Излучение - звезда
Cтраница 1
 |
Снимки Новой Орла 1918 г. в разные годы, по которым видно увеличение размеров оболочки. На снимках 1933 и 1940 гг. заметно образование, являющееся сгустком газа на конце оси. [1] |
Излучение звезды ( или, как говорят, ее блеск) на этом рисунке указано в очень широко употребляемых в астрономии условных единицах - звездных величинах. В основу определения звездной величины кладется следующее условие: возрастание блеска звезды в 100 раз соответствует уменьшению на 5 ее звездной величины. Значит, изменение блеска на одну звездную величину есть его изменение в уюО 2 512 раза. Такая система единиц сложилась еще в древности и общепринята среди наблюдателей звезд, поскольку сравнивать блеск двух звезд в звездных величинах гораздо легче, чем если бы он выражался в энергетических единицах. Для нас же удобство такой системы состоит в возможности более компактного изображения кривых блеска. [2]
Излучение звезды происходит за счет термоядерных реакций, протекающих в центральной части звезды. Продолжительность этой стадии в жизни звезды также зависит от ее массы. Масса определяет, как быстро звезда расходует имеющиеся запасы водорода, превращающегося в гелий. Так, горячие звезды-гиганты, масса которых в 10 - 20 раз превышает массу Солнца, истратят свое ядерное горючее за несколько миллионов лет, а наше Солнце и другие звезды такой массы устойчиво излучают в течение 10 - 15 млрд. лет. [3]
Излучения звезд, продолжающиеся в течение нескольких миллиардов лет, уносят в пространство огромные количества энергии. Несмотря на то что в ряде случаев важную роль может играть гравитационная энергия сжатия, в настоящее время общепризнано, что большинство-звезд черпает энергию, которую они излучают, из экзотермических ядерных реакций, протекающих в их глубинах. [4]
Помимо излучения распадающихся звезд, которое они испускают по мере падения на сингулярность, возможно наблюдение и некоторых прямых динамических эффектов, которым подвержена дисперсия скоростей окружающих звезд. Для этого необходимо высокое пространственное и спектральное разрешение. Простое наблюдение распределения интенсивности излучения в ядре недостаточно, так как этим областям могут быть свойственны быстрые изменения отношения массы к светимости в пространстве и во времени. Синхро-тронное, комптоновское, свободно-свободное и свободно-связанное излучения, а также свет звезд могут давать в сочетании запутанную картину. [5]
 |
Спектр излучения звезды ее Leo. [6] |
Спектр излучения звезды в целом подобен планковскому ( хотя часто имеет сильно искаженный вид; см. рис. 1 и раздел 2) с максимумом, лежащим в ближней ИК -, видимой или УФ-областях спектра. Это позволяет ввести эффективную температуру звезды Тъ, к-рая лежит для большинства звезд в диапазоне 2 - 100 тыс, К. Вдали от максимума спектра звезды обычно излучают сильнее, чем можно ожидать в случае планковского излучения. На непрерывный спектр наложены многочисленные спектральные линии. Для большинства звезд и области максимума непрерывного спектра преобладают линии поглощения, а в коротковолновой области - линии получения. Для части звезд линии излучения видны и около максимума. [7]
 |
Кривая блеска новой звезды, вспыхнувшей в созвездии Орла в 1918 г. Видимый блеск ее в момент максимума был лишь немного меньше, чем у Сириуса - самой яркой. [8] |
Изменение излучения звезды со временем характеризуют так называемой кривой блеска. [9]
В излучении звезды обнаружен водородоподобный спектр, длины волн которого в 9 раз меньше, чем у атомарного водорода. Определить элемент, которому принадлежит данный спектр. [10]
Измерения интенсивности излучения звезд при их покрытии Луной были предложены Мак Маоном ( MacMahon, 1909) для определения их размеров и координат. Его анализ, основанный на простых соображениях геометрической оптики, был подвергнут Эддингтоном ( Eddington, 1909) критике. Эддингтон утверждал, что дифракционные эффекты будут скрывать детали на угловых масштабах порядка размеров звезд. [11]
Громадная интенсивность излучения звезд, связанная с большим расходом массы, указывает на то, что участвующая в процессе энергия слишком велика для того, чтобы возникновение радиации происходило обычным для нас путем. С другой стороны, существование проникающего излучения очень большой частоты может по взглядам Мил ликэна служить признаком того, что элементарные акты излучения, происходящие в мировом пространстве, связаны с выделением таких мощных квантов, какие могут появляться только при субатомных процессах. [12]
Космические помехи, обусловленные излучением звезд и межзвездного газа, проявляются на частотах свыше 30 МГц. Атмосфера для излучений с более низкими частотами непрозрачна. Максимум космических помех на входе приемника зависит от параметров антенны и ее направленности. [13]
Красное смещение заметно при наблюдении излучения звезд, поскольку звезда имеет более сильное поле тяготения, чем Земля. Например, имеющиеся данные по излучению Сириуса подтверждают формулу красного смещения. [14]
Красное смещение заметно при наблюдении излучения звезд, так как масса у звезд больше, чем у Земли. Например, имеющиеся данные по излучению Сириуса подтверждают формулу красного смещения. [15]
Страницы: 1 2 3 4