"Физика және математика" кафедрасы «Оптика» пәнінің оқу-әдістемелік кешені
жүктеу/скачать 4,72 Mb.
|
Астрономия силабус
| Жұлдыз температурасы
Жұлдыз температурасын өлшеу абсолют қара дененің сәулеленуімен үйлестігін анықтайды. Сәулелену жұлдыз спектірінің үздіксіз фонын құраушы шартты түрдегі жұлдыз беті фотосфера деп (күнде де сондай) аталатын терең қабатынан шығады. Сонымен жұлдыз температурасы дегеніміз, радиусы жұлдыз радиусымен өлшенетін оның фотосферасының температурасы. Жұлдыз температурасын анықтау әдісін қолдану бақылаудан алынған мәліметке байланысты. Стефан – Больцман σТе4 заңы Те Эффективті температураны тек бұрыштық диаметрі θ белгілі жұлдыздар үшін есептеуге мүмкіндік береді. Сондықтан радиусы R жұлдыз 1сек мынадай энергияны сәулелендіреді. r = 4πR²σТe (12.7) Радиусы r болатын жердің r қашықтарының бетіне жұлдыздан оның бір өлшем ауданына энергия ағымы таралады. (Энергия ағымының тығыздығы ) E= (12.8) Мұны жұлдыздың барометрлік жұлдыздың шамасы m деп оның үстіне % жұлдыздың радиан мен өлшенген бұрыштық радиусы. Доғаның секунды мен өрнектелген жұлдыздың бұрыштық диаметрі. " (12.9) Сондықтан (12.8) теңдігінің мәнін (12.9) формуласына алмастырып (12.10) табамыз. Е нің мәнін күннің mе *85 мәнімен жұлдыздың mе барометрлік жұлдыздың шамасы бойынша анықтайды. Сондай-ақ күннің күндік тұрақтысы Е0 мен өйткені: lg Te=2*718*0.1mе-0,5 lg Мұнан Lg= lgE0-10.74-0.4mе (12.11) Өлшеудің бір ғана жүйесінде және lg (12.10) өрнегін логорифмдік lgЕ-ні (12.11) өрнегіндегі оның мәнімен алмастырып аламыз. lgТе=2,718*0,1me-0.5 lg (12.12) Бұл әдіс шектеулі қолданады,өйткені бұрыштық диаметрі тек жарықтылары 50жоғары жұлдызбен ғана өлшенген. Жұлдыздың эффективтік температурасын олардың энергия таралымы бойынша оның үздіксіз спектірін спектрография телескоп-рефлектордың комбинациясымен кең оптикалық диапозонда суретке түсіру арқылы анықтайды. Спектрограммалық барлық ұзындығы бойынша қараңғылану тығыздығын өз-өзін реттеп отыратын микрофотометрдің спектрограммалық бүкіл ұзындығы бойынша қараңғылану тығыздығымен алынған өлшем бірлігімен Er энергияның таралу қисығын табады. Мұнан әрі Te әртүрлі температурамен олардың түрлері үшін бірнеше планкалық таралу қисығы тұрады және оның түрін E=f(λ) қисығы мен салыстырады. Жұлдыздың температурасына E=f(λ) қисығына ең жақын планкалық қисық кезіндегі температура таңдалып алынады. Бұл әдіс үлкен диспереясылар айқын спектрограммалы алуды қажет етпеді. Бұл тек 8m-9m дан әлзіз емес жұлдызға ғана жарамды,сондықтан сирек қолданылады. Үлкен дисперсия кезіндегі (неғұрлым әлсіз жұлдыздардың спектры күңгірт болады) Неғұрлым жиірек жұлдыздың түстілік температурасын анықтауға мүмкіндік беретін Вина заңы қолданылады. Түстілік температура эффективтік температурадан сәл өзгешерек. Өйткені бұл спектрдің неғұрлым жіңішке учаскесінде анықталады. Вина заңы Жер атмосферасы бөлшектейтін үлкен энергиясы спектрдің көгілдірдің ақ және ақ сәулесінде жататын ультра кулгін бөлігіндегі температурасын анықтауға келмейді. Тек соңғы жылдары ғана ақ жұлдыздың айқын спектрі Жердің жасанды серігінен 300 км биіктікте салынды. Мұндай атмосферада тыс спектрде рентгендік және ультра күлгін алабы жақсы көрінеді. Жұлдыздың түсі бойынша температурасын анықтау оның түсінің көрсеткішімен немесе көмескі жұлдыздардың спектрін анықтау мүмкін болмағанда қолданатын балама түсін пайдаланды. Планк формуласына сәйкес үздіксіз спектрдің λ1, λ2 екі толқын ұзындығы үшін энергия қатынасы: Монохроматты жұлдыздың шама mλ1, mλ2 мен анықталатын монохроматты жарқыраудың ( яғни жарқырау сәуледегі бір толқын ұзындығымен ) қатынасы болып табылады. mλ1=mλ2 деп алып6 алдыңғы өрнектегі бірді есепке алмай: жүктеу/скачать 4,72 Mb. Достарыңызбен бөлісу:
|