Curba - strălucire - o mare enciclopedie de petrol și gaz, articol, pagina 3

Curba - strălucire

El a atras atenția asupra faptului că imaginile nebuloasei Andromeda pe reflectorii mari au fost făcute destul de rar, nu mai mult de câteva ori pe lună. Prin urmare, pentru a evalua maximul la nivelul stelei, curbele de lumină trebuiau să fie extrapolate într-o oarecare măsură, ținând cont de rata de luciu, determinată atunci când steaua era deja departe de maxim. Dar stelele strălucitoare noi din Galaxia noastră au fost mult mai rapid slăbite imediat după maxim, și abia atunci rata de scădere a luminozității lor a scăzut. Dacă toate acestea sunt luate în considerare, cele noi din nebuloasa Andromeda și Galaxia par a fi aceleași. [31]

Împreună cu stelele cu pulsație regulată, există diferite tipuri de stele, care prezintă variabilitate neregulată. Fenomenele de nereguli asociate cu inconsecvența curbelor de lumină. sunt observate și în stelele RV Tauri, care sunt giganți, mai puțin roșii decât miridele, în care încep să apară efectele undelor de șoc. Variabilitatea neregulată observată în unele tipuri de stele pare să fie manifestări ale unor astfel de instabilități care pot duce la haosul parțial al comportamentului stelei ca sistem dinamic. [32]

Obiectele în care ra te te, sunt vemagn. În favoarea unui astfel de model al dipolului oscilant, este indicată și corelația luminozității și deplasarea curbelor de lumină în fază. La o rată de acumulare suficient de ridicată, piticul alb se rotește nu destul de sincron, făcând o revoluție relativ la satelit. [33]

După cum sa dovedit, singurul indicator al existenței undelor de răcire în plicurile supernova este temperatura constantă a culorii timpului. În schimb, temperatura T2 și magnitudinea sterilă bolometrică depind foarte mult de compoziția chimică. Prin urmare, un studiu detaliat al curbelor de lumină ale supernovelor și indicatorii lor de culoare pentru zeci de zile, împreună cu implicarea teoriei valurilor de răcire face posibilă estimarea masei de piei, pentru a stabili compoziția lor chimică și caracteristici ale curbelor de lumină și legea distribuției densității în coajă. [35]

Supernova într-o altă galaxie poate fi observată numai în primele etape ale focarului, atunci când luminozitatea stelei este destul de mare și are un impact semnificativ asupra luminozitatea de ansamblu a acestei galaxii. Căutările sistematice pentru supernove în alte galaxii au fost efectuate timp de peste treizeci de ani prin fotografii periodice ale grupurilor mari de galaxii. În cazul în care fotografiile de comparație din aceeași regiune de spectacol cer că strălucirea unuia dintre galaxii a crescut (se remarcă printr-un negative blackening mai puternic în locul potrivit), ei încep să urmeze schimbarea în strălucirea acestei galaxii și, astfel, să primească curba de lumină a unei supernove. Este clar că, cu această metodă de observație este dificil de a capta nu numai pe termen scurt creștere banda de iod luminozitatea stelei, dar, de asemenea, timpul de splendoarea sa maximă. [36]

Supernovele sunt împărțite în două tipuri, care diferă în principal sub forma spectrelor lor optice. Proprietățile tuturor supernovelor / tipurilor sunt foarte asemănătoare. Spectrele lor evoluează într-un mod complet specific și nu există linii de hidrogen în ele. Forma lor este aproape aceleași curbe de luminozitate: rapid, în aproximativ o săptămână, o creștere a luminozității la o valoare maximă, apoi scade la Sm luciu de aproximativ 25 de zile, iar în cele din urmă o degradare exponențială lentă a luminii, la o viteză de aproximativ 70 de tone pe zi. [37]

Modelul evoluției spectrului de supernove de tip II nu posedă caracteristicile caracteristice. În general, acest tip include toate obiectele care nu aparțin tipului I. În spectrele lor există linii puternice de hidrogen, iar linia Ha este vizibilă în radiație. Forma curbelor lor de lumină nu are caracteristici comune. De obicei, luminozitatea lor după atingerea maximului nu scade atât de repede ca în supernovele de tip I, dar adesea se observă o înclinare lungă în coada exponențială lungă a curbei de lumină. [38]

Pentru supernovele de tip I, luciul scade fără nici o oscilație, monoton, iar scăderea luciului durează destul de mult timp. Timp de un an după izbucnirea focului, strălucirea stelei este slăbită de câteva sute de ori. Pentru toate stelele de acest tip, curbele de lumină coincid aproape exact, în timp ce noile stele diferă foarte mult în detaliile curbei de lumină. Supranorii de tip II se caracterizează printr-o mare varietate de curbe de lumină și o picătură rapidă lucioasă la aproximativ o sută de zile după maxim. [39]

Pentru un câmp mic, câmpul magnetic inițial este prea slab pentru a provoca o mișcare radială apreciabilă în cochilie. De-a lungul timpului, în timpul rotirii starului, liniile magnetice de forță sunt înfășurate pe miez, ca urmare a creșterii intensității câmpului magnetic și a interacțiunii magnetohidrodinamice. Procesul este ca și cum ar fi prelungit în timp cu un factor de 1 / a. Eliberarea relativ lentă a energiei în variante cu un puț mic corespunde cerințelor rezultate din observațiile curbelor de luminozitate ale supernovei. [40]

Radiația unei stele (sau, cum se spune, luciul ei) în această figură este indicată în unitățile convenționale astronomice foarte utilizate - magnitudinile stelare. Următoarea condiție este utilizată pentru a determina magnitudinea stelar: creșterea luminozității stelei este de 100 ori mai mică decât scăderea cu 5 a magnitudinii sale stelare. Prin urmare, schimbarea luminozității cu o magnitudine stelară este schimbarea ei în uyO 2 512 de ori. Un astfel de sistem de unități sa dezvoltat în antichitate și este în general acceptat printre observatorii de stele, deoarece este mult mai ușor de comparat strălucirea a două stele în magnitudine stelare decât dacă s-ar fi exprimat în unități energetice. Pentru noi, confortul unui astfel de sistem constă în posibilitatea unei imagini mai compacte a curbelor de lumină. [42]

C și O din He) sunt plasate la limita nucleului degenerat. Masa nucleului C-O este crescut treptat datorită aportului de produse de ardere din sursa de strat în acesta. Aproximarea în greutate C-O - core a pre-Chandrasekhar caz însoțit de o uvelyache ascuțită - densitatea HUCii în miez central, ceea ce duce la degenerare severa a gazului de electroni relativiste. Această creștere a unui nucleu degenerat este caracteristic evoluției unei stele cu o masă de 4-8 Mo în cap. În final, nucleul creează condițiile pentru scânteia de carbon. Deoarece o creștere a ratei de materie degenerată-ry-sil, dar, practic, nu crește presiunea, apoi arderea carbonului dez-INDICA la densitatea expediati devine explozivă: echilibru hidrostatic este perturbată re-press explozie termonucleară ardere care apare C-0-yad- pa stele. Acestea din urmă joacă un rol important în formarea curbelor de lumină S. explozie termonucleară degenerate C-O - nucleu conduce la o ardere parțială sau totală de carbon. În același timp are loc o dispersie completă a nucleului C-O cu kepetich. [43]

Aceasta / 3-Cepheids - cea mai tare stele variabile cunoscute, Teff lor de temperatură efectivă constituie de la 20 000 la 25 000 K, iar perioadele de oscilație ale luminii - doar câteva ore. Teoria acestor stele este încă într-o stare foarte nesatisfăcătoare, mai ales în ceea ce privește mecanismul care determină variabilitatea lor. Strict vorbind, chiar natura exactă a fluctuațiilor lor nu este încă cunoscută cu toată certitudinea. Curbele de viteza radială a unor variabile de tip 0 Cephei sunt foarte complexe și nu pot fi întotdeauna interpretate simplu pulsațiilor radiale. Mai mult decât atât, din cauza temperaturilor ridicate de pe suprafata, dar a exclude Mozhga pulsațiilor de excitație în aceste stele datorita mecanismelor normale de ionizare în coajă, care este, evident, din cauza instabilității variabilelor mai reci. Se menționează în acest context, relația de fază dintre curbele de lumină și vitezei radiale, care, la cea mai simpla interpretare care y / 3-Cepheids maximă relativă întârziere raza minimă de luminanță este practic absentă. [45]

Pagini: 1 2 3

Distribuiți acest link:

Articole similare

• Dizolvare - titan - o enciclopedie mare de petrol și gaze, articol, pagina 1

• Curbele de lumină ale supernovelor

• Masina cu ciocan - enciclopedie mare de petrol și gaze, articol, pagina 2

Trimiteți-le prietenilor: