Фотосфера

Какой объем занимает 2 моль идеального газа при условиях, соответствующих условиям в фотосфере Солнца Температура фотосферы 6000 К, давление 1,25-10 Па. [c.118]

Определить температуру поверхности фотосферы Солнца, зная, что солнечная постоянная равна 1,95 кал/мин-см , и принимая, что испускание Солнца близко к черному телу яг 1). Радиус Солнца г == 6,955 10> см. Расстояние до Солнца / = 1,495-10 см. [c.906]

Хромосфера — переходная область между фотосферой и короной толщиной порядка Ю км. Излучает в линиях, которые наблюдаются во время затмения. [c.1199]

Факелы 5-103 км 10 сут Т (факел) — Т (фотосфера) = 1000 К [c.1200]

Распространенности элементов в Солнечной системе определяют из анализа вещества земной коры. Луны, метеоритов, солнечного ветра ) и из спектроскопического анализа излучения солнечной фотосферы и короны. Распространенности элементов за пределами Солнечной системы определяют с помощью анализа излучения фотосфер звезд, туманностей, межзвездного газа, галактик, а также анализа состава галактического космического излучения. К настоящему времени чрезвычайно трудоемкая работа по определению относительного содержания элементов в различных космических объектах в основном завершена, и наши представления о главных особенностях распространенности элементов в будущем, видимо, не претерпят кардинальных изменений. [c.620]

Вообще говоря, относительные содержания элементов в разных космических объектах на разных стадиях их эволюции являются не одинаковыми. Например, в земной коре и в метеоритах очень мало водорода и гелия, в то время как вещество Вселенной в основном состоит именно из этих элементов. Химическая эволюция вещества Земли привела к определенному разделению ( сепарации ) элементов. Поэтому распространенность элементов в земной коре определяется местом, в котором взят образец для анализа. (Напротив, относительное содержание изотопов по земным образцам определять можно, так как химическая эволюция не затрагивает распределения изотопов.) Аналогично распространенность элементов в недрах звезд, где протекают ядерные реакции, отличается от распространенности элементов в фотосферах звезд и т. д. Для определенности в дальнейшем под распространенностью элементов мы будем понимать распространенность элементов в веществе, из которого образовались звезды плоской составляющей нашей Галактики. В число этих звезд входит Солнце. [c.620]

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]

Рассматриваемое движение может быть существенно нелинейным процессом. Внутри газа возможны ударные волны, распространяющиеся к центру звёзд и от центра к периферии. Возможно, что в некоторые промежутки времени граница светящейся фотосферы при её расширении совпадает с ударной волной. Так как скорость ударной волны больше скорости частиц газа за её фронтом, то при расширении фотосферы, ограниченной ударной волной, её максимальный диаметр будет значительно большим поперечного линейного размера, вычисленного интегрированием измеренных в наблюдениях лучевых скоростей. [c.301]

При распространении ударных волн к центру звезды, в момент отражения от центра возможно возникновение движений, рассмотренных в 4 главы IV при фокусировании потока газа в точке. Изменение блеска цефеид можно объяснить возникающими при пульсациях большими изменениями температуры в фотосфере и изменениями величины поглощения в окружающей цефеиду газовой атмосфере. При различных диаметрах фотосферы величина пути светового луча в окружающей атмосфере будет изменяться. [c.301]

Поток солнечного излучения по своему спектральному составу приблизительно аналогичен потоку излучения абсолютно черного тела С температурой 6000 К —именно такова температура фотосферы (видимой поверхности) Солнца. В спектре солнечного излучения, [c.286]

Рассчитайте, какой процент фотонов с энергией 279 эВ, испускаемых Солнцем, поглощается, предположив, что в фотосфере Солнца энергию этих фотонов поглощает только гелий. [c.309]

Осн. часть атмосфер большинства звезд находится в состоянии, близком к гидростатич. равновесию. Исключение составляют гл. обр. ниж. части фотосфер звёзд с 7 з<8000 К, где важна роль конвекции, верх, части 3. а., где формируется звёздный ветер, а также 3. а. пульсирующих звёзд, эруптивных переменных звёзд и те участки 3. а., где происходят хромосфер-ные вспышки и некоторые другие активные процессы. [c.62]

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]

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]

Как следует из наблюдений, у Солнца и большинства звёзд темп-ра, убывающая наружу в фотосфере, проходит через минимум в т. н. обращающем слое и далее возрастает, достигая значений 10 —10 К. Это означает, что радиац. нагрев не является доминирующим источником энергии в верх, слоях 3. а. Там, по-видимому, преобладает диссипация анергии магн. [c.62]

Считая водород в солнечной фотосфере внешней видимой оболочки Солнца идеальным газом, определите среднюю кинeтичe кJ ю энергию атомов водорода. Концентрация атомов водорода в фотосфере равна примерно 1,6-10 м , давление равно примерно [c.125]

Структура солнечной атмосферы (рис. 45.6) такова, Фотосфера — слой толщиной около 500 км, в котором формируется непрерывное излучение с0 спектр0м, близким к спектру излучения черного тела. На это излучение накладываются узкие линии поглощения — фраунгоферовы линии (табл. 45.2). [c.1199]

Корона — верхняя часть атмосферы Солнца, переходящая непосредственно в межпланетную среду. Высокая температура (порядка 10 К) короны поддерживается за счет энергии, выделяющейся при диссипации поднимающихся из фотосферы магнитных полей и диссипации звуковых и альфвеновских волн, возбуждаемых конвекцией в фотосфере. Электроны распределены в короне по закону [7] [c.1199]

Спектр Солнца показан на рис. 45.7—45.10. Большая часть излучения приходит от фотосферы. В коротковолновой области ( .< 100 нм) спектр состоит из эмис- [c.1200]

Спектроскопические измерения на основании эффекта Допплера показывают, что изменение блеска цефеид сопровождает-ся изменением с тем же периодом лучевых скоростей излучающих частиц газа, что свидетельствует о наличии радиального движения газа в фотосфере цефеид. Амплитуда колебаний лучевой скорости имеет порядок нескольких десятков километров в секунду, для S Цефея эта амплитуда равняется 39 км1сек. Кривые блеска и кривые лучевых скоростей очень похожи друг на друга. [c.279]

Таким образом, данные наблюдений, без сомнения, указывают на наличие значительных движений газа в фотосфере цефеид. Кроме того, в наблюдениях установлено, что колебания блеска сопровождаются изменением их спектров и эффективных температур. Изменение температуры и радиуса фотосферы обусловливает изменение блеска. Отношение светимостей (полная световая энергия, излучаемая звездой) цефеиды во время колебания изменяется в несколько раз, для 5 Цефея это изменение равно 2, [c.279]

Не следует путать эти полосы поглощения с фра-унгоферовыми линиями, которые обусловлены поглощением энергни атомами в фотосфере Солнца. Молекулы и атомы поглощают энергию одинаково в соответствии с законами квантовой механики, но основное различие заключается в том, что разрешенный спектр молекулярного поглошення охватывает все длины волн. Как известно, озон эффективно поглощает ультрафиолетовое излучение с волнами длиной менее 0,3 мкм благодаря этому обитатели Земли не сгорают всякий раз, как только оказываются под открытым небом. [c.286]

Впервые диффузионные представления в теории переноса излучения, по-видимому, были применены в 1926 г. В. А. Фоком [Л. 61], который при решении задачи распространения света в плоском слое, составленном из полупрозрачных пластин, предложил упрощенную схему одномерной диффузии фотонов. В 1931 г. С. Росселанд [Л. 22, 346] разработал свой диффузионный метод исследования переноса излучения в фотосферах звезд, основывающийся на векторном интегрировании спектрального уравнения переноса и получивший впоследствии на-142 [c.142]

Разложив далее тензор излучения 11 на две составляющие (первая из них является скаляром и линейно связана с плотностью энергии излучения, а вторая дает распределение интенсивности излучения по различным направлениям), автор проанализировал их величины. В результате оказалось, что для звездных фотосфер с большой оптической плотностью второй составляющей тензора можно пренебречь по сравнению с первой, а состояние среды и излучения в фотосфере можно считать близким к термодинамическому равновесию. Оба эти фактора позволили С. Росселанду представить вектор полного радиационного потока, исходя из (5-1), в виде диффузионной формулы [c.143]

Ниж. часть 3. а., из к-рой выходит основная часть её излучении, иаз, фотосферой. В расположенных над ней внеш. частях 3. а. обычно выделяют хромосферу, иореходный слой и корону. [c.61]

На непрерывный спектр звезды в области его максимума накладываются скачки (резкие изменения интенсивности с частотой рис. 1), возникающие на границах спектральных серий наиб, обильных атомов. Основными являются балъмеровский скачок (ок. 3650 А) и лаймановский скачок (ок. 912 А). Поскольку в фотосфере градиент темп-ры направлен внутрь звезды, наблюдаемое излучение оказывается слабее в тех областях, где ниже прозрачность фотосферы (в областях спектра, где 3. а. наиболее прозрачна, видно излучение, испускаемое более глубокими и горячими слоями). Этим определяется характер скачков, а также тот факт, что спектральные линии обычно видны в поглощении. Градиент темп-ры в 3. а. приводит также к явлению потемнения к краю диска звезды, изучаемому по покрытию диска одной звезды другой звездой в затменных двойных системах. [c.62]

В разных спектральных диапазонах уровень формирования непрерывного спектра (т 1) находится на разных геом. глубинах. Для коротковолновой области спектра (где относительно велико поглощение на ионах металлов) и для длинноволновой (где велико тормозное поглощение) уровень формирования непрерывного спектра может лежать в хромосфере (рис. 2), в к-рой градиент темп-ры направлен наружу, что приводит к увеличению яркости к краю диска и возникновению эмиссионных линий. Для звёзд с наиб, развитыми хромосферами (напр., звёзд типа Т Таи) это имеет место и в видимом диапазоне — вблизи максимума спектра излучения. Эмиссионные линии возникают также в звёздах с протяжёнными околозвёзд-ными оболочками, эффективно рассеивающими в спектральных линиях излучение фотосферы. [c.62]

Верх, слои 3. а. оптически тонки для большей части собств. излучения. Поэтому тепловой баланс там определяется объёмным охлаждением и нагревом. В таких условиях космич. плазма из-за тепловой неустойчивости распадается на слой с (1-5)-10 К, охлаждающийся в линиях наиб, обильных элементов — водорода и гелия п слой с It. Слой с лежит над фотосферой и получил назв. хромосферы. Внеш. слой с 7 sl0 К наз. короной. Между ними имеется тонкий слой, наз. переходпой областью с резким перепадом гемп-ры от 10 до 10 К, где распределение темн-ры определяется теплопроводностью, т. е. поток топла идёт сверху вниз. [c.63]

Для звёзд с наиб, сильным истечением (звёзды Вольфа—Райе, массивные протозвёзды, напр., IB 10216 (см. Звездообразование), холодные звё.зды с сильным истечением] значит, скорости истечения наблюдаются уже в фотосфере. В холодных звёздах с сильным истечением теми-ра падает наружу в такой степени, что в оттекающих оболочках образуется широкий набор молекул, наблюдаемых по радиоизлучению (см. Молекулы в атмосферах и оболочках звёзд), н, в частности, по мазерному (молекулы [c.63]

Традиц. методом изучения 3. остаётся анализ их положения на Герцшпрупга — Ресселла диаграмме (рис.) (на основании данных об эффективной температуре Уд излучения 3. и её полной светимости L). Светимость L и теип-рэ позволяют найти радиус излучающей поверхности — фотосферы 3. с помощью ф-лы 4ло7 / 2=/,, где o=s5,75-10 г-с -К-- (см. Стефана — Больцмана закон излучения). Темп-ра 3. может быть оценена песк. способами, напр, сравнением распределения знергии в спектре излучения 3. с Планка законом излучения или по относит, интенсивностям спектральных линий разл. элементов, чувствительных к темп-ре. Светимости 3. оцениваются по интегральному (на всех длинах волы) патоку излучения при известном расстоянии до них. Лучшим методом определения расстояния до звёзд остаётся измерение их параллакса (см. Расстояний шкала). [c.68]

В глубоких слоях конвективных оболочек градиспт темп-ры также близок к адиабатическому, однако вблизи фотосферы плотность становится малой и эффективность конвективного переноса тепла надает. При этом градиент темн-ры может сильно превышать адиабатический, так что во.эможно существование областей с инверспым градиентом плотности. Конвективные скорости во внеш. слоях оболочек также 1 км/с, но ввиду невысоких темп-р доля механич. энергия конвекции становится существенной в общем балансе энергии. [c.433]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...