Загальні відомості про Сонце. Будова атмосфери. - Конспект, раздел Образование, З дисципліни Астрофізика
Сонце – Жовтий Карлик Класу G2: Rʘ...
Сонце – жовтий карлик класу G2: Rʘ = 6,96·105км, mʘ – 1,99·І030 кг, ʘ=1,41·103, Tеф=5806К, Lʘ=3,86·1026. Товщина фотосфери Н~350км, густина в її нижній границі 5·10-4 кг/м3 , у верхній – 5·10-7 кг/м3 при Р ~ 0,1 атм. Рівень, на якому t = 1 в l 5000 Å, називають поверхнею Сонця. Рівень h = 320 км прийнято за основу хромосфери.
Розподіл густини в атмосфері характеризується шкалою висот або висотою однорідної атмосфери
, (6.1)
де β – набір висот, густини яких відрізняються в e разів; A = 8,3·107 ; μ – молярна маса; g = 2,7·104– на поверхні Сонця. Для фотосфери при μ=1, β=150км, при Т=5000 К. Іn падає від максимуму до нуля на краю диска (див. розділ 3.1) в шарі товщиною близько 3000 км, який з Землі видно під кутом 0״4. Тому край диска здається різким. Шкала висот в хромосфері майже вдесятеро більша, ніж в фотосфері. Згідно з (6.1), Т при цьому набагато більша, чим в фотосфері. Однак в спектрі хромосфери є й бальмерівські лінії водно, які відповідають низькій Т. На h = 20000 км з’являються згущені газові стовби-спікули з Т ≤ 20000 К висотою 7–12 тис.км, оточені більш гарячим газом. Вони рухаються з швидкістю ~ 20км/с вгору й розчиняються в короні.
зона термоядерних реакцій
| |
зона променевої рівноваги
| |
Рис. 6.1
У основи корони (ρ=10-15г/см3, N=10-9см-3) температура зростає до 100000 К. На h =40000км Т =5·105; h =70000км Т =2·106.
Фотосфера – тонкий шар газу, tn в якому швидко зростає разом з зростанням ρ. З шару tn ³ 1 випромінювання практично не доходить. Зростає й електронний тиск Ре в іонізованому газі фотосфери. При Т~6000К елементи з малим cn (K, Na, Ca) іонізовані. Сильна іонізація металів в стратосфері створює вільні електрони, котрі можуть приєднуватись до НІ, утворюючи Н–.
Цей іон стійкий в умовах фотосфери й служить головним джерелом непрозорості (див. розділ 3.2). Модель фотосфери (відлік від рівня t = 0,0125):
t
| h, км
| T, K
| Р, дін/см2
| Ре, дін/см2
|
0,01
| – 50
|
|
| 0,9
|
0,1
| +200
|
|
| 6,8
|
1,0
| +335
|
|
|
|
7,0
| +450
|
|
|
|
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
Бальмерівський стрибок
По відомому α при даній Теф можна обчислити інтенсивність випромінювання, що виходить на поверхню зірки. Максимальним α стає за межею
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
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
Новости и инфо для студентов