Перейти к содержимому

Как называется полная энергия излучаемая звездой за 1с

  • автор:

Как называется полная энергия излучаемая звездой за 1с

Одни звезды светят более мощно, другие – слабее. Мощность излучения звезды называется светимостью . Светимость – это полная энергия, излучаемая звездой за 1 секунду.

Светимость звезды характеризует поток энергии, излучаемой звездой по всем направлениям, и имеет размерность мощности Дж/с или Вт.

Светимость определяется, если известны видимая величина и расстояние до звезды. Если для определения видимой величины астрономия располагает вполне надежными инструментальными методами, то расстояние до звезд определить не так просто.

Абсолютная звездная величина Солнца во всем диапазоне излучения (болометрическая величина) = 4,72, его светимость = 3,86•10 26 Вт.

Зная абсолютную звездную величину, можно найти светимость:

Звезда Светимость
Сириус 22
Канопус 4 700
Арктур 107
Вега 50

Светимости других звезд определяют в относительных единицах, сравнивая со светимостью Солнца.

Известны звезды, излучающие в десятки тысяч раз меньше, чем Солнце. А звезда S Золотой Рыбы, видимая только в странах южного полушария Земли как звездочка 8-й звездной величины (не видимая невооруженным глазом!), в миллион раз ярче Солнца, ее абсолютная звездная величина = –10,6. По светимости звезды могут отличаться в миллиард раз.

Среди звезд очень высокой светимости выделяют гиганты и сверхгиганты . Большинство гигантов имеет температуру 3 000–4 000 К, поэтому их называют красными гигантами.

1
Рисунок 6.1.3.1.

Альдебаран – красный гигант в созвездии Тельца

2
Рисунок 6.1.3.2.

Альфа Ориона – Бетельгейзе

Сверхгиганты, например, Бетельгейзе – самые мощные источники света. Звезды, имеющие маленькую светимость, называются карликами .

3
Рисунок 6.1.3.3.

§ 22. Основные характеристики звёзд. Светимость

Годичный параллакс $(\pi )$ равен величине угла, под которым со звезды видна большая полуось земной орбиты, перпендикулярная направлению на звезду.

2. Что такое парсек и световой год?

Парсек — это расстояние, с которого радиус земной орбиты был бы виден под углом в $1».$ $1$ пк $= 206\,265\, а.е.$ $=3.086·10^\, км.$

Световой год — расстояние, которое электромагнитное излучение (в вакууме) проходит за $1\, год.$ $1\, пк = 3.26\, св.г.$

3. Чем отличается абсолютная звёздная величина от видимой звёздной величины?

Абсолютная звёздная величина — видимая звёздная величина, которую бы звезда имела, находясь на стандартном расстоянии 10 пк. Видимая звёздная величина — мера наблюдаемого блеска (освещённости, создаваемой светилом на приемнике лучистой энергии) небесного объекта, видимого с Земли.

4. Что понимают под светимостью звезды? Какова светимость Солнца?

Полная энергия, излучаемая звездой по всем направлениям за единицу времени, называется её светимостью. Обычно светимость звезды выражается в единицах светимости Солнца. Светимость Солнца равна $3.84·10^\, Вт.$

5. Какая зависимость существует между светимостью звезды и её абсолютной звёздной величиной?

6. Расстояние до звезды Бетельгейзе 652 св. г. Чему равен её параллакс?

Параллакс звезды будет определяться выражением:

Учитывая, что $1\, пк = 3.26\, св.г.$, получим $r=\dfrac=200\, пк.$

Найдём параллакс: $\pi »=\dfrac = 0.005».$

7. Вычислите расстояние до звезды Веги в парсеках и световых годах, если известно, что её видимая и абсолютная звёздные величины соответственно равны $0.0^m$ и $0.5^m.$

Решение временно отсутствует

Присоединяйтесь к Telegram-группе @superresheba_11, делитесь своими решениями и пользуйтесь материалами, которые присылают другие участники группы!

Как называется полная энергия излучаемая звездой за 1с

Зная абсолютную звездную величину звезды, можно вычислить действительное общее излучение звезды или ее светимость. Светимостью называется полная энергия, излучаемая звездой за 1 с. Светимость звезды можно выразить в ваттах, но чаще ее выражают в светимостях Солнца. Напомним, что светимость Солнца равна \(3,85 \cdot 10^ \:Вт\).

Используя формулу \(\frac > > = 2,512^ — m_ >\), можно записать соотношение между светимостями и абсолютными звездными величинами какой-либо звезды и Солнца:\[\frac > = 2,512^ — M>,\] где \(L\) и \(L_ \) — светимости звезды и Солнца; \(M\) и \(M_ \) — соответственно их абсолютные звездные величины. Если принять \(L_ = 1\) и с учетом того, что \(M = 4,8^ \), формула \(\frac > = 2,512^ — M>\) примет вид: \[L = 2,512^ — M>\] или \[L = 2,512^ .\]

Звезды-сверхгиганты, имеющие \(M = -9^ \), обладают мощностью излучения больше нашего Солнца в 330 тыс. раз, а самые неяркие звезды с абсолютной звездной величиной \(M = 19^ \) излучают свет в 480 тыс. раз слабее нашего Солнца.

Как называется полная энергия излучаемая звездой за 1с

Одни звезды светят более мощно, другие – слабее. Мощность излучения звезды называется светимостью . Светимость – это полная энергия, излучаемая звездой за 1 секунду.

Светимость звезды характеризует поток энергии, излучаемой звездой по всем направлениям, и имеет размерность мощности Дж/с или Вт.

Светимость определяется, если известны видимая величина и расстояние до звезды. Если для определения видимой величины астрономия располагает вполне надежными инструментальными методами, то расстояние до звезд определить не так просто.

Абсолютная звездная величина Солнца во всем диапазоне излучения (болометрическая величина) = 4,72, его светимость = 3,86•10 26 Вт.

Зная абсолютную звездную величину, можно найти светимость:

Светимости других звезд определяют в относительных единицах, сравнивая со светимостью Солнца.

Известны звезды, излучающие в десятки тысяч раз меньше, чем Солнце. А звезда S Золотой Рыбы, видимая только в странах южного полушария Земли как звездочка 8-й звездной величины (не видимая невооруженным глазом!), в миллион раз ярче Солнца, ее абсолютная звездная величина = –10,6. По светимости звезды могут отличаться в миллиард раз.

Среди звезд очень высокой светимости выделяют гиганты и сверхгиганты . Большинство гигантов имеет температуру 3 000–4 000 К, поэтому их называют красными гигантами.

Сверхгиганты, например, Бетельгейзе – самые мощные источники света. Звезды, имеющие маленькую светимость, называются карликами .

Методы определения температуры звезд

Методы определения температуры звезд, изображение №1

Температура характеризует среднюю кинетическую энергию одной частицы вещества. Часто температурой называют результат ее измерения тем или иным методом. Температура — очень важная характеристика состояния вещества, от которой зависят основные его физические свойства, например, светимость звезды или ее цвет. Определение температуры — одна из труднейших астрофизических задач. Это связано как со сложностью существующих методов определения температуры, так и с принципиальной неточностью некоторых из них. За редким исключением, астрономы лишены возможности измерять температуру с помощью какого-либо прибора, установленного на самом исследуемом теле.

Однако даже если бы это удалось сделать, во многих случаях тепло-измерительные приборы оказались бы бесполезными, так как их показания сильно отличались бы от действительного значения температуры. Термометр дает правильные показания только в том случае, когда он находится в тепловом равновесии с телом, температура которого измеряется. Поэтому для тел, не находящихся в тепловом равновесии, принципиально невозможно пользоваться термометром, и для определения их температуры необходимо применять специальные методы. Рассмотрим основные методы определения температур и укажем важнейшие случаи их применения.

Определение температуры по ширине спектральных линий. Спектр излучения газов уникален, и у каждого газа есть свой набор спектральных линий. Естественная ширина линии определяется временем жизни того уровня энергии в атоме, с которого происходит излучение. В реальности же ширина линии больше естественной ширины из-за того, что газ движется как целое (эффект Доплера) и за счет теплового беспорядочного движения атомов. Если из наблюдений известна доплеровская ширина спектральных линий излучения или поглощения и слой газа оптически тонкий (самопоглощения нет), а его атомы обладают только тепловыми движениями, то непосредственно получается значение кинетической температуры (т.е. температуры, характеризующей среднюю кинетическую энергию движения). Однако очень часто эти условия не выполняются, о чем прежде всего говорит отклонение наблюдаемых профилей от кривой Гаусса, изображенной на рис. 1. Форма линии может отличаться от гауссовской, если, например, излучаемое вещество неоднородно: есть внутреннее движение вещества, дополнительная газовая оболочка и т.д. Очевидно, что в этих случаях задача определения температуры на основании профилей спектральных линий сильно усложняется.

Методы определения температуры звезд, изображение №2

Определение температуры на основании применения законов излучения абсолютно черного тела. На применении законов излучения абсолютно черного тела (строго говоря, справедливых только для термодинамического равновесия) к наблюдаемому излучению основан ряд наиболее распространенных методов определения температуры. Однако по причинам, упомянутым в начале этой статьи, все эти методы принципиально неточны и приводят к результатам, содержащим большие или меньшие ошибки. Поэтому их применяют либо для приближенных оценок температуры, либо в тех случаях, когда удается доказать, что эти ошибки пренебрежимо малы. Начнем именно с этих случаев.

Оптически толстый, непрозрачный слой газа дает сильное излучение в непрерывном спектре. Типичным примером могут служить наиболее глубокие слои атмосферы звезды. Чем глубже находятся эти слои, тем лучше они изолированы от окружающего пространства и тем ближе, следовательно, их излучение к равновесному. Поэтому для внутренних слоев звезды, излучение которых до нас совсем не доходит, законы теплового излучения выполняются с высокой степенью точности.

Методы определения температуры звезд, изображение №3

Совсем иначе обстоит дело с внешними слоями звезды. Они занимают промежуточное положение между полностью изолированными внутренними слоями и совсем прозрачными самыми внешними (имеется в виду видимое излучение). Фактически мы видим те слои, оптическая толщина которых τ не слишком сильно отличается от 1. Действительно, более глубокие слои хуже видны вследствие быстрого роста непрозрачности с глубиной, а самые внешние слои, для которых τ мало, слабо излучают (напомним, что излучение оптически тонкого слоя пропорционально его оптической толщине τ). Следовательно, излучение, выходящее за пределы данного тела, возникает в основном в слоях, для которых τ ≈ 1. Иными словами, те слои, что мы видим, расположены на глубине, начиная с которой газ становится непрозрачным. Для них законы теплового излучения выполняются лишь приблизительно. Так, например, для звезд, как правило, удается подобрать такую планковскую кривую, которая, хотя и очень грубо, все же напоминает распределение энергии в ее спектре. Это позволяет с большими оговорками применить законы Планка, Стефана — Больцмана и Вина к излучению звезд.

Рассмотрим применение этих законов к излучению Солнца. На рис. 2 изображено наблюдаемое распределение энергии в спектре центра солнечного диска вместе с несколькими планковскими кривыми для различных температур. Из этого рисунка видно, что ни одна из них в точности не совпадает с кривой для Солнца. У последней максимум излучения выражен не так резко. Если принять, что он имеет место в длине волны λmax = 4300 Å, то температура, определенная по закону смещения Вина, окажется равной Т (λmax) = 6750°.

Полная энергия, излучаемая 1 см2 поверхности Солнца за 1 с, называется потоком излучения и равна

Методы определения температуры звезд, изображение №4

Подставляя это значение в закон Стефана — Больцмана

Методы определения температуры звезд, изображение №5

получаем так называемую эффективную температуру Tэфф=5779 K.

Итак, эффективной температурой тела называется температура такого абсолютно черного тела, каждый квадратный сантиметр которого во всем спектре излучает такой же поток энергии, как и 1 см^2 данного тела.

Аналогичным образом вводятся понятия яркостной и цветовой температуры. Яркостной температурой называется температура такого абсолютно черного тела, каждый квадратный сантиметр которого в некоторой длине волны излучает такой же поток энергии, как и данное тело в той же длине волны. Чтобы определить яркостную температуру, надо применить формулу Планка к наблюдаемой монохроматической яркости излучающей поверхности. Очевидно, что в различных участках спектра реальное тело может иметь различную яркостную температуру. Так, например, из рис. 2 видно, что кривая для Солнца пересекает различные планковские кривые, соответствующие температуры которых показывают изменение яркостной температуры Солнца в различных участках видимого спектра.

Определение яркостной температуры требует очень сложных измерений интенсивности излучения в абсолютных единицах. Гораздо проще определить изменение интенсивности излучения в некоторой области спектра (относительное распределение энергии).

Температура абсолютно черного тела, у которого относительное распределение энергии в некотором участке спектра такое же, как и у данного тела, называется цветовой температурой тела. Возвращаясь снова к распределению энергии в спектре Солнца, мы видим, что в области длин волн 5000 – 6000 Å наклон кривой для Солнца на рис. 2 такой же, как и у планковской кривой для температуры 7000° в той же области спектра.

Итак, различные методы определения температуры, примененные к одному и тому же объекту — Солнцу, приводят к различным результатам. Однако это вовсе не означает, что температуру Солнца вообще невозможно определить. Расхождения между результатами применения различных методов объясняются изменением температуры солнечного вещества с глубиной, а также тем, что наружные слои газов излучают не как абсолютно черное тело.

Введенные выше понятия эффективной, яркостной и цветовой температуры являются, таким образом, лишь параметрами, характеризующими свойства наблюдаемого излучения. Чтобы выяснить, с какой точностью и на какой глубине они дают представление о действительной температуре тела, необходимы дополнительные исследования.

Задача 1. Определить светимость Солнца L⨀ – полную мощность, излучаемую поверхностью Солнца, и солнечную постоянную S⨀ – поток солнечного излучения на расстоянии 1 а.е. = 149,6 млн. км. Радиус Солнца R⨀=696 тыс. км.

Решение. Светимость равна полной энергии, излучаемой единицей поверхности Солнца за единицу времени, умноженной на площадь поверхности Солнца:

Методы определения температуры звезд, изображение №6

Солнечная постоянная равна отношению светимости Солнца и площади сферы радиусом 1 а.е.:

Методы определения температуры звезд, изображение №7

Задача 2. На сколько должна измениться температура поверхности Солнца, чтобы увеличить солнечную постоянную на 1%?

Решение. Солнечная постоянная связана с температурой через закон Стефана-Больцмана

Методы определения температуры звезд, изображение №8

Пусть при изменении температуры поверхности Солнца на T солнечная постоянная увеличилась на 1%. Тогда

Методы определения температуры звезд, изображение №9

Поделим второе выражение на первое, получим:

Методы определения температуры звезд, изображение №10

Поэтому температура должна повыситься на

Методы определения температуры звезд, изображение №11

Задача 3. Красная звезда имеет температуру 3000 K, а белая 10000 K. Во сколько раз отличаются размеры звезд, если они имеют одинаковые светимости?

как называеться полная энергия, излучаемая звездой за 1с?

Предложите методы построения образовательного процесса с использованием современных здоровьесберегающих технологий. Какой режим двигательной активности рекомендован подросткам с предрасположенностью к гипертонии.

Разветвлённые цепи переменного тока с активным, индуктивным и

ёмкостным элементами. Напишите условие резонанса токов.

найти площадь фигуры ограниченной линиями y^2=x^3,y=8,x=0

интегрирование некоторых классов тригонометрических функций

распишите пожалуйста теорию кратко, нужно для сдачи экзаменационного билета.

найти dz если z=arctg((x+y)/x)

пожалуйста решите 1 задание любого варианта

Составьте таблицу (ДВОЕТОЧИЕ И ТИРЕ В БЕССОЮЗНОМ СЛОЖНОМ ПРЕДЛОЖЕНИИ)

блин, нужна помощь экспертов, хочу пойти погулять с одноклассницей-подругой, 8 класс, не для развода ножек и не для поцелуев, о чем можно пообщаться с ней нормально? какие смешные анекдоты и комплименты должны быть в запасе всегда и в кармане?

Похожие публикации:

  1. Как посмотреть фот в 1с
  2. Как проверить акт сверки в 1с
  3. Как провести переходящую командировку в 1с зуп
  4. Как разделить страховые взносы за ип между усн и патент в 1с 8 3

Количество энергии, которую излучает звезда со всей своей поверхности в единицу времени по всем направлениям, называется

Светимость звезд. Звезды вырабатывают и выбрасывают в открытый космос огромное количество энергии. Суммарная энергия, излучаемая звездой, называется светимостью. Светимость — полная энергия, излучаемая звездой в единицу времени и измеряется в абсолютных единицах (СИ — Вт; СГС — эрг/с) либо в единицах светимости Солнца (L⊙ = 3,827⋅1033 эрг/с = 3,827⋅1026 Вт). Светимость зависит от всех характеристик звезды и является одним из важнейших показателей. Светимость не зависит от расстояния до объекта и позволяет сравнивать между собой различные типы звёзд.

Светимостью в астрономии называется полная энергия, излучённая небесным телом за единицу времени.

Количество энергии, которую излучает звезда со всей своей поверхности в единицу времени по всем направлениям, называется -светимостью.

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *