Cтраница 3
АТМОСФЕРЫ ЗВЕЗД, поверхностные слои звезд, в к-рых формируется наблюдаемый спектр излучения звезд. [31]
Характерной особенностью вспышек у звезд типа UV Кита является чрезвычайно быстрое возрастание излучения звезды в начале вспышки, не встречающееся ни у какого иного типа звезд. Оно может увеличиться в десять раз за несколько секунд. Различие вспышек по силе значительно. При больших вспышках излучение звезды увеличивается более чем в сто раз при самых слабых-в несколько раз, причем это занимает не более, чем одну-две минуты. Затем происходит спад излучения, более медленный, и через 10 - 20 минут излучение звезды оказывается таким же, как и до вспышки. [32]
АТМОСФЕРЫ ЗВЕЗД, поверхностные слои звезд, в к-рых формируется наблюдаемый спектр излучения звезд. [33]
На звездах ранних спектральных классов активные процессы не столь заметны на ярком фоне излучения звезды, но также наблюдаются по нетепловому радиоизлучению. [34]
Какое максимальное ускорение может развить эта космическая яхта на расстоянии R от звезды, если поток излучения звезды Ф, площадь паруса S, масса яхты иг. [35]
Например, в [29] считается, что МФИ - это не остаток первичного взрыва, а термализованиое излучение звезд, суммарная энергия которого соответствует дефекту массы при сгорании водорода в недрах звезд. [36]
Все члены в последнем выражении, заключенные в квадратные скобки, обращаются в нуль, если рассматривается излучение звезд, лазеров со случайной фазой, тепловых источников и атомов. [37]
В вопросах, занимающих сейчас астрофизику, одно из первых мест занимают теории, касающиеся строения и излучения звезд. В этих вопросах астроном не только пользуется физическими представлениями о строении атомов и о природе радиации, он находит в космических явлениях также эксперименты, не осуществимые в земных лабораториях. Этот опыт особенно ценен для физики. [38]
В этом параграфе мы рассматриваем задачу об изменении степени ионизации атомов в оболочке, находящейся под воздействием переменного излучения звезды. Для простоты будем считать, что температура звезды сначала мала, а затем внезапно сильно возрастает. Тогда до вспышки звезды атомы в оболочке не ионизованы, и она не светится. После вспышки начинается ионизация атомов в оболочке, влекущая за собой ее свечение. Усиление блеска оболочки продолжается до тех пор, пока не установится ионизационное равновесие, соответствующее возросшей температуре звезды. [39]
Электронная температура в областях Н I и Н II определяется балансом между притоком тепла к газу от поля излучения звезд и потерями на излучение в пространство. Приток тепла включает также захват электрона атомом сильно ионизированного межзвездного газа и последующую фотоионизацию атома звездным полем излучения. При этом электрон испускается с большей энергией, чем та, которую он имел до захвата, и его кинетическая энергия расходуется на нагревание газа. Газ охлаждается в результате своего собственного излучения. Этот процесс включает также возбуждение в результате электронного удара и последующее излучение энергии возбуждения. Таким образом, нагревание определяется воздействием звездного излучения, которому подвержены атомы, а охлаждение зависит от того, в какой степени свободные электроны способны вызвать возбуждение имеющихся атомов ( или ионов) с последующим излучением соответствующих возбужденных уровней. Большое различие между кинетическими температурами в областях Н I и НII связано с различием в составе межзвездного газа и в распределении возбужденных уровней излучающих атомов или ионов. [40]
Для диска вокруг звезды с М 1М0 в начале стадии Т Тельца ( t 106 лет) нагрев излучением центральной звезды ( Кусака и др., 1970; Д Алессио и др., 1998) преобладает над диссипацией турбулентности в области г 15 а. Со временем, по мере рассеяния диска, нижняя граница этой области перемещается в сторону меньших радиальных расстояний. [41]
При наблюдении D-линии излучения атомов натрия ( лабораторная длина волны 589 0 ммк) установлено, что она сдвинута в спектре излучения звезды и имеет длину волны 588 0 ммк. Чему равна скорость звезды относительно наблюдателя. [42]
В свете того, что нам уже стало известно о характере взрыва в новой звезде, нетрудно понять наблюдаемые при вспышке изменения излучения звезды. В результате взрыва, на некотором уровне в звезде, глубоко под ее поверхностью, освобождается много энергии. Часть энергии расходуется на нагревание газа в слое, охваченном взрывом, и давление газа в слое возрастает настолько, что вес внешних слоев звезды не в состоянии его уравновесить. Поэтому наружные слои звезды начинают расширяться и излучающая поверхность увеличивается, а это проявляется в быстром возрастании наблюдаемого блеска звезды. [43]
Планетарная туманность NGC7027, спектр которой также приведен на рис. 1.1, находится в нашей Галактике и состоит из газа, ионизованного излучением центральной звезды. Радиоизлучение имеет тепловую природу и является результатом свободно-свободных переходов при столкновениях между несвязанными электронами и ионами в плазме. На низкочастотном конце спектральной кривой туманность непрозрачна для собственного излучения и излучает чернотельный спектр, хорошо аппроксимируемый законом Релея-Джинса. С увеличением частоты способность к поглощению и, следовательно, излучению уменьшается пропорционально v - 2 ( см. Rybicki and Lightman, 1979), где v - частота. Это соответствует обратной зависимости г / 2 в законе Релея-Джинса. Следовательно, на высоких частотах, где туманность непрозрачна для излучения, спектр ее - плоский. Излучение этого типа неполяризовано. [44]
Она включает энергию магнитного поля & uanSV / 8n и энергию излучения еизл, которая, в свою очередь, состоит из энергии излучения звезд еизл-зв и энергии реликтового излучения ерел. Последняя равна 4 - Ю-13 эрг / см3 для планковского спектра при 2 7 К. Если 10 - гс, то емагн4 - 10 - 14 эрг / см3 - пренебрежимо мала, нодля 10 - 5гс емаги4 - 10 - 12 эрг / см3 - ужебольше, чем ерелизл. В порядка 10 14 эрг / см - много меньше, чем ерел. [45]