Л.И. Седов - Методы подобия и размерности в механике (1977) (1035538), страница 67
Текст из файла (страница 67)
В настоящее время изучение движений небесных объектов как газообразных тел должно дать ключ для решения главных проблем космогонии, и только таким путем можно найти объяснение и толкование ряда наблюдаемых эффектов. Сейчас стало очевидным, что в основу концепцийдля исследований небесных явлений необходимо положить постановки и решения ряда динамических аадач о движениях газа, которые можно рассматривать как теоретические модели, охватывающие существенные особенности движения и эволюции звезд и туманностей. Для построения и исследования таких моделей необходимо использовать методы, аппарат и представления современной теоретической газовой динамики — аэродинамики — и применительно к проблемам астрофизики поставить и разрешить соответствующие механические задачи.
В связи с этой ясно осознанной потребностью в 1949 г, было созвано международное совещание в Париже, на котором произошла встреча астрофизиков с виднейшими представителями аэродинамики, занимавшимися до этого главным образом задачами авиации и теориями распространения взрывных волн. В результате этого совещания опубликован сборник докладов с дискуссиялти т), в которых отмечалось, что в исследованиях важнейших небесных явлений необходимо ставить задачи о движении в гравитационном поле газовых масс с большими относительными В этот сборник переэедек нэ русский язык (звроблемы космкческой аэродинамики». М., ИЛ, 1953).
некотогык длннык плвл!одгний 379 скоростямк и с наличием ударных воли, о турбулентных движениях газа с учетом электромагнитных полей и т. п. Предварительный анализ показал, что для объяснения небесных явлений недостаточно использовать уяге известные изученные явления движения газа — необходимо строить новые модели, ставить и решать новые задачи газовой динамики.
На основе методов теории размерности, развитых в главе 1У в приложениях к теории одномерных движений газа со сферической симметрией, мы изучили некоторые движения газа, которые, по-видимому, могут отражать существенные черты, обнаруженные в астрономических наблюдениях. Ниже мы рассмотрим некоторые приложения к теории блеска и внутреннего строения звезд, к теории изменения блеска цефеид и к теории вспышек новых и сверхновых звезд, Изложим теперь некоторые основные данные об этих явлениях, известные из астрофизики. Основными характеристиками звезд являются их блеск и яркость, которые связаны непосредственно с ощущением глаза при наблюдениях.
Блеск можно измерить с помощью специальных приборов, называемых фотометрами. С давних времен интенсивность олеска звезд положена в основу понятия «звездной величины». Вначале классификация звезд производилась просто на глаз так, что звезды первой величины казались ярче звезд второй величины во столько раз, во сколько те кажутся ярче звезд третьей величины и т. д. Таким образом, все звезды можно было расположить в ряд в соответствии с их видимым блеском. Уже в древности при наблюдениях простым глазом звезды были подразделены на шесть классов.
Самые яркие звезды были отнесены к первому классу и названы звездами первой величины, затем следовали звезды второй величины и т. д. Очевидно, что многие звезды попали в промежутки между классами и в соответствии с этим им приписывались видимые величины, выражающиеся нецелыми числами. Из указанного определения очевидно, что с увеличением звездной величины видимый блеск уменьшается. В настоящее время при фотографировании с длительной выдержкой изображений звезд, полученных при помощи мощных современных телескопов, можно изучать слабые звезды, которые могут быть отнесены к звездным величинам 22-й или дая<е 23-й видимой величины.
Описанное выше расположение эвезд зависит от способов определения яркости. При определении видимой величины на глаз или с помощью предварительного фотографирования можно прийти к различным выводам, так как человеческий глаз более чувствителен к красным и желтым лучам света, тогда как фотографическая пластинка ооладает повышенной чувствительностью к синим 380 пенно[неги!я к [[Роплен гм асте'оюна[гни [Га. у[ и фиолетовым лучам. Поэтому различоют визуальную видиму[о величину звезд, фотографическую, фотоэлектрическую видимую величину и т. п. Звездные величины, определяемые с помощью аппаратов, одинаково чувствительных ко всем длинам волн, с внесением поправок па поглощение в земной атмосфере и в оптике инструментов, пазыва[отся болометрическими.
Болометрические величины характеризуют полное излучение звеады, доходящее до верхних слоев атмосферы Земли. В дальнейшем мы будем пользоваться понятием болометрической звездной величины. Очевгьдпо, что звездная величина т определяется количеством лу шотой энергии Ем, [[спада[ощей в единицу времопи от рассматриваемой звезды па Землю. Эта:нгергкя пропорциональна общей энергии, излучаемой звездой в единицу времени, т. е.
светимости звезды 2*, и обратно пропорциональна квадрату расстояния от Земли до звезды. На основании свойств человеческого глаза, определяемых законом Вебера-Фехнера, оказалось, что при изменении звездных ве,кичин т, определяемых интенсивностью ощущений„по числам арифметической прогрессии соответствующие интенсивности раздрансителя Е изменяются по числам геометрической прогрессии. Согласно этому была установлена связь т = — 2,5 )д Е,„ .[- сонэ[,, которую можно представить в виде Е,„ —.' = 10 'с (2,512)"'-"ь вв (1.2) Видимая величина Солнца та — 26,7. Видимая величина звезды Сириус — наиболее яркой видимой звезды, и, =- — 1,6; отсюда следует, что ги, — пг, =. 25,1, а Ес авва/Есяояг =.
10"; иначе говоря, видимый блеск Солш[а в десять мглллпардов раз болыпе видимого блеска Сириуса. Видимая величина звезд зависит существенно от расстояния звезды от Земли, поэтому для получения сравнительной характеристики звезд вводится понятие абсолютной визуальной величины М, которая равняется определенной выше видимой величине звезды, если рассматриваемую звезду поместить на расстоянии 10 парсеков от Земли '). На основании формул 8 .'/ йа [л = — 2,5!й — + сопзэ и М = — 2,5!я — + сопзь [в 10а ') Один парсек равняется 3,26 светового года == 3,08 ЭС 10м кл я соответствует расстоянию от Земля такой авеэдн, для которой параллакс равняется 1".
негготогыв данныи навлюдеппй 88! получим М =- т + 5 — 5 1д 1; (1.3) в формуле (1.3) расстояние звезды от Земли 1 выраягено в парсеках. Абсолютная величина Солнца равна 4,8; это значит,что па расстоянии 10 парсеков Солнце представлялось бы нам слабенькой звездочкой патой величины, едва доступной наблюдению невооруженным глазом. Абсолютная величина Сириуса 1,3. Отсюда следует, что 8а сз — ьа ..10 '' 25 ои ооо~ ~ча Следовательно, светимость Сириуса в 25 раз больше, чем светимость Солнца. Величину видимого блеска звезды т можно измерить непосредственно; если из каких-либо дополнительных данных мы сумеем найти абсолютную величину ЛХ, то с, помощью формулы (1.3) легко вычислить расстояние 1 до звезды.
Наряду со светимостыо звезды Ва важнейшими характеристиками являются масса звезды % и ее радиус ь. С помощью различного рода наблюдений и соответствующего анализа астрономы в настоящее время располагают для значительного числа звезд данными о величинах В", % и вс, Рассмотрение зтих данных показывает, что для различных групп звезд существуют зависимости вида ') В* — (,(%) Ж = 1,(%). (1.4) На рнс. 126 и 127 даны диаграммы, взятые из работ П. П. Паренаго и А.
Г. Ыасевич, из которых обнаруживаются такого рода зависимости. В 9 3 мы приведем некоторые теоретические соображения о соотношениях (1.4). Рассмотрим теперь некоторые данные о так называемых переменных звездах. В 1784 г. астроном Гудрайк впервые опубликовал сообщение с) о наблюдениях, в которых он открыл, что звезда, обозначенная буквой б, находящаяся около головы Цефея, периодически изменяет свой блеск.
В настоящее время подобных переменных звезд, названных цефеццами, известно очень много; они найдены в различных областях нашей Галактики и в других галактиках. ') См. Паренаго П.П. и Массвич А.Г., Исследование аависимости масса — радиус — саетимосгь Труды Государственного астрономического нн-та им. Штернберга, т.
20, Изд. МГУ, 1951. г) С о о й г 1Ь е 1., А Бег!ез о1 ОЬасггамона он,анй а Гиасочегу о1 1Ьс Рсг1ой о1 Чаг1аиои о1 1Ьс 81аг 6 СорЬе). РГИЬ Тгана. Коу, 8ос„Ьонйоп, и. 76, 1786, р. 48 — 61. [Гл. Р1 ПРИЛОЖЕНИЯ К ПРОБЛЕМАМ ЛСТРОФИЗИКИ Эмпирические закономерности, установленные между периодами и абсолютными визуш1ьпыми величинами цефеид, позволили астрономам с помощьюформулы (1.3) найти расстояния до других галактик '), получить очень ценный материал для исследования проблемы эволюции звезд и для решения многих других вопросов, — б Ю а И 4Р "9лг Рис. 126.
Диаграмма масса — светимость. На ркс. 128 показаны результаты фотометрнческих измерений блеска т звезды 6 Цефея по времени. Соответствующие кривые для других цефеид в общем сохраняют тот же характер. Современными наблюдениями обнаружено, что период 6 Цефея равен 5 сутйаы, 8 часам, 53 минутам и 27,46 секундам, причем эта величина имеет почти постоянное значение. В исследованиях астрономов показано, что хотя колебания периода реальны, но они малы; например, для 6 Цефея за время в 20 лет уменьшение периода имеет порядок 1 сек.
Периоды у характерных цефеид находятся в диапазоне от полусуток до 80 суток. 1) В настояшее время — это основной способ определения таких больших расстояний, имеющих порядок сотен миллионов световых лет. некотогые дапные навлюдкннй -Iл -~ух д гУ 77 75 гд' 4х Ьр71 Ру а,5 -ф5 ~а ' 11 7л Рис. 127. Диаграмма масса — радиус. -У5 У УУ гт7 Рис.
128. Фетсвиауальная кривая блеска звезды Ь Цефея. частиц газа, что свидетельствует о наличии радиального двилсепия газа в фотосфере цефеид. Амплитуда колебаний лучевой скорости имеет порядок нескольких десятков километров в секунду, для Спектроскопические измерения па основании эффекта Допплера показывают, что изменение блеска цефеид сопровождается изменением с тем ясе периодом лучевых скоростей излучающих !Гл, Рг пРиложения к пРовлемлм АстРОФиз1тки 384 6 Цефея эта амплитуда равняется 39 км/сея.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
