Курс общей астрофизики. Постнов К.А - 153 стр.

UptoLike

ВУЗ: 

МГУ | Москва

Составители: 

Рубрика: 

Соотношения ... для звезд главной последовательности
153
Таблица 5.2. Границы зон внутреннего строения Солнца и их химический состав
Область Размер в ед.
R
≈ 7 · 10
10
см
Химический состав и физиче-
ское состояние
Ядро 0.2 В центре: He(0.63), H(0.35), ме-
таллы (0.02), полная иониза-
ция
Зона лучистой теп-
лопроводности
0.5 He(0.23), H(0.75), металлы
(0.02), высокая ионизация
Конвективная зона 0.3 низкая степень ионизации
Фотосфера 0.002 низкая степень ионизации
Граница фотосферы 1.000
Хромосфера 0.02 низкая степень ионизации
Корона ≈ 5 высокая степень ионизации
бок магнитного поля на поверхности конвекция подавлена, пе-
ренос излучения замедлен и мы наблюдаем области пониженной
температуры – пятна, эффективная температура в которых около
4000 K. Крупномасштабное магнитное поле на Солнце генерирует-
ся динамо-механизмом при дифференциальном вращении Солнца
5.7. Соотношения M –L и M –R для звезд главной
последовательности
Наблюдения двойных звезд позволяют оценивать массы ком-
понент, что дает возможность установления эмпирической зависи-
мости между массой и светимостью. Оказалось, что для звезд глав-
ной последовательности полная (болометрическая) светимость L ∝
M
3
для звезд с массой Солнца и выше, и L ∝ M
4.5
для M<M
.
Эти зависимости были теоретически объяснены английским аст-
рофизиком А.С. Эддингтоном (Eddington) в 1926 г.
Обратимся к уравнению лучистой теплопроводности (5.19) или
его эквивалентной форме (5.26), которое показывает, что фотон-
ная светимость звезды определяется непрозрачностью ее оболоч-
ки. Для порядковых оценок заменим производные по радиусу де-
лением на радиус: d/dr →∼ 1/R, а температуру звезды заменим ее
Соотношения ... для звезд главной последовательности                        153

Таблица 5.2. Границы зон внутреннего строения Солнца и их химический состав
 Область               Размер в ед. Химический состав и физиче-
                       R ≈ 7 · 1010 см   ское состояние
 Ядро                  0.2               В центре: He(0.63), H(0.35), ме-
                                         таллы (0.02), полная иониза-
                                         ция
 Зона лучистой теп-    0.5               He(0.23), H(0.75), металлы
 лопроводности                           (0.02), высокая ионизация
 Конвективная зона     0.3               низкая степень ионизации
 Фотосфера             0.002             низкая степень ионизации
 Граница фотосферы     1.000
 Хромосфера            0.02              низкая степень ионизации
 Корона                ≈5                высокая степень ионизации



бок магнитного поля на поверхности конвекция подавлена, пе-
ренос излучения замедлен и мы наблюдаем области пониженной
температуры – пятна, эффективная температура в которых около
4000 K. Крупномасштабное магнитное поле на Солнце генерирует-
ся динамо-механизмом при дифференциальном вращении Солнца


5.7. Соотношения M–L и M–R для звезд главной
     последовательности
    Наблюдения двойных звезд позволяют оценивать массы ком-
понент, что дает возможность установления эмпирической зависи-
мости между массой и светимостью. Оказалось, что для звезд глав-
ной последовательности полная (болометрическая) светимость L ∝
M 3 для звезд с массой Солнца и выше, и L ∝ M 4.5 для M < M .
Эти зависимости были теоретически объяснены английским аст-
рофизиком А.С. Эддингтоном (Eddington) в 1926 г.
    Обратимся к уравнению лучистой теплопроводности (5.19) или
его эквивалентной форме (5.26), которое показывает, что фотон-
ная светимость звезды определяется непрозрачностью ее оболоч-
ки. Для порядковых оценок заменим производные по радиусу де-
лением на радиус: d/dr →∼ 1/R, а температуру звезды заменим ее

Страницы