рефераты конспекты курсовые дипломные лекции шпоры

Реферат Курсовая Конспект

Бальмерівський стрибок

Бальмерівський стрибок - Конспект, раздел Образование, З дисципліни Астрофізика По Відомому α При Даній ТЕф Можна Обчислити Ін­...

По відомому α при даній Теф можна обчислити ін­тенсивність випромінювання, що виходить на поверхню зірки. Максимальним α стає за межею

серії (ділянка ДС на рис.3.4), тому в цих довжинах хвиль на поверх­ню виходять

 

 

Рис. 3.4

 

лише кванти, випромінені самими зовнішніми шарами фотосфери, де Т мала. Інтенсивність тут менша, ніж до межі (ділянка АВ). Логарифм відношення інтенсивностей по обидва боки межі серії Бальмера називаєть­ся бальмерівським стрибком

.

Значення D залежить від темпе­ратури атмосфери: при Т =10500К – D = 0,49; Т =15000К – D = 0,22; Т =20000К – D = 0,11. Особливо великий D у зірок класу А, тобто там поглинання йде в головному за рахунок іонізації водню. У Сонця D слабкий, тобто роль водневого поглинання в атмосфері мала.

– Конец работы –

Эта тема принадлежит разделу:

З дисципліни Астрофізика

Дніпродзержинський державний технічний університет... КОНСПЕКТ ЛЕКЦІЙ З дисципліни Астрофізика...

Если Вам нужно дополнительный материал на эту тему, или Вы не нашли то, что искали, рекомендуем воспользоваться поиском по нашей базе работ: Бальмерівський стрибок

Что будем делать с полученным материалом:

Если этот материал оказался полезным ля Вас, Вы можете сохранить его на свою страничку в социальных сетях:

Все темы данного раздела:

З дисципліни Астрофізика
Для студентів спеціальності 6.070102 (фізика твердого тіла)     Затверджено редакційно-видавничою секцією науково-методичної ради ДДТУ протоко

Астрофізика як наука та предмет її досліджень
    Астрофізика вивчає будову, фізичні властивості космічних об’єктів та явища, що відбуваються у світовому просторі. Предметом досліджень астрофізики є область Всесвіту

Видима зоряна величина.
  Астрофотометрія досліджує блиск небесних світил, тобто освітленість Е – світловий потік, що падає на одиницю поверхні, нормальної до променів. Інтенсивність I = E

В загальному випадку
(1.6) Звідки слідує формула Погсона:

Показник кольору
  Різниця блиску зірки в різних ділянках спектра називається показником кольору:

Світність та абсолютна зоряна величина. Модуль відстані
  Абсолютна зоряна величина характеризує світність зірки і являє собою видиму величину, яку мала б зірка на відстані 10 парсек. Один парсек – відстань, з якої радіус земної орбіти вид

Річний паралакс та визначення відстані близьких зірок
  Річний паралакс p - це кут, під яким з зірки S (рис.1.2) видно радіус земної орбіти a.  

Для теплового випромінювання
Iט ~при hν>>КT (1.14) Частковим випадком теплового випром

Болометрична величина зірки
  В (1.9) входить болометрична зоряна величина, яка враховує випромінювання зірки у всьому спектральному діапазоні: mв = mv+

Потенціали збудження та іонізації атомів
  Розглянемо основні закономірності поведінки газів у зоряних атмосферах та міжзоряному газові поблизу гарячих зірок, випромінювання яких іонізує оточуючий їх газ. Основною речовиною

Спектральні серії та рекомбінаційні радіолінії
  Перші лінії спектральних серій називаються резонансними й позначаються Lα (Лайман-альфа, 2

Часові масштаби релаксаційних процесів
  За час релаксації параметр системи зменшується у е=2,72 рази, тобто система наближається до рівноважного стану. Релаксаційними є процеси рекомбінації та переходів з вищих рів

Заборонені лінії
  Це лінії, заборонені правилами вибору. Оскільки спін протона , то повний момент атома

Розподіли Больцмана та Максвелла
  В класичній фізиці розподіл частинок ідеального газу по енергетичним рівням в умовах термодинамічної рівноваги описується функцією Больцмана:

Ефект Доплера
  Ефект Доплера має виключно важливе значення в астрофізиці, тому що дозволяє по зміщенню та уширенню ліній визначати променеві швидкості об’єктів, швидкості руху газових хмар, рукаві

Рівняння переносу
  Первісні γ-кванти, що виникають при ядерних реакціях в надрах зірок ( λ~ 0,001Å,

Коефіцієнт поглинання
  При тепловому випромінюванні (поглинанні) відбуваються такі переходи електрона: 1) зв’язано-зв’язані; 2) зв’язано-вільні; 3) вільно-вільні. При першому з них (ν

Матеріальна єдність світу
  Вивчення спектральних ліній зоряних атмосфер дозволяє оцінити загальну кількість поглинаючих атомів даного елемента, що знаходиться в певному енергетичному стані і межах визначеного

Спектральна класифікація зірок та її фізичні основи
  Спектр випромінювання зірок – суцільний, з темними лініями поглинання (в зоряних атмосферах) та іноді – з яскравими емісійними лініями, що виникають у верхніх шарах зірок. Вид спект

Ефекти обертання та турбулентності
  Розбіжність в спектрах зірок одного класу пов'язана також з різними швидкостями їх обертання навколо осі, а також з міцними турбулентними рухами в зоряних атмосферах. За рахунок ефе

Загальна характеристика нетеплового випромінювання
  Нетеплове випромінювання генерується в нерівноважних умовах, коли розподіл електронів по швидкостям не є максвеловським. Спостереженнями в радіодіапазоні встановлено, що значна част

Синхротронне випромінювання
  Нетеплове випромінювання, що генерується релятивістськими зарядженими частинками в зовнішніх магнітних полях, знайдене в синхротронах і тому назване синхротронним. Електрон рухаєтьс

Комптонівське розсіювання електромагнітних хвиль на релятивістських електронах
  Нехай між джерелом, випромінюючим з частотою ν0, та спостерігачем знаходиться хмара релятивістських електронів з енергією Е . Зіткнувшись з таким елект

Розсіювання плазмових хвиль на релятивістських електронах
  В умовах космосу в плазмі можливі повздовжні та поперечні плазмові хвилі. Заряд в плазмі нейтралізується зарядами протилежного знаку за межами сфери радіуса D (дебаївський ра

Загальні відомості про Сонце. Будова атмосфери.
  Сонце – жовтий карлик класу G2: Rʘ = 6,96·105км, mʘ – 1,99·І030 кг,

Прояви сонячної активності, що спостерігаються
  Фотосфера виглядає як кипляча поверхня із світлих гранул на темному фоні, діаметром ~700 км з температурою, більшою на 400 К від темних проміжків. Гранули – не виверження газів дого

Радіо – та рентгенівське Сонце
  В цих діапазонах Сонце – слабке джерело. Є чимало об'єк­тів (радіопульсари, залишки вибухів зірок, радіогалактики, релятивістські зірки тощо), які в них мають ту ж потужність, незва

Гідростатична рівновага Сонця
  В газовій кулі масою m радіусом R виділимо на відстані r1 від центра стовпчик газу висотою

Динаміка зовнішніх шарів Сонця
  Визначимо умову, при якій порушується променева рівновага й виникає конвекція. Нехай конвективний елемент газу в нижній фотосфері був адіабатно зміщений догори на

Умова стійкості гідростатичної рівноваги. Негативна теплоємність зірок
  Гідростатична рівновага (6.5), осереднена для зірки в цілому . При

Причини сонячної активності. Магнітні поля плям
  Плями виникають через конвекцію в зовнішніх шарах. Загаль­не магнітне поле пронизує н

Теорія сонячних спалахів
  Кількісно ця теорія ще не розроблена внаслідок великої складності процесів, що протік

Утворення протуберанців
  Протуберанці – це утворені потоками газу викиди речовини з підвищеною густиною й пониженою температурою, що виходять в корону. Спокійний протуберанець (h = 15–100 тис. км,

Джерела енергії Сонця
  Джерелами енергії Сонця та зірок можуть бути гравітаційне стискання (див. розділ 6.6) та термоядерні реакції. Гравітаційна потенційна енергія:

Діаграма колір – світність.
  Незалежно Е. Герцшпрунг та Г.Реесел на початку XX ст. встановили емпіричну залежність між світністю зірок та їх кольором (спектральним класом). На діаграмі К–С зірки у

Залежність маса-світність
  Маса – найважливіша, але й найскладніша для визначення характеристика зірки. Надійного засобу визначення маси одиноких зірок взагалі не існує. Однак чимало зірок є подвійними, тобто

Залежність маса-світність
  Маса – найважливіша, але й найскладніша для визначення характеристика зірки. Надійного засобу визначення маси одиноких зірок взагалі не існує. Однак чимало зірок є подвійними, тобто

Розв’язування
1)Використовуємо(1.11): ; 2)

Політропні моделі зірок.
  Маса тонкого сферичного шару товщиною :

Умова променевої рівноваги. Основні рівняння теорії будови зірок.
  При виведенні (7.11) не враховане неперервне енерговиділення. При заданих , R,

Моделі зірок
  Розрахунок моделей зводиться до розв’язування основних рівнянь попереднього розділу з використанням таблиць

Синтез хімічних елементів в надрах зірок
  В ядрах гігантів водню вже нема, а с

Модель білих карликів
  Перший з білих карликів було відкрито в подвійній системі Сіріуса (Bеликого Пса): нав

Еволюція зірок
  Зірки утворюються шляхом гравітаційної конденсації в газопилових комплексах (зони НІ з

Пульсуючі фізично змінні зірки.
  Це зірки, що виконують коливання за рахунок енергії, що вивільняється в надрах, причому промениста енергія переходить в механічну. Овновні типи: 1. Довгоперіодичні цефеїди

Вибухи наднових зірок.
  На пізніх стадіях еволюції масивні зірки вибухають, і їх світність збільшується неймовірно. Зірка, зовсім невидима на фото до спалаху, раптово з'являється. Тому їх і нарекли досить

Пульсари. Нейтронні зірки.
  В 1967р. відкриті джерела короткоперіодичного радіовипромінювання, названі пульсарами (

Чорні дірки.
  При навіть тиск виродженого нейтронного газу не здатний зупинити гравітаційне стиска

ЛІТЕРАТУРА
1. Д.Я.Мартынов. Курс общей астрофизики. - М.: Наука, 1971. - 616с. 2. Физика космоса. Под ред.Р.А.Сюняева. - М.:Сов.энциклопедия, 1986. - 783 с. 3. И.В.Савельев. Курс общей физик

Хотите получать на электронную почту самые свежие новости?
Education Insider Sample
Подпишитесь на Нашу рассылку
Наша политика приватности обеспечивает 100% безопасность и анонимность Ваших E-Mail
Реклама
Соответствующий теме материал
  • Похожее
  • Популярное
  • Облако тегов
  • Здесь
  • Временно
  • Пусто
Теги