым путём (с помощью интерферометра или из наблюдений затменных двойных звёзд) лишь для немногих звёзд. Но даже для этих звёзд прямое определение Э. т. затруднено, т. к. для перехода от видимой звёздной величины к светимости необходимо знать не только расстояние до звезды, но н болометрическую поправку, характеризующую разницу между полным излучением звезды и её излучением в видимой области спектра. Значит, трудность представляет также учёт поглощения УФ- и ИК-излучений звезды атмосферой Земли. Поэтому светимость звезды обычно находят по видимой звёздной величине посредством введения боломе-трич. поправок, к-рые для горячих звёзд вычисляют теоретически, а для холодных оценивают эмпирически. Из-за [c.645]

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]

СВЕТИМОСТЬ ЗВЕЗД — сила света звезд, т. е величина излучаемого звездой светового иотокг заключенного в единичном телесном угле. Разл чают С. 3. визуальные, фотографические (относ щиеся к излучению звезды в соответствующей област спектра звезды), а также болометрические (otho j щиеся к суммарному излучению звезды). С. з. выр жают обычно в единицах светимости Солнца. [c.486]

Диаграмма Герцшпрунга—Рессела [21] (рис. 45.18) связывает светимости и спектральные классы звезд. Каждому типу звезд на диаграмме соответствует своя зона. Наиболее многочисленный тип звезд принадлежит главной последовательности. Это звезды, источником энергии которых служат термоядерные реакции Н—)-Не. Минимальная масса, необходимая для того, чтобы в недрах звезды начались термоядерные реакции, равна 0,085 Mq[22]. В звезда/ массой основ- [c.1209]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...