Звездная атмосфера
Cтраница 1
Исследования звездных атмосфер, так же как и процессов, происходящих в туманностях и межзвездной среде, основаны на математич. [1]
В звездных атмосферах, в верхних слоях планетных атмосфер, в туманностях и межзвездной среде газ находится в состоянии частичного ЛТР. Конечно, число уровней, скажем, водородного атома, населенности которых не находятся в равновесии с континуумом, в случае звездных атмосфер и областей Н II межзвездной среды существенно различно. Однако нет оснований для априорного предположения, что в атмосферах звезд всех типов населенности всех уровней атомов любых элементов являются равновесными. Это предположение составляет так называемую гипотезу о ЛТР, вот уже около пятидесяти лет используемую в теории звездных атмосфер. Применимость этой гипотезы, столь привлекательной теми огромными упрощениями, которые ею вводятся, в каждом конкретном случае нуждается в специальном обосновании. Последовательный подход к теории звездных атмосфер должен основываться на детальном рассмотрении элементарных процессов. Пока в этом направлении делаются только первые шаги. Трудно предвидеть, насколько сильно результаты будут отличаться от того, что дают расчеты, основанные на гипотезе о ЛТР. [2]
Химический состав звездных атмосфер практически одинаков и подобен составу солнечной атмосферы. Однако спектры звезд изменяются с изменением температуры. Так, в спектрах самых горячих звезд ( классы О и В, темп-ра 25000 и значительно выше) наблюдаются линии ионизованных гелия и кислорода, а также слабые линии водорода; появляются линии ионизованного азота. В спектрах менее горячих звезд ( класс А, темп-ра 11000) наблюдаются исключительно интенсивные и широкие линии водорода, появляются слабые линии ионизованного кальция и др. металлов. В спектрах звезд подобных или близких Солнцу ( классы F и G, темп-ра 6000 - 7500) видны полноразвитые многочисленные линии металлов. Наконец, в спектрах холодных звезд ( классы К и М, темп-ра 3600 - 4500) очень сильны линии кальция, появляются молекулярные полосы, в том числе окиси титана, а также CN, СН и ОН. В недрах звезд, так же как и Солнца, происходят реакции преобразования водорода в гелий с освобождением термоядерной энергии. [3]
В теории звездных атмосфер делается также гипотеза о локальном термодинамическом равновесии. [4]
Химический состав звездных атмосфер практически одинаков и подобен составу солнечной атмосферы. Однако спектры звезд изменяются с изменением температуры. Так, в спектрах самых горячих звезд ( классы О и В, темп-ра 25000 и значительно выше) наблюдаются линии ионизованных гелия и кислорода, а также слабые линии водорода; появляются линии ионизованного азота. В спектрах менее горячих звезд ( класс А, темп-ра 11000) наблюдаются исключительно интенсивные и широкие линии водорода, появляются слабые линии ионизованного кальция и др. металлов. В спектрах звезд подобных или близких Солнцу ( классы F и G, темп-ра 6000 - 7500) видны полноразвитые многочисленные линии металлов. Наконец, в спектрах холодных звезд ( классы К и М, темп-ра 3600 - 4500) очень сильны линии кальция, появляются молекулярные полосы, в том числе окиси титана, а также CN, СН и ОН. В недрах звезд, так же как и Солнца, происходят реакции преобразования водорода в гелий с освобождением термоядерной энергии. [5]
Даже в случае звездных атмосфер при N 1014 см-3 Ах порядка нескольких метров и, во всяком случае, оказывается существенно меньше размеров системы-протяженности атмосферы звезды. [6]
Лит, см. при ст. Звездные атмосферы. [7]
При движении ударной волны в звездной атмосфере наблюдаемые характеристики звезды - ее блеск, эффективная температура, показатели цвета - определенным образом изменяются. [8]
В гидростатистически равновесном состоянии в звездных атмосферах давление и плотность энергии излучения малы по сравнению с газовыми. Однако сильная зависимость от температуры ( - - Т 4) приводит к резкому повышению роли этих эффектов излучения даже при относительно небольшом увеличении температуры. [9]
Ноддак, и данные о составе звездных атмосфер. [10]
Исследование радиоактивности материалов и изотопного содержания звездных атмосфер также позволяет оценить возраст космических объектов. [11]
По спектрам звезд находят и химический состав звездных атмосфер. Они сильно отличаются от земной атмосферы по относительному содержанию различных элементов. Почти во всех звездах наиболее распространенным элементом оказывается водород, составляющий около 60 % всей массы газа. Следующим по массе является гелий, а на все более тяжелые элементы - кислород, азот, углерод, металлы - приходится лишь 1 - 2 % от общего количества газа. Только у очень небольшого числа звезд наблюдается повышенное содержание тяжелых элементов и сравнительно малое содержание водорода. [12]
 |
Диффузное пропускание света. [13] |
Однако наличие большого числа свободных электронов в звездной атмосфере должно проявить себя тем, что излучение, идущее от разных частей, диска звезды, будет поляризовано в различной степени. [14]
Если же этот процесс имеет место в звездных атмосферах, мы должны допустить существование звездных бетатронов. [15]
Страницы: 1 2 3 4