Astronomie

Jaké faktory ovlivňují teplotu a hustotu hvězdy?

Jaké faktory ovlivňují teplotu a hustotu hvězdy?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Za předpokladu relativně rovnoměrného podílu hmotnosti a poloměru by 0,25 sluneční hmoty a poloměru hvězdy měla hustotu 22 5003 g / cm³, což je zhruba 16krát větší hustota než naše Slunce.

Zjevně však existuje řada hustot, které by tento velký červený trpaslík mohl mít. Jedním z hlavních faktorů je jeho teplota, přičemž chladnější znamená vyšší hustotu.

Moje otázka má tři části: co by zvýšilo nebo snížilo teplotu této velké hvězdy, jak by to ovlivnilo její hustotu a jaké jiné faktory než teplota by zvýšily nebo snížily hustotu této hvězdy?


Vogt-Russellova „věta“ říká, že strukturu hvězdy jednoznačně určuje její hmotnost a distribuce chemických prvků v jejím nitru.

Chcete-li odpovědět na svou otázku, musíte se rozhodnout, co držíte pevně. Hvězda dané hmotnosti a složení má pevný poloměr. Pokud zvětšíte hmotu, zvětšíte poloměr. Pokud opravíte hmotu a necháte hvězdu více kovově chudou, zmenšíte poloměr (ale u M-trpaslíků ne moc).

Teplota povrchu je určena svítivostí a poloměrem. Svítivost je řízena centrální teplotou. Zvýšení hmotnosti zvyšuje centrální teplotu a výrazně zvyšuje svítivost. Poloměr se také zvětšuje, ale ne natolik, aby se vyrovnal, takže teplota povrchu také stoupá. Při pevné hmotnosti nemá pokles metalicity velký vliv na centrální teplotu nebo svítivost, takže zmenšující se poloměr znamená, že se zvyšuje povrchová teplota.

Základní odpověď je, že rovnice hvězdné struktury určují strukturu hvězdy a existuje limit, kolik ručních vln můžete udělat.

V posledních letech se zjistilo, že věta Vogt-Russell není konec příběhu, zejména pro M-trpaslíky. Jejich poloměry a povrchové teploty také zřejmě závisí na tom, jak rychle se otáčejí a jsou magneticky aktivní. Důvodem je buď potlačení konvekčního tepelného toku vnitřními magnetickými poli, nebo blokování toku hvězdnými skvrnami na povrchu (např. Jackson et al. 2018 - práce, které se účastním). Oba tyto efekty činí hvězdy větší a chladnější při pevné hmotnosti.


Pro hvězdy hlavní sekvence není moc na výběr. Pokud vyberete hmotu, pak se určí vše ostatní; jakákoli variace, kterou vidíte, je způsobena odlišnou chemií (tedy zlomky různých prvků).

U hlavní sekvence se to obecně předpokládá $ L propto M ^ {3,5} $ a $ R propto M ^ {2/3} $ (a obdobně je uvedena hustota pro danou hmotnost). Hertzsprung-Russelův diagram je výrazem toho.

Jakékoli hvězdy, které nejsou v hlavní sekvenci, ať už jsou to bílí trpaslíci nebo obři, jsou zde díky své zvláštní chemii. Bílé trpaslíky jsou zdegenerované hvězdné pozůstatky, pomalu ochlazující. Obři se vyvinuli pryč od hlavní sekvence. Ve svém jádru mají nějaký jiný fúzní proces (procesy) než spalování vodíku, takže jejich svítivost je mnohem větší než u hvězd spalujících vodík; alespoň mají jádro zbavené vodíku a obohacené héliem a začaly hořet vodíkovou skořápkou.


Hustota je míra, kolik hmoty je v daném objem nebo množství prostoru. Hustota jakékoli látky se vypočítá vydělením hmotnosti hmoty objemem hmoty.

Na obr. 2.2 je objem znázorněn rámečky a jednotlivé částice hmoty barevnými tvary.

  • Krabice A má pět koulí.
  • Krabice B má stejnou velikost a má stejný objem jako krabička A, ale krabička B má 10 koulí.
  • Box C má stejnou hmotnost jako box A, má pět koulí, ale box C má větší objem než box A a B.
  • Krabice D má stejný objem a počet zelených koulí jako část A, ale zahrnuje i jiné druhy látek než zbytek krabiček - červené kruhy a modré kostky.

Pokud se množství hmoty zvýší bez změny objemu, pak se zvýší hustota (obr. 2.2 A až 2.2 B). Pokud se objem zvýší bez zvýšení hmotnosti, pak hustota poklesne (obr. 2.2 A až 2.2 C). Přidání další hmoty ke stejnému objemu také zvyšuje hustotu, i když přidaná látka je jiného typu hmoty (obr. 2.2 A až 2.2 D).


Jaké faktory ovlivňují teplotu a hustotu hvězdy? - Astronomie

Jaká je teplota a jak souvisí s rychlostí a hmotností částice a jak teplota plynu ovlivňuje tlak, byla diskutována výše, ale to, co zvýší nebo sníží teplotu vzduchu, zejména vzduchu na povrchu pozemského světa nebo horní vrstvy atmosféry joviánské planety? The povrch teplota pozemské planety je určena tím, kolik energie planeta přijímá od Slunce a jak rychle vyzařuje tuto sluneční energii zpět do vesmíru. Jak je popsáno v pozdější části, pozemská planeta interiér teplota je určena jeho velikostí. Kůra je velmi špatným vodičem jakéhokoli tepla z interiéru, takže povrchové teplo je celé ze Slunce. Jupiter, Saturn a Neptun mají extra tepelnou energii vycházející z jejich interiérů. Připomeňme si z části o ročních obdobích, že pro udržení stejné teploty musí existovat rovnováha mezi sluneční energií proudící na planetu a energií vyzařovanou zpět do vesmíru.

Na globálních stupnicích mohou tento tok energie, a tedy i průměrnou globální teplotu povrchu, ovlivnit tři věci. Jak je znázorněno na obrázku níže, jedná se o vzdálenost planety od Slunce, odrazivost povrchu planety (albeda) a atmosféra planety (prostřednictvím procesu zvaného skleníkový efekt).

Planety blíže ke Slunci přijímají více sluneční energie v množství, které závisí na jejich vzdálenosti na druhou (připomeňme si, jak se světlo šíří, jak je popsáno v kapitole dalekohledu). Pamatujte také na kapitolu o světle, že žhavější husté věci produkují více energie (jsou jasnější). Protože více sluneční energie proudí k bližším planetám, musí být teplejší, aby tuto energii znovu vyzařovaly zpět do vesmíru. Množství sluneční energie odrazené okamžitě do vesmíru je určeno materiálem na povrchu planety nebo oblaky v atmosféře. Zlomek slunečního světla, který se odráží od objektu, je albeda. Pokud je albedo blíže k 1 (100% odrazivost), planeta nemusí být tak horká, aby její odtok energetické rovnováhy mohl být přílivem sluneční energie. Tmavší objekty absorbují více sluneční energie, a proto se musí více ohřívat, aby tuto energii znovu vyzařovaly, aby vyrovnaly příliv sluneční energie. Například si pravděpodobně všimnete rozdílu mezi oblečením bílého trička a černým tričkem venku za slunečného letního dne. Dalším příkladem je, že kapalná voda v našich oceánech absorbuje více sluneční energie než oblasti ledu u našich pólů.

Zastavme se zde a zjistíme, jaká by měla být povrchová teplota pro některé planety. Rychlost energie absorbovaná planetou se rovná (absorpční plocha planety) x (jas slunečního světla ve vzdálenosti planety od Slunce) x (zlomek absorbovaného slunečního světla). Rychlost energie vyzařovaná planetou pomocí diskuze v kapitole o světle (viz položka 5 v seznamu na této webové stránce) se rovná (povrch planety) x (energie vyzařovaná každým metrem čtverečním každou sekundu, která se mění s teplotou do čtvrté síly). Nastavením rychlosti absorbované sluneční energie, která se rovná rychlosti energie vyzařované planetou, zjistíte pomocí hodnot pro vzdálenosti a albedo uvedené v příloze planetových tabulek, že Merkur by měl mít průměrnou teplotu 160 stupňů C, Venuše by měla být -42 ° C, Země by měla být -19 ° C a Mars by měl být -63 ° C. Jejich skutečné teploty jsou: Merkur = 425 ° C (den) / -175 ° C (noc) = střední hodnota 125 ° C Venuše = 464 stupňů C Země = 15 stupňů C a Mars = -31 stupňů C (den) / - 89 stupňů C (noc) = střední hodnota -60 stupňů C. Rtuť má tak velké rozdíly mezi dnem a nocí i velká odchylka mezi denní polární teplotou 317 ° C a denní rovníkovou teplotou 452 ° C, že poměrně libovolně zvolená střední hodnota 125 stupňů je dostatečně blízko vypočítané hodnotě 160 ° C.

Jak to děláš?

Chcete-li zjistit očekávanou teplotu planety, musíte nastavit rychlost energie vyzařovanou planetou rovnou rychlosti energie absorbované planetou. Použitím výrazů v hlavním textu výše najdete

,

kde R je poloměr planety, d je vzdálenost od Slunce, a je albedo, Lsun je svítivost Slunce (kolik energie vydává každou sekundu), T je teplota planety a je Stefan-Boltzmannova konstanta (její hodnotu viz tabulka astronomických konstant v příloze). Použití algebry k řešení pouze teploty:

.

Po připojení hodnot pro konstanty z tabulky astronomických konstant v příloze najdete

Kelvin

pokud se vzdálenost měří v astronomických jednotkách. Nakonec pro převod na stupně Celsia odečtěte 273 od hodnoty Kelvina.

Například pro Zemi je albedo 0,306 a vzdálenost je 1 000 AU, takže očekávaná teplota je 254 K nebo -19 C --- výrazně pod bodem mrazu vody!

Rozdíl mezi skutečnými hodnotami teploty a vypočítanými hodnotami pro ostatní tři planety je o něco zajímavější z důvodu působení jejich atmosféry. Atmosféra planety může bránit rychlosti, kterou energie proudí ven do vesmíru z teplé země, takže se země musí zahřát, aby se zvýšila energie, která uniká natolik, aby vyrovnala příliv sluneční energie. Tento plošný efekt atmosféry se nazývá skleníkový efekt a je podrobně popsán níže. Atmosféra planety může také bránit rychlosti, kterou energie proudí dovnitř z vesmíru na zem. Měsíc a Země jsou ve stejné vzdálenosti od Slunce, ale Měsíc má velmi velkou změnu teploty ze dne na noc kvůli nedostatku atmosféry Měsíce. Povrchová teplota Měsíce na jeho rovníku se pohybuje od asi 100 K (-173 ° C) v noci do téměř 400 K (127 ° C) během dne!

Skleníkový efekt

Skleníkový efekt je pojmenován podle skleníků používaných k udržování rostlin v teple během chladného počasí. Energie ve formě viditelného světla ze Slunce prochází skleněnými stěnami a skleněnými střechami skleníku a ohřívá rostliny a půdu uvnitř skleníku. Vzduch v kontaktu s rostlinami a půdou se zahřívá. Prosklené stěny a střechy zabraňují úniku horkého vzduchu ven. Totéž se stane s interiérem vašeho vozu, když ho necháte na slunci s vyhrnutými okny.

Na planetě určité plyny jako oxid uhličitý nebo vodní pára v atmosféře zabraňují úniku tepelné energie ve formě infračerveného světla do vesmíru. Tyto takzvané „skleníkové plyny“ umožňují viditelné světlo ze Slunce projít a ohřát povrch. Povrch planety je dostatečně teplý, aby vyzařoval infračervený světlo. Část infračerveného světla je absorbována skleníkovými plyny a vyzařována zpět k povrchu, čímž se povrch ještě více zahřívá. Část energie je vyzařována zpět do vesmíru. Povrch se dostatečně zahřeje na to množství dělá únik zpět do vesmíru vyvažuje tok sluneční energie dovnitř. Všimněte si, že pokud byl skleník a perfektní přikrývka, pak by se povrch stále více zahříval.

Na obrázku níže jsou uvedeny primární skleníkové plyny nalezené v atmosférách planet naší sluneční soustavy. Nezobrazeny jsou chlorfluoruhlovodíky (CFC) a hydrofluoruhlovodíky (HFC), které jsou syntetizovány lidmi. Na Zemi relativní množství těchto molekul přispívá k celkovému výskytu skleníkového efektu přibližně: 60% pro vodu, 26% pro oxid uhličitý, 5% pro metan, 4% pro ozon, 4% pro CFC / HFC a 2% pro oxid dusný (zaokrouhlování čísel na celočíselné hodnoty znamená, že nepřičtou přesně 100%).

Nyní zpět k našim třem planetám. Skutečná teplota Venuše je více než třikrát vyšší, než kdyby v práci nebyl skleníkový efekt. Země má přirozený skleníkový efekt, který je většinou způsoben tím, že vodní pára zvýší teplotu asi o 34 ° C, takže oceány nezmrznou. Mars má jen velmi mírné oteplování kvůli své řídké atmosféře.

Struktura atmosféry

Planetární atmosféry mají vrstvenou strukturu založenou na tom, jak se teplota mění s rostoucí nadmořskou výškou. Skleníkový efekt hraje hlavní roli v nejnižší vrstvě atmosféry pozemské planety a další topná činidla mohou zvyšovat teplotu horních vrstev. V této části se podíváme na vrstvy atmosféry Země, porovnáme je s atmosférou ostatních pozemských planet a nakonec skončíme strukturami atmosfér joviánských planet.

Obrázek výše ukazuje spodní čtyři vrstvy zemské atmosféry. (Standardní modelová atmosféra od Stevena Pietrobona z Small World Communications.) Zde jsou krátké popisy jednotlivých vrstev.

  • Troposféra: nejnižší vrstva (nejblíže k zemi). Skleníkový efekt je v určité míře přítomen. Teplota klesá s rostoucí nadmořskou výškou kvůli nižšímu zahřívání skleníku. Konvekce je důležitá. Ve skutečnosti by bez konvekce byl teplotní rozdíl mezi vrcholky hor a hladinou moře ještě větší. Stloukání vzduchu konvekcí dělá naše bouře. Naše bouře nakonec pohánějí sluneční energie. Mraky kapiček vody a ledové krystaly se nacházejí zde. Na jiných planetách zde budou mraky z jiných molekul.
  • Stratosféra: kde teplota začíná stoupat s rostoucí výškou nad troposférou. Ultrafialové světlo je absorbováno ozón molekuly v této vrstvě. Ozon je molekula složená ze tří atomů kyslíku, na kterou jste narazili ve skleníkové části výše. Je prospěšné pro život, když je nahoře ve stratosféře. Po absorpci ultrafialového světla se křehké molekuly ozonu rozpadají. Reformují se později, když se atom kyslíku spojí s molekulou kyslíku, aby dokončil cyklus. Absorpce ultrafialového světla je důvodem, proč se teplota zvyšuje. Ozon ve stratosféře je kvůli svému stínícímu účinku považován za „dobrý ozon“. Ozon v troposféře je považován za „špatný ozon“, protože způsobuje dýchací potíže a další negativní účinky na zdraví a je destruktivní pro organické materiály, jako jsou plasty.
  • Mezosféra: kde teplota začíná opět klesat s rostoucí nadmořskou výškou nad stratosférou, protože neexistuje žádný ozón, který by absorboval ultrafialové světlo.
  • Termosféra: kde teplota začíná opět stoupat se zvyšující se nadmořskou výškou, protože plyny absorbují rentgenové záření a některé ultrafialové světlo a zahřívají se. Žádné rentgenové paprsky nedosahují pod termosféru. Rentgenové paprsky mají dostatek energie k vyřazení elektronů z atomů, díky nimž se atomy nabijí, což je proces zvaný ionizace. Tam, kde se ionizace děje nejvíce, se nazývá ionosféra, vrstva důležitá pro rádiovou komunikaci, protože rádiové vlny se od této vrstvy odrážejí a umožňují jim cestovat za horizont přímky. Aurorae se vyskytují v této vrstvě (popsáno v další části).
  • Exosféra: nejvyšší vrstva, kde plyny unikají do vesmíru asi 500 kilometrů od zemského povrchu. Plyny velmi nízké hustoty zahřívané rentgenovými paprsky a ultrafialovým světlem. Merkur a Měsíc technicky mají také exosféry, ale jejich exosféry začínají přímo u jejich povrchů.

Mars i Venuše mají troposféry většího rozsahu než Země, i když z různých důvodů. Atmosféra Marsu je mnohem tenčí než atmosféra Země a kvůli slabší gravitaci Marsu dochází k menší kompresi. Ačkoli Venuše má slabší gravitaci než Země, má více než devadesátinásobek množství atmosféry, protože došlo k uprchlému skleníkovému efektu alespoň před stovkami milionů let. To bude popsáno dále, ale poskytuje nám varování, že je možná drastická globální změna klimatu. Protože jejich troposféry se rozprostírají na větší vzdálenost než troposféra Země, mraky Marsu a Venuše se nacházejí ve vyšších nadmořských výškách. Mars a Venuše mají také termosféry. Chybí teplotní boule stratosféry (a mezoféry), protože nemají ozonovou vrstvu, která by absorbovala ultrafialové světlo. (Modely atmosféry planety s laskavým svolením Jere Justus v Marshall Space Flight Center, NASA.)

Joviánské planety mají stejné vrstvy atmosféry jako Země, jejich složení je samozřejmě velmi odlišné. Struktura atmosféry Jupitera je popsána na obrázku níže.

Jupiterova troposféra sahá mnohem dále dolů a plynule přechází do jejího nitra. Ve směsi s hojným molekulárním vodíkem a heliem jsou stopová množství amoniaku, vody a metanu. Jsou přítomna i menší množství sirovodíku (páchnoucí věci shnilých vajec), dalších polysulfidů vodíku a fosforu. Amoniak a sirovodík se smísí ve vodě za vzniku sirníku amonného. Molekuly amoniaku, hydrogensulfidu amonného a vody vytvoří kapičky (kondenzovat) když je teplota dostatečně nízká. Budou kondenzovat (a mrznout) při různých teplotách, takže mraky těchto molekul se vytvoří v různých hloubkách troposféry. Na Jupiteru jsou tři hlavní balíčky mraků. Voda kondenzuje při vyšší teplotě než ostatní dvě, takže se předpokládá, že vodní mraky existují v nejhlubší vrstvě mraků. Vyšší teplota je dostatečně nízká na kondenzaci amoniumhydrosulfidu. A konečně, těsně pod horní hranicí troposféry, je teplota dostatečně nízká, aby amoniak kondenzoval. Povšimněte si, že vrstvy mraků označují horní hranici tohoto typu molekuly v atmosféře vodíku / helia.

Sonda Galileo spustila sondu do atmosféry Jupitera, když dorazila k Jupiteru v prosinci 1995. Sonda se dostala do hloubky 161 km pod vrcholy mraků, než sonda přestala fungovat kvůli vysokým tlakům a teplotám. V této hloubce byl tlak 22 barů a teplota asi 425 K. Z obrázku struktury atmosféry výše měla sonda Galileo proniknout tam, kde je vodní pára, ale vodu nenašla. Bohužel sonda vstoupila do jedné z čistých, suchých oblastí produkovaných downdrafts. Přestože se sonda dostala více než 160 km pod vrcholky mraků, byla stále v troposféře a její nejhlubší bod představuje pouze 0,3% poloměru Jupitera. Nad troposférou Jupitera ultrafialové zahřívání vytváří stratosféru, ale jiné molekuly místo ozonu ultrafialové světlo pohlcují. Na nejvyšších úrovních jsou termosféra a exosféra.

Saturn má stejné tři hlavní mrakodrapy, i když se nacházejí v nižších nadmořských výškách než na Jupiteru kvůli nižší teplotě Saturnu (je dále od Slunce). Saturnovy oblačné paluby jsou také od sebe dále od sebe kvůli nižší gravitaci Saturnu - dochází k menší kompresi plynů. Protože se Saturnovy mraky formují na hlubších pozicích v jeho troposféře, jeho oblačné vzorce vypadají tlumenější než na Jupiteru. Předpokládá se, že tři mrakodrapy (amoniak, hydrogensulfid amonný a voda) by byly v troposférách Uranu a Neptunu příliš hluboko na to, abychom je viděli. Místo toho jsou Uran a Neptun ještě dále od Slunce dostatečně chladné troposféry na to, aby metan kondenzoval a mrzl za vzniku mraků (Jupiter a Saturn jsou na metanová oblaka příliš teplé). Neptun má ze svého vnitřku extra tepelnou energii, takže jeho atmosféra je teplejší než Uran.

V další části se podíváme na to, jak se plyny pohybují a distribuují energii.


Jaké faktory ovlivňují teplotu a hustotu hvězdy? - Astronomie

Hvězdy se skládají z horkých plynů, ve kterých jsou atomy a molekuly téměř úplně ionizovány uvnitř (stav hmoty nazývaný plazma). Otázka, zda v této plazmě mohou nastat fúzní reakce, je primárně otázkou hustoty a teploty plynu, protože hustota řídí počet srážek a teplota řídí jejich průměrnou energii. Protože pro stálý objem a teplotu hustota a tlak přímo souvisejí, můžeme místo proměnné použít také hustotu namísto hustoty.

Kinetická teorie plynů

Maxwellovské rozdělení rychlosti pro dvě teploty

V tomto grafu je vodorovná osa rychlost v cm / s a ​​svislá osa je úměrná pravděpodobnosti, že částice v plynu má tuto rychlost.

Vidíme tedy, že každá teplota odpovídá rozsahu rychlostí, ale průměrná rychlost (označená svislými čarami) se zvyšuje s teplotou a podobně se zvyšuje pravděpodobnost, že pro některé částice plynu budou mít velmi vysoké rychlosti.

Zákon o ideálním plynu

Energetické okno pro jaderné reakce

Okno Gamow pro reakce nabitých částic

Vrchol je součinem dvou křivek klesajících v opačných směrech: Pravděpodobnost průniku Coulombovou bariérou klesá rychle se snižující se energií (křivka označená jako „průnik bariéry“), ale při dané teplotě existuje možnost mít částice vysoké energie (a tedy vysoká rychlost) rychle klesá s rostoucí energií (červená křivka).

Součet těchto protichůdných účinků vytváří energetické okno pro jadernou reakci: k reakci může dojít pouze tehdy, mají-li částice energie přibližně v tomto okně. To klade velmi silná omezení na reakce nabitých částic odpovědné za produkci fúzní energie ve hvězdách.


Obsah

Tabulka 1 ukazuje rozpis vlastností složek ISM Mléčné dráhy.

Tabulka 1: Složky mezihvězdného média [3]
Součástka Frakční
objem
Výška stupnice
(ks)
Teplota
(K)
Hustota
(částice / cm 3)
Stav vodíku Primární pozorovací techniky
Molekulární mraky & lt 1% 80 10–20 10 2 –10 6 molekulární Rádiové a infračervené molekulární emisní a absorpční vedení
Studené neutrální médium (CNM) 1–5% 100–300 50–100 20–50 neutrální atom H I 21 cm absorpce čáry
Teplé neutrální médium (WNM) 10–20% 300–400 6000–10000 0.2–0.5 neutrální atom H I Emise čáry 21 cm
Teplé ionizované médium (WIM) 20–50% 1000 8000 0.2–0.5 ionizovaný Emise Hα a disperze pulzarů
H II regiony & lt 1% 70 8000 10 2 –10 4 ionizovaný Emise Hα a disperze pulzarů
Koronální plyn
Horké ionizované médium (HIM)
30–70% 1000–3000 10 6 –10 7 10 −4 –10 −2 ionizovaný
(kovy také vysoce ionizované)
Rentgenové absorpční linie vysoce ionizovaných kovů, zejména v ultrafialovém záření

Třífázový model Upravit

Field, Goldsmith & amp Habing (1969) předložili statické dva fáze rovnovážný model k vysvětlení pozorovaných vlastností ISM. Jejich modelovaný ISM zahrnoval studenou hustou fázi (T & lt 300 K), skládající se z mraků neutrálního a molekulárního vodíku, a teplé mezidruhové fáze (T

10 4 K), sestávající ze zředěného neutrálního a ionizovaného plynu. McKee & amp Ostriker (1977) přidali dynamickou třetí fázi, která představovala velmi horkou (T

106 K) plyn, který byl šokem zahřátý supernovy a představoval většinu objemu ISM. Jedná se o teploty, při nichž může ohřev a chlazení dosáhnout stabilní rovnováhy. Jejich práce tvořila základ pro další studium v ​​posledních třech desetiletích. Relativní proporce fází a jejich rozdělení však stále nejsou dobře pochopeny. [3]

Model atomového vodíku Edit

Tento model bere v úvahu pouze atomový vodík: Teplota vyšší než 3000 K rozbíjí molekuly, zatímco teplota nižší než 50 000 K ponechává atomy v základním stavu. Předpokládá se, že vliv ostatních atomů (He.) Je zanedbatelný. Předpokládá se, že tlak je velmi nízký, takže doby volných drah atomů jsou delší než

Doba trvání 1 nanosekundy světelných pulsů, které tvoří obyčejné, časově nekoherentní světlo.

V tomto bezkolizním plynu platí Einsteinova teorie koherentních interakcí světlo-hmota: všechny interakce plyn-světlo jsou prostorově koherentní. Předpokládejme, že monochromatické světlo je pulzováno a poté rozptýleno molekulami s kvadrupólovou (Ramanovou) rezonanční frekvencí. Pokud „Délka světelných pulsů je kratší než všechny zapojené časové konstanty“ (Lamb (1971)), platí „impulzivní stimulovaný Ramanův rozptyl (ISRS)“ (Yan, Gamble & amp Nelson (1985)): světlo generované nekoherentním Ramanem rozptyl na posunuté frekvenci má fázi nezávislou na fázi vzrušujícího světla, čímž vytváří novou spektrální linii a koherence mezi dopadajícím a rozptýleným světlem usnadňuje jejich interferenci do jediné frekvence, čímž se frekvence dopadu posune. Předpokládejme, že hvězda vyzařuje spojité světelné spektrum až do rentgenového záření. Lymanovy frekvence jsou absorbovány v tomto světle a pumpují atomy hlavně do prvního vzrušeného stavu. V tomto stavu jsou hyperjemné periody delší než 1 ns, takže ISRS „může“ znovu posunout frekvenci světla a naplnit vysoké úrovně hyperjemnosti. Další ISRS „může“ přenášet energii z hyperjemných úrovní na tepelné elektromagnetické vlny, takže červený posuv je trvalý. Teplota světelného paprsku je definována jeho frekvencí a spektrálním zářením podle Planckova vzorce. Protože entropie se musí zvyšovat, „může“ se stává „dělá“. Avšak tam, kde dříve absorbovaná linie (první Lyman beta,.) Dosáhne Lymanovy alfa frekvence, proces redshiftingu se zastaví a všechny vodíkové linie jsou silně absorbovány. Ale tato zastávka není dokonalá, pokud je energie na frekvenci posunutá na frekvenci Lyman beta, která produkuje pomalý červený posuv. Postupné rudé posuny oddělené Lymanovými absorpcemi generují mnoho absorpčních linií, jejichž frekvence odvozené z absorpčního procesu se řídí zákonem spolehlivějším než Karlssonův vzorec.

Předchozí proces vzrušuje více a více atomů, protože de-excitace se řídí Einsteinovým zákonem koherentních interakcí: Variace dI záře I světelného paprsku podél cesty dx je dI = BIdx, kde B je Einsteinův koeficient zesílení, který závisí na médiu. I je modul Poyntingova vektoru pole, k absorpci dochází u opačného vektoru, což odpovídá změně znaménka B. Faktor I v tomto vzorci ukazuje, že intenzivní paprsky jsou zesíleny více než slabé (konkurence módů). Emise světlice vyžaduje dostatečné záření I poskytované náhodným polem nulového bodu. Po emisi erupce se slabé B zvyšuje čerpáním, zatímco já zůstávám blízko nuly: De-buzení koherentní emisí zahrnuje stochastické parametry pole nulového bodu, jak bylo pozorováno v blízkosti kvasarů (a v polárních polárních zářech).


Jak teplota ovlivňuje hustotu?

Jak teplota stoupá, hustota kapalin a plynů klesá, jak teplota klesá, hustota roste. Hustota je množství hmoty na jednotku objemu.

Jak teplota stoupá, molekuly v kapalinách a plynech se pohybují rychleji, což způsobuje častější srážky mezi sebou. To způsobí, že se molekuly šíří od sebe, což znamená, že v daném objemu je méně molekul a hustota látky klesá. Jak teplota klesá, molekuly se pohybují pomaleji, takže se méně srážejí a zabírají méně místa a zvyšuje se hustota látky. Voda má hustotu 1 000 kilogramů na metr krychlový při 4 stupních Celsia a hustotu 958,4 kilogramu na metr krychlový při 100 stupních Celsia.


Proces formování hvězd

Obří molekulární mraky (GMC) jsou skutečně obrovské. Ve skutečnosti je těžké vybrat si reprezentativní obrázek, který se vám zobrazí, protože ve většině případů nevidíte cloud (vidíte pouze část cloudu). Například slavné sloupy na snímku Orlí mlhoviny jsou jen malou částí obrovského obrovského molekulárního mraku. GMC mohou obsahovat plyn s hmotností až několik miliónů hmotností Slunce. Měli byste tedy mít na paměti, že jediný mrak v ISM může vytvořit tisíce nebo miliony hvězd. Jak jsme již dříve diskutovali, temné mraky pohlcují a rozptylují světlo. V důsledku toho jsou docela chladní, přičemž 10 kelvinů je přijímáno jako typická hodnota pro jejich průměrnou teplotu. Jejich vnitřní hustota je ve srovnání s typickými hodnotami pro mezihvězdný prostor poměrně vysoká, ale stále o mnoho řádů nižší než tlak v zemské atmosféře na hladině moře.

Zkuste to!

Možná znáte vlastnosti plynů, ale pro připomenutí můžete spustit Colorado PhET simulaci vlastností plynu.

  1. Naplňte krabici lehkým plynem.
  2. Pomocí řízení tepla snižte teplotu na 10 K, což je typická teplota molekulárního mraku.
  3. Pozorujte pohyb částic v plynu.
  4. Pomocí posuvníku na pravé straně zvýšíte gravitaci.
  5. Znovu pozorujte pohyb částic v plynu.

Pokud vezmete v úvahu sférický oblak plynu, můžete napsat matematický vztah pro gravitační sílu táhnoucí oblak k sobě a radiační tlak plynu v oblaku odolávající gravitačnímu tahu. (Výše uvedená simulace vlastností plynu je vynikající ukázkou, kterou můžete použít k předvedení toho, jak plyn vyvíjí vnější tlak na mrak.) Potom můžete napsat výraz pro hmotnost mraku, který má tyto dvě síly přesně v rovnováze. Toto množství se obvykle označuje jako Džínová hmota, a lze jej považovat za minimální hmotnost oblaku, aby jeho vnitřní tlak byl vyvážen gravitací. Co se tedy stane s mrakem, který přesahuje hmotnost Jeans? Mrak bude nestabilní vůči gravitačnímu kolapsu, což znamená, že pokud nějaká událost může způsobit, že se mrak začne hroutit, jeho vnitřní tlak nebude dostatečně silný, aby kolapsu odolal. V závislosti na hustotě a teplotě jsou mraky tisíců slunečních hmot velké obecně nad hmotou Jeans. Jakmile začne kolaps, zvýší se hustota a teplota mraku.

Mezihvězdné mraky nejsou příliš jednotné a očekáváme, že když se zhroutí, budou se fragmentovat do několika shluků. Během fáze kolapsu jednotlivého shluku dochází k několika dalším efektům. Nejprve shluk v oblaku přiláká blízké částice plynu, což způsobí, že shluk roste masivněji. Na začátku procesu je mrak stále dostatečně tenký, aby fotony generované uvnitř mraku (pamatujte, že jakýkoli teplý plyn vyzařuje nějaké světlo) mohou snadno uniknout, takže mrak při jeho zhroucení vyzařuje světlo. (Zde je třeba poznamenat, že i když shluk vyzařuje světlo ze svého jádra, okolní GMC je stále tak hustý a prašný, že světlo z jádra neunikne, a tato jádra nejsme schopni vidět dalekohledy, které detekují optické světlo.) V určitém okamžiku se však jádro zhroucujícího se shluku stane tak hustým, že záření generované hluboko uvnitř shluku se zachytí (stane se neprůhledným), což způsobí rychlé zvýšení teploty jádra. V tomto okamžiku lze jádro označovat jako a protostar.

Měli bychom na chvíli zvážit měřítka velikosti. Typický mezihvězdný mrak je řádově 10 14 km nebo zhruba 10 000krát větší než velikost sluneční soustavy. Fragment mraku, který tvoří jeden nebo několik protohvězd, je řádově 10 12 km nebo zhruba stokrát větší než velikost naší sluneční soustavy. V době, kdy se jádro fragmentu stalo protostarem, bude jeho velikost přibližně 10 10 km a jeho teplota řádově 10 000 kelvinů.

The temperature in the core of the protostar is hot enough that the thermal pressure becomes strong enough to slow the collapse down to a much slower contraction. The continued contraction of the protostar converts gravitational potential energy into thermal energy, causing the object to radiate as much light as 1,000 Suns. During this same time period, conservation of angular momentum causes the initially very slowly rotating cloud to spin much more rapidly. There will be significant centripetal force to resist further gravitational collapse along the equator of the rapidly rotating protostar, but the material near the poles will not feel this same resistance. Because of this, a disk will form around the central protostar. This disk is called either a protoplanetary disk or a proplyd. We will see in later lessons that this material is perhaps the location of the origin of planets that orbit stars.

Watch this!

I have personally found it quite challenging to teach the physics behind how rotating, roughly spherical clouds of gas collapse down to form protoplanetary disks. The detail in the previous paragraph is sparse for exactly this reason it is not easy to describe conceptually. However, the team behind "Minute Physics" has posted an excellent short video that does quite a good job at explaining how these spherical clouds collapse to form disks. I highly recommend watching their video:

Here is an excellent image of a protoplanetary disk seen in silhouette around a protostar in the Orion star forming region:

As the contraction phase of the protostar continues, the core temperature begins to reach more than 1 million kelvin. The protostar undergoes some violent changes during this time period the outer parts of the clump are radiating an enormous amount of light, but the amount of light varies by large amounts on short time scales. This is usually called the “T Tauri” phase, after the first such object discovered. Stars in the T Tauri phase are also sometimes observed to be emitting bipolar outflows of material. These bipolar outflows have their own name they are usually referred to as Herbig-Haro nebo HH objects. Some examples can be seen at Hubblesite: HH objects.

Also, during this T Tauri / HH phase, the protostars somehow shed some of the outer layers of material leftover from the GMC, revealing them for the first time to telescopes that can detect optical light. If you recall the discussion of the Hubblesite: The Eagle Nebula image, photoevaporation is one example of a process that may strip the outer layers from the protostars in a GMC. In a molecular cloud like the one that includes the Eagle Nebula, we see that the brightest stars form first, and their intense radiation evaporates the outer layers of material hiding the smaller protostars.


What Factors Affect the Temperature?

The factors that affect the temperature in an area are the latitude, height above sea level, distance from the sea, ocean currents and prevailing winds. These things work together to determine the climate of a location.

The farther a place is from the equator, the colder the temperature is. Locations close to the equator have warmer temperatures than those far away from the equator.

Places with higher elevations above sea level have colder temperatures than places at sea level.

Ocean currents affect the temperature of towns located near the water. They can bring warm or cold air depending on the current.

Areas close to the sea or ocean tend to have warmer winters and cooler summers than an area at the same latitude but away from the sea. Oceans cool down and heat up at a slower rate than land, causing coastal areas to behave in the same manner.

Prevailing winds bring warm or cold air that changes a place's temperature.


What factors influence a star's temperature and density? - Astronomie

Density is the mass of any material per unit volume. Gases always have much lower density than the condensed phases. Most materials have a lower density of the liquid than the solid but this isn't always true. Water has a higher density in the liquid state than the solid, so ice cubes float.

Within a particular phase, how does the density depend on temperature?

Remember that temperature is related to the average kinetic energy of the atoms or molecules within the substance. We know that, for gases, the volume is directly proportional to temperature by the equation PV=nRT.

Pure Water

Let's look at the density of water at 25 deg C and compare that to a higher temperature, 80 deg C. The density decreases from 0.9970 g/mL to 0.9718 as it is heated. This makes sense because, as heat is added to the liquid water, there is greater kinetic energy of the molecules and there are also more vibrations of the water molecules. Together these mean that each H2O unit in liquid water takes up more space as the temperature increases.

We see the same trend in going from liquid water at 25 deg C (0.9970 g/mL) to liquid water at 4 deg C (0.99997 g/mL). Density increase as the temperature decreases.

Below 4 deg C, however, the density decreases again. How can we explain this?

Remember that liquid water and solid water have the same network of bonds. Liquid water at 25 deg is so rapidly breaking bonds between H2O units and reforming them that extra water molecules get trapped inside the water lattice. This is the reason why liquid water is more dense than solid water.

Other Pure Liquids

The table at right has the density of ethanol from 3 deg to 40 deg C in g/mL. We can see that the density decreases with temperature through this range. Unlike the situation with water, there is no maximum density point.


Table of Densities of Common Substances

Cultura RM Exclusive/Getty Images

  • Chemistry
    • Periodic Table
    • Základy
    • Chemical Laws
    • Molecules
    • Projects & Experiments
    • Scientific Method
    • Biochemistry
    • Physical Chemistry
    • Medical Chemistry
    • Chemistry In Everyday Life
    • Famous Chemists
    • Activities for Kids
    • Abbreviations & Acronyms
    • Ph.D., Biomedical Sciences, University of Tennessee at Knoxville
    • B.A., Physics and Mathematics, Hastings College

    Here's a table of densities of common substances, including several gases, liquids, and solids. Density is a measure of the amount of mass contained in a unit of volume. The general trend is that most gases are less dense than liquids, which are in turn less dense than solids, but there are numerous exceptions. For this reason, the table lists density from lowest to highest and includes the state of matter.

    Note that the density of pure water is defined to be 1 gram per cubic centimeter (or, g/ml). Unlike most substances, water is denser as a liquid than as a solid. A consequence is that ice floats on water. Also, pure water is less dense than seawater, so fresh water can float on top of salt water, mixing at the interface.


    Podívejte se na video: faktory ovlivňující NAŠE ZDRAVÍ (Říjen 2022).