Светимость - звезда
Cтраница 2
Это действительно трудный вопрос, и только через два с половиной века источник светимости звезд и Солнца был, наконец, понят и объяснен, но для этого понадобилась ядерная физика вместе со специальной теорией относительности и квантовой механикой. [16]
Для нахождения радиуса из формулы ( 8) нужно, помимо температуры, знать и светимость звезды. Она определяется по тому количеству энергии, которое достигает наблюдателя, при известном расстоянии до звезды. [17]
Со спектральной классификацией звезд связаны так называемые Н - R диаграммы, на которых приводятся графики абсолютных величин или светимости звезд как функция их спектрального класса или цвета. На рис. 7.31 представлен типичный вид диаграммы. [19]
Стадия горения водорода является самой длительной в жизни звезды. Фотонная светимость звезд на главной последовательности, где горит водород, как правило, меньше, чем на последующих стадиях эволюции, а их нейтринная светимость значительно меньше, ввиду того, что центральные температуры не превышают - 4 107 К. Поэтому звезды главной последовательности являются самыми распространенными звездами в Галактике и во всей вселенной ( см. гл. [20]
Одной из полезных сторон простой классификации по форме является ее корреляция со спектральными свойствами звезд. Спектр и полная светимость звезды указывают на ее возраст и химический состав. На этой основе звезды галактик делятся на два типа населения с градациями между ними. Население типа I состоит из звезд, богатых металлами, как молодых, так и старых ( - 108 - 109 лет), тесно связанных с межзвездным газом. Они находятся в гало спиральных галактик и в шаровых скоплениях. Если двигаться вдоль хаббловской последовательности от эллиптических галактик через все более раскрученные спирали к неправильным галактикам, то относительная роль звезд населения типа I возрастает. Вдоль этой последовательности излучение галактик становится в среднем все более голубым; они содержат все больше нейтрального водорода и ионизированного газа. [21]
 |
Кривая изменения блеска Новой Орла. [22] |
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 счет изменения площади фотосферы для цефеид может быть весьма значительным. Этот эффект усугубляется, когда перед фронтом ударной волны - границей фотосферы - имеется слой сравнительно холодного газа, который особенно много поглощает излучаемой энергии в моменты минимального радиуса фотосферы. [23]
Одно из главных проявлений уменьшения гравитационной постоянной со временем связано с эволюцией Звезд. Дело в том, что светимость звезд весьма сильно зависит от величины гравитационной постоянной. При уменьшении этой величины со временем должна уменьшаться и светимость звезд. [24]
Вселенной конечно либо конечно время светимости звезд; ср. [25]
Вообще говоря, влияние вращения на внутреннее строение химически однородной звезды главной последовательности проявляется двояко: в глобальном расширении звезды за счет локальной центробежной силы и в отклонении от сферичности за счет несферической составляющей эффективной силы тяжести. Первый эффект приводит к уменьшению полной светимости звезды по сравнению с невращающейся звездой той же массы. Вследствие второго эффекта возникает зависимость наблюдаемой эффективной температуры и звездной величины от наклона оси вращения к лучу зрения ( см. разд. В настоящее время эти изменения пытаются оценивать в основном при помощи моделей двух типов: твердотельно вращающихся и дифференциально вращающихся, в которых угловая скорость зависит только от расстояния о до оси вращения. [26]
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 Afo), 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. [28]
В таких случаях используются более сложные способы непосредственного определения светимостей звезд. В основе их лежит полученная путем исследования ближайших звезд зависимость между величиной светимости звезды данного спектрального класса и рядом особенностей в линиях поглощения ее спектра. [29]
Вследствие масса - светимость зависимости величина g, в свою очередь, связана со светимостью звезды, мерой к-рой является абс. В йерксской классификации определяются след. [30]
Страницы: 1 2 3