Космос и Земля. Фесенко Б.И - 139 стр.

UptoLike

ВУЗ: 

ПсковГУ | Псков

Составители: 

Рубрика: 

139
тяжении других звёзд, звёздных скоплений и облаков пыли и газа.
При этом растёт дисперсия скоростей.
Выше шла речь о звёздах, не принадлежащих к звёздным
скоплениям и кратным системам. В первом случае при случай-
ных сближениях звёзд также дисперсия скоростей постепенно
увеличивается, что в конце концов приводит к распаду скоп ле-
ния. Во втором случае обычно структура системы обеспечивает
её существование на протяжении многих миллиардов лет.
§11. Радиусы звезд
Зная расстояние до звезды и угол, под которым наблюдает-
ся её радиус, можно рассчитать длину последнего в километрах.
Однако уже на расстоянии в 10 пк радиус Солнца наблюдался
бы под слишком малым углом (около
00005, ′′
). Такой угол в на-
стоящее время измерить очень трудно. Угловые радиусы удаёт-
ся измерить только у ближайших к Солнцу звёзд-гигантов и
сверхгигантов.
Косвенно линейный радиус
R
звезды с известной светимос-
тью
L
и абсолютной температурой
T
можно оценить, исполь-
зуя соотношение:
L Re=4
2
π
,
где
e
- поверхностная яркость звезды. Предположив, что после-
дняя пропорциональна величине
T
4
(закон Стефана - Больцма-
на), получим уравнение:
L
constR
T
=
2 4
и аналогичное уравнение можно записать для величин L
O
, R
O
и
T
O
. Из этих двух уравнений следует формула:
RR LL TT
O O
/ / /( / )
)
=
2
. (42)
Здесь
L
- болометрическая светимость (во всём диапазоне длин
волн), определяемая по видимой звёздной величине и расстоянию
с учётом спектральных особенностей звезды. Температуру оцени-
вают по распределению энергии в спектре излучения звезды. В ча-
стности, температуру можно определить по формуле:
PDF created with pdfFactory Pro trial version www.pdffactory.com
       тяжении других звёзд, звёздных скоплений и облаков пыли и газа.
       При этом растёт дисперсия скоростей.
            Выше шла речь о звёздах, не принадлежащих к звёздным
       скоплениям и кратным системам. В первом случае при случай-
       ных сближениях звёзд также дисперсия скоростей постепенно
       увеличивается, что в конце концов приводит к распаду скоп ле-
       ния. Во втором случае обычно структура системы обеспечивает
       её существование на протяжении многих миллиардов лет.

                             §11. Радиусы звезд

            Зная расстояние до звезды и угол, под которым наблюдает-
       ся её радиус, можно рассчитать длину последнего в километрах.
       Однако уже на расстоянии в 10 пк радиус Солнца наблюдался
       бы под слишком малым углом (около 0,0005′′ ). Такой угол в на-
       стоящее время измерить очень трудно. Угловые радиусы удаёт-
       ся измерить только у ближайших к Солнцу звёзд-гигантов и
       сверхгигантов.
            Косвенно линейный радиус R звезды с известной светимос-
       тью L и абсолютной температурой T можно оценить, исполь-
       зуя соотношение:
                              L = 4πR 2 e ,
       где e - поверхностная яркость звезды. Предположив, что после-
       дняя пропорциональна величине T 4 (закон Стефана - Больцма-
       на), получим уравнение:
                               L = constR 2 T 4
       и аналогичное уравнение можно записать для величин LO , RO и
       TO . Из этих двух уравнений следует формула:

                        R / R) =   L / LO / (T / TO ) 2 .        (42)
            Здесь L - болометрическая светимость (во всём диапазоне длин
       волн), определяемая по видимой звёздной величине и расстоянию
       с учётом спектральных особенностей звезды. Температуру оцени-
       вают по распределению энергии в спектре излучения звезды. В ча-
       стности, температуру можно определить по формуле:
                                                                        139




PDF created with pdfFactory Pro trial version www.pdffactory.com

Страницы