Фотосфера

Cтраница 2

В фотосферах практически всегда абсолютно доминирует радиац. Его эффективность определяется коэф. [16]

В фотосферах звезд устанавливается распределение темп-ры, падающее наружу, и распределение плотности, определяемое барометрической формулой. Характерная толщина фотосферы ДД определяется длиной свободного пробега фотонов в слое с оптич. Она близка к величине шкалы высот в фотосфере, тем самым пропорциональна темп-ре Т и обратно пропорциональна гравитац. [17]

Уровни фор-миров а нин непрерывного спектра в атмосфере Солнца.. БОО - Надщтриховойпря - и мой градиент тем - ч пературы положи - 400 телен ( температура Р растет с высотой, в nnri под прямой - от - m рицателен. [18]

В фотосферах звезд устанавливается распределение темп-ры, падающее наружу, и распределение плотности, определяемое барометрической формулой. Характерная толщина фотосферы Дй определяется длиной свободного пробега фотонов в слое с оптич. Она близка к величине шкалы высот в фотосфере, тем самым пропорциональна темп-ре Т и обратно пропорциональна гравитац. [19]

Справа показаны фотосфера ( 8), где зарождаются протуберанцы, и хромосфера pi), которую они пронизывают. [20]

Спектр солнечного излучения [ 1. / х - поток солнечной энергии через единичную площадку на расстоянии в 1 а. е. от Солнца, отнесенный к единичному интервалу длин.| Характеристики радиоизлучения Солнца [ 2. [21]

Поток излучения фотосферы 6 41 - Ю1 эрг / ( см - сек. [22]

На поверхности фотосферы происходят грандиозные вихревые движения раскаленных газов, называемые солнечными пятнами. [23]

Кривая изменения блеска Новой Орла. [24]

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. [25]

Располагающиеся над фотосферой хромосфера и корона практически свободно пропускают непрерывное оптич. Верх, часть фотосферы и переходную область между фотосферой и хромосферой иногда называют обращающим слоем. Этот слой прозрачен для частот непрерывного спектра. Однако в нек-рых частотах, определяемых строением образующих слой атомов, слой непрозрачен. Излучение на этих избранных частотах рассеивается или поглощается обращающий слоем, и в спектре появляются линии поглощения, к-рые иногда называют фраунгоферовыми линиями. Практически вся энергия излучения Солнца заключена в непрерывном излучении фотосферы, приходящемся на интервал длин волн от 1500 А до 0 5 см. В радиодиапазоне и К В-о б ласти спектра излучение существенно отличается от фотосферного. [26]

Температура внутренних слоев фотосферы около 6000 К и уменьшается до 4500 К в ее внешнем слое. Фотосфера составляет нижний слой атмосферы Солнца. [27]

Основную часть излучения фотосферы испускают ее внутренние, более горячие слои. Они хорошо теплоизолированы от окружающего пространства внешними слоями, поэтому их излучение близко к равновесному. Следовательно, Солнце должно излучать приблизительно как абсолютно черное тело. [28]

Основную часть излучения фотосферы спускают ее внутренние, более горячие слои. Они хорошо теплоизолированы от окружающего пространства внешними слоями, поэтому их излучение близко к равновесному. Следовательно, Солнце должно излучать приблизительно как абсолютно черное тело. [29]

Наблюдения и анализ пвездных фотосфер, гтер. [30]

Страницы: 1 2 3 4 5