Astronomi

Güneş'in parlaklığı ve yarıçapı neden artıyor da sıcaklığı artmıyor?

Güneş'in parlaklığı ve yarıçapı neden artıyor da sıcaklığı artmıyor?


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.

Sun'ın Wikipedia'daki makalesinde, Güneş'in parlaklığının, yarıçapının ve sıcaklığının zaman içinde nasıl değiştiğini gösteren bir resim var:

Geçmiş (ve sonraki) birkaç milyar yıl boyunca, parlaklığın sürekli arttığını, sıcaklığın yaklaşık olarak aynı kaldığını ve yarıçapın da arttığını görüyorum.

Bu bana tuhaf geliyor. Parlaklığın artması için sıcaklığın artması gerektiğini hayal ediyorum. Ve sıcaklığın artması için yarıçapın azaltmak (çekirdek yoğunlaştıkça sıcaklıklar yükselir).

Peki neden bu şekilde çalışıyor?

Not: Sun'ın yaşamının başlangıcında üçünün de neden azaldığını, ancak aniden artmaya başladığına dair somut bir açıklama da takdir ediyorum.


Bir yıldızın etkin sıcaklığı $T_mathrm{eff}$, ki bu muhtemelen çizilen şeydir, yıldızın yarıçapı $R$ ve parlaklık $L$ ile ilişkisi aracılığıyla tanımlanır.

$$L=4pi R^2sigma T_mathrm{eff}^4$$

Bu, yıldızın fotosferde siyah bir cisim gibi yayıldığı varsayımından gelir. Bu kesinlikle doğru olmasa da, oldukça doğrudur ve ne olursa olsun, etkili sıcaklığı bu şekilde tanımlarız. Gerçek yüzey sıcaklığı biraz farklı olacaktır ancak aynı zamanda kabaca çizildiği gibi davranacaktır.

Dolayısıyla, $T_mathrm{eff}$ sabit olsa bile, yıldız daha parlak hale gelirse genişler. Ayrıca, sıcaklığa duyarlılığın yarıçaptan daha dik olduğunu görebilirsiniz, bu nedenle parlaklıktaki orta dereceli bir değişiklik, etkin sıcaklıktaki nispeten küçük bir değişiklik tarafından absorbe edilebilir.

Parlaklık temel olarak çekirdekteki nükleer reaksiyonların basit davranışıyla (sıcaklık ve yoğunluk açısından) belirlenirken, yüzey özellikleri enerjinin yüzeye nasıl taşındığına bağlıdır. Radyasyon için, malzemenin opaklığının ne olduğunu, iyonlaşma durumlarına bağlı olup olmadığını düşünmelisiniz. Parlaklığın neden büyüdüğünü görmek yeterince kolaydır (çekirdek daha yoğun ve daha sıcak, daha hızlı enerji üretir) ancak yüzey özelliklerinin belirlenmesi daha karmaşıktır. Güneş için tüm denklemleri ilgili opaklıklarla çözdükten sonra arsada gösterilen yol çıkıyor.

Ayrıca, "daha parlak, daha sıcak ve daha küçük anlamına gelir"e aşırı bir karşı örnek olarak, kırmızı devlerin çok daha parlak ama aynı zamanda çok daha soğuk olduğunu unutmayın!

Not: Verilerin kaynağından emin değilim ama sanırım başlangıçtaki kıpırdanma, yıldızın ana diziye daralmasını bitirmesinden kaynaklanıyor. Yani, ilk minimumdan önce, yerçekimi büzülmesiyle enerji salınıyor. Ondan sonra, nükleer reaksiyonlardan gelen enerji hakim olmaya başlar.


Yıldız sıcaklığı, yarıçap ve parlaklık arasındaki ilişki nedir?

yıldızları için ana sıra, yıldız kütlesi arttıkça çap, sıcaklık ve parlaklık da artar. İlişki, Hertzsprung-Russel diyagramında temsil edilir.

Açıklama:

Aşağıda gösterilen H-R diyagramında parlaklık (parlaklık) y ekseninde, sıcaklık ise x ekseninde (sağdan sola) sunulmaktadır. Ana dizi, sol üstten sağ alta çapraz olarak gösterilen yıldız popülasyonudur.

Parlaklık sıcaklıkla açıkça artar ve herhangi bir akkor (ısıdan parlayan) nesneyle, nesne ne kadar sıcaksa ışığı o kadar mavi olur.

Bir yıldızı daha sıcak yapan şey, çekirdekte daha yüksek kütleden daha yüksek basınç tarafından yönlendirilen daha hızlı bir füzyon hızıdır.
Yani yıldız ne kadar büyükse (kütle ve çap), o kadar parlak, o kadar sıcak ve o kadar mavi. Küçük yıldızlar daha soğuk ve daha kırmızıdır.

Ana dizinin yıldızları - kırmızı devler ve beyaz cüceler - aynı kalıbı takip etmiyorlar. Kırmızı devler muazzam bir enerji üretir, ancak şişirilirler, bu nedenle yüzey alanı büyük ölçüde artar. Sonuç olarak, onların yüzey sıcaklık düşüktür, bu nedenle parlak ama kırmızıdırlar.

Beyaz cüceler çıplak yıldız çekirdekleri ölüyor ve çok küçükler. Daha az enerji üretirler, ancak çok yüksek bir yüzey sıcaklığına sahiptirler, çok beyaz ama loş.


Mesafe yıldızların parlaklığını nasıl etkiler?

yoğunluk veya parlaklık ışığın bir fonksiyonu olarak mesafe ışık kaynağından ters kare bir ilişki izler. olarak dikkat edin mesafe arttıkça ışık daha geniş bir yüzeye yayılmalı ve yüzey parlaklık "bir bölü r kare" ilişkisine göre azalır.

Ayrıca, bir yıldızın parlaklığını belirleyen faktörler nelerdir? Sonuç olarak, bir yıldızın parlaklığını etkileyen birçok faktör vardır ve bunlar arasında (ancak bunlarla sınırlı değildir) bulunur. yüzey alanı, kütle, evrim aşaması, sıcaklık ve mesafe (görünen büyüklükten bahsediyorsanız).

Aynı şekilde insanlar soruyor, bir yıldızın parlaklığını nasıl ölçersiniz?

Biz parlaklığı ölçmek bunların yıldızlar büyüklük ölçeğini kullanarak. Büyüklük ölçeği biraz geriye doğru görünüyor. Sayı ne kadar düşükse, daha parlak nesnedir ve sayı ne kadar yüksekse, o kadar sönüktür. Bu ölçek logaritmiktir ve her 5 adımda bir 100 kat azalmaya eşit olacak şekilde ayarlanmıştır. parlaklık.

Parlaklık nasıl hesaplanır?

parlaklık Bir ışık yayan diyotun (veya başka herhangi bir şeyin) gücü, ışığın göz üzerindeki etkisi olan ve farklı dalga boylarına göre ayarlanmış ışık akısı ile ölçülür. Işık akısı, katı bir açı üzerinden yayılan ışık kandelalarına veya ışık yoğunluğuna karşılık gelen lümenlerle ölçülür.


Proto-Güneş

Proto-Güneş, doğum bulutunun derinliklerine gömülürken yavaşça daraldı.

Bu aşamada yalnızca parlak bir kızılötesi kaynak olarak görülebiliyordu, çünkü yalnızca kızılötesi ışık çevreleyen gaz ve toz bulutlarına nüfuz edebiliyordu.

Örneğin, aşağıda günümüzün bir yıldız doğumevi olan Orion Bulutsusu'nun iki görünümü bulunmaktadır.

Kredi: OSU Astronomi Bölümü

Soldaki görünüm, görünür ışıkta görülen şeydir. Sağda kızılötesi dalga boylarında aynı görünüm var. Görünür dalga boylarında sadece bir avuç soluk kırmızı yıldızın nasıl görüldüğüne dikkat edin, kızılötesinde ise tozlu Orion moleküler bulutunu görebilir ve yakın zamanda derinlerde oluşmuş zengin genç yıldız kümesini görebiliriz. Bulutsunun merkezindeki, topluca "Trapezyum" olarak bilinen parlak yıldızlardan oluşan dörtlü, sonunda çevredeki gaz ve tozun çoğunu havaya uçuracak. Bu yaklaşık bir milyon yıl içinde gerçekleştiğinde, zengin küme dünyanın gece gökyüzünde görünür olacak.

Gezegenlerin oluştuğu proto-Güneş'in etrafında oluşan bir malzeme diski.


Güneş'in parlaklığı ve yarıçapı neden artıyor da sıcaklığı artmıyor? - Astronomi

Kütleye bağımlılık, yıldızın kütlesinin saf ağırlığının merkezi basıncını belirlemesi nedeniyle ortaya çıkar, bu da nükleer yanma oranını belirler (daha yüksek basınç = daha fazla çarpışma = daha fazla enerji) ve sonuçta ortaya çıkan füzyon enerjisi, yıldızın sıcaklığını yönlendiren şeydir. . Genel olarak, bir yıldız ne kadar büyükse, o kadar parlak ve sıcak olmalıdır. Aynı zamanda, yıldızın herhangi bir derinliğindeki gaz basıncının (o derinlikteki sıcaklığa da bağlıdır) üzerindeki gazın ağırlığını dengelemesi gerekir. Ve son olarak, elbette, çekirdekte üretilen toplam enerji, yüzeyde yayılan toplam enerjiye eşit olmalıdır.

Bu son gerçek başka bir kısıtlama yaratır, çünkü boşlukta asılı duran bir kürenin enerji radyasyonu Stefan-Boltzmann Denklemi olarak bilinen bir yasaya uyar:

L = C R 2 T 4 (Sıcak bir kürenin toplam parlaklığı)

Burada L, yıldızın parlaklığı, C sabiti 1, R, yıldızın metre cinsinden yarıçapı ve T, yıldızın K° cinsinden yüzey sıcaklığıdır. Bir yıldızın yaydığı enerjinin T ile ne kadar hızlı yükseldiğine dikkat edin: sıcaklığı iki katına çıkarmak, enerji çıktısının 16 kat artmasına neden olur.


1 &ndash Çok iyi, eğer bilmeniz gerekiyorsa, sabit 5,67 x 10 -8 W m -2 K -4'e eşittir.

Ana sıra, tam olarak hidrostatik dengenin esnek olmayan doğası nedeniyle mevcuttur. Çok düşük kütleli (Güneş'inkinin %7,5'i kadar az) yıldızlar, H-R diyagramının sağ alt kısmında yer alır. Sağ altta yatmaları gerekir. H-R diyagramının bu kısmı, Güneş'inkinin on binde biri kadar düşük bir parlaklığa ve erimiş metalin donuk turuncu-sarı parıltısına eşdeğer düşük yüzey sıcaklığına karşılık gelir. Bu yıldızlar, çekirdeklerindeki nükleer yanmayı daha hızlı yapmak için gerekli basıncı yaratacak kadar kütleye sahip değiller. Yüksek kütleli yıldızlar (40 güneş kütlesinin üzerinde) olması gerektiği gibi sol üstte bulunur. Düşük kütleli yıldızların aksine, muazzam kütleleri ve yüksek merkezi basınçları, Güneş'ten 160.000 kat daha parlak olabilen ve ultraviyolede görünür ışık olarak olduğundan daha fazla enerji yayacak kadar sıcak olan devlere yol açar. Güneş, bu uç noktaların neredeyse tam ortasında yer alır ve bu nedenle, yıldızlar giderken ne aşırı derecede loş ne de aşırı parlaktır. Parlak sarımsı beyaz bir renkle parlar.

2 &ndash Gökbilimciler anakol yıldızlarını geleneksel olarak şu şekilde harflerle sınıflandırır:
O - 30.000 ila 40.000 K°
B - 10.800 ila 30.000 K°
A - 7240 - 10,800 K°
F - 6000 ila 7240 K&derece
G - 5150 - 6000 K°
K - 3920 - 5150 K&derece
M - 2700 - 3920 K°

4.5 milyar yıl önceki doğumundan bu yana, Güneş'in parlaklığı çok nazikçe yaklaşık %30 arttı. 3 Bu kaçınılmaz bir evrimdir çünkü milyarlarca yıl geçtikçe Güneş çekirdeğindeki hidrojeni yakmaktadır. Geride kalan helyum "külleri" hidrojenden daha yoğundur, bu nedenle Güneş'in çekirdeğindeki hidrojen/helyum karışımı çok yavaş bir şekilde yoğunlaşır, dolayısıyla basıncı yükseltir. Bu, nükleer reaksiyonların biraz daha sıcak çalışmasına neden olur. Güneş parlıyor.


Düşünce Soruları

Birisi, astronomların, tıpkı bir nötrino detektörü inşa ettikleri gibi, Güneş'in çekirdeğindeki proton-proton zinciri sırasında üretilen gama ışınlarını tespit etmek için özel bir gama ışını detektörü inşa ettiklerini öne sürüyor. Bunun neden sonuçsuz bir çaba olacağını açıklayın.

Dünya, bozunması nötrinolar üreten radyoaktif elementler içerir. Bu elementlerin Dünya'nın içinde nasıl dağıldığını belirlemek için nötrinoları nasıl kullanabiliriz?

Güneş, Dünya'dan çok daha büyük ve daha kütlelidir. Sizce Güneş'in ortalama yoğunluğu Dünya'nınkinden daha mı büyük yoksa daha mı küçük? Yoğunluklara bakmadan önce cevabınızı yazın. Şimdi yoğunlukların değerlerini bu metinde başka bir yerde bulun. Haklı mıydın? Yoğunluk ve kütlenin anlamlarını açık bir şekilde açıklayın.

Astronomi kursundan yararlanmamış bir arkadaş, Güneş'in olduğu kadar parlak parlaması için yanan kömürle dolu olması gerektiğini öne sürüyor. Bu hipoteze karşı mümkün olduğunca çok argüman listeleyin.

Aşağıdaki dönüşümlerden hangisi füzyondur ve hangisi fisyondur: helyumdan karbona, karbondan demire, uranyum kurşuna, bordan karbona, oksijenden neona? (Öğelerin listesi için Ek K'ye bakın.)

CNO döngüsü aracılığıyla hidrojeni helyuma bağlamak için neden Güneş'te meydana gelen ve yalnızca hidrojen ve helyum izotoplarını içeren sürecin gerektirdiğinden daha yüksek bir sıcaklık gereklidir?

Dünyanın atmosferi hidrostatik dengededir. Bunun anlamı, atmosferin herhangi bir noktasındaki basıncın, üzerindeki havanın ağırlığını taşıyabilecek kadar yüksek olması gerektiğidir. Mt. üzerindeki baskıyı nasıl beklersiniz? Everest, sınıfınızdaki baskıdan farklı mı? Sebebini açıkla.

Dünya okyanuslarının hidrostatik dengede olduğunu söylediğimizde bunun ne anlama geldiğini açıklayın. Şimdi bir tüplü dalgıç olduğunuzu varsayalım. Yüzeyin altına 200 fit derinliğe daldığınızda basıncın artmasını veya azalmasını bekler miydiniz? Neden?

Hangi mekanizma ısıyı Ay'ın yüzeyinden uzaklaştırır? Ay bu şekilde enerji kaybediyorsa, neden daha da soğmuyor?

Soğuk bir sonbahar akşamında bir şenlik ateşinden birkaç metre uzakta durduğunuzu varsayalım. Yüzünüz sıcak hissetmeye başlar. Ateşten gelen ısıyı yüzünüze aktaran mekanizma nedir? (İpucu: Ateşle aranızdaki hava yüzünüzden daha mı sıcak yoksa daha mı soğuk?)

Isının konveksiyon ve radyasyon yoluyla taşınmasına bazı günlük örnekler verin.

Güneş'teki proton-proton döngüsünün aniden yavaşlayacağını ve mevcut hızının sadece %95'inde enerji üreteceğini varsayalım. Dünyadaki bir gözlemci, Güneş'in parlaklığında ani bir düşüş görebilir mi? Güneş tarafından yayılan nötrinoların sayısında hemen bir azalma görecek miydi?

Nükleer füzyonun yıldızların atmosferlerinde gerçekleştiğini düşünüyor musunuz? Neden veya neden olmasın?

Fisyon neden Güneş'te önemli bir enerji kaynağı değildir?

Neden Güneş'in enerjisinin bu kadar büyük bir bölümünün merkez bölgelerinden geldiğini düşünüyorsunuz? Güneş'in tüm parlaklığı pratik olarak Güneş'in yarıçapının hangi bölümünden kaynaklanır (bkz. Şekil 16.16)? Orijinal hidrojeni Güneş'in hangi yarıçapında kısmen kullanılmıştır? Bu soruların cevaplarının birbiriyle nasıl bir ilişki içinde olduğunu tartışın.

Matematiksel bilgisayar modellerinin Güneş'in içinde neler olduğunu anlamamıza nasıl izin verdiğini açıklayın.

Bir Amazon İş Ortağı olarak, uygun satın alımlardan kazanıyoruz.

Bu kitabı alıntılamak, paylaşmak veya değiştirmek mi istiyorsunuz? Bu kitap Creative Commons Atıf Lisansı 4.0'dır ve OpenStax'ı atfetmeniz gerekir.

    Bu kitabın tamamını veya bir kısmını basılı formatta yeniden dağıtıyorsanız, her fiziksel sayfaya aşağıdaki atıfları eklemelisiniz:

  • Bir alıntı oluşturmak için aşağıdaki bilgileri kullanın. Bunun gibi bir alıntı aracı kullanmanızı öneririz.
    • Yazarlar: Andrew Fraknoi, David Morrison, Sidney C. Wolff
    • Yayıncı/web sitesi: OpenStax
    • Kitabın adı: Astronomi
    • Yayın tarihi: 13 Ekim 2016
    • Yer: Houston, Teksas
    • Kitap URL'si: https://openstax.org/books/astronomy/pages/1-introduction
    • Bölüm URL'si: https://openstax.org/books/astronomy/pages/16-think-questions

    © 27 Ocak 2021 OpenStax. OpenStax tarafından üretilen ders kitabı içeriği, Creative Commons Atıf Lisansı 4.0 lisansı altında lisanslanmıştır. OpenStax adı, OpenStax logosu, OpenStax kitap kapakları, OpenStax CNX adı ve OpenStax CNX logosu Creative Commons lisansına tabi değildir ve Rice University'nin önceden ve açık yazılı izni olmadan çoğaltılamaz.


    3 Cevap 3

    Parlaklık neden artar?

    Çekirdek hidrojen yanması ilerledikçe, çekirdekteki parçacık başına kütle birimi sayısı artar. yani 4 proton artı 4 elektron, 1 helyum çekirdeği artı 2 elektron olur. Ancak basınç, hem sıcaklığa hem de parçacıkların sayı yoğunluğuna bağlıdır. Parçacık başına kütle birimi sayısı $mu$ ise, o zaman $ P = frac< ho k_B T>, (1)$ burada $m_u$ atomik kütle birimi ve $ ho$ kütle yoğunluğudur.

    Hidrojen yanması ilerledikçe, başlangıçtaki H/He karışımı için yaklaşık 0,6'dan saf He çekirdeği için 4/3'e yükselir. Böylece, $ ho T$ artmadıkça basınç düşecektir.

    $ ho T$'daki bir artış, doğal olarak nükleer füzyon hızında bir artışa (Güneş'te $ ho^2 T^4$ gibi bir şey gibi gider) ve dolayısıyla parlaklıkta bir artışa yol açar.

    Bu, çoğu temel metinde kullanılan kaba argümandır, ancak daha iyisi var.

    Enerji çıkışı esas olarak radyasyon yoluyla yüzeye aktarılan (kütlesinin kütlesi üzerinde ışınımsal taşınımın baskın olduğu Güneş için geçerli olan) bir çekirdek yanan yıldızın parlaklığı, yalnızca kütlesine ve bileşimine bağlıdır. Hidrostatik denge için virial teoremi ve ilgili ışınımsal aktarım denklemini kullanarak (örneğin bu ders notlarının s.105'ine bakın), $ L = fracM^3 olduğunu göstermek kolaydır. , (2)$ burada $kappa$ yıldızdaki ortalama opaklıktır.

    Bu nedenle, ışınımlı bir yıldızın parlaklığı, enerji üretim mekanizmasına bağlı değildir. hiç. $mu$ arttıkça (ve serbest elektronların uzaklaştırılması nedeniyle $kappa$ azaldıkça) parlaklık artmalıdır.

    Yarıçap neden artar?

    Bunu açıklamak biraz daha zor ve nihayetinde nükleer füzyon reaksiyonlarının ayrıntılarına bağlı. Hidrostatik denge ve viral teorem bize merkezi sıcaklığın kütle, yarıçap ve bileşime bağlı olduğunu söyler $T_c propto frac$ Böylece sabit bir kütle için, $mu$ arttıkça $T_c R propto mu$ çarpımı da artmalıdır.

    Denklemi (2) kullanarak görebiliriz ki, eğer nükleer üretim hızı ve dolayısıyla parlaklık $ ho^2 T_c^$ olarak ölçeklenirse, o zaman $alpha$ büyükse, merkezi sıcaklığın aşağıdakileri sağlamak için neredeyse sabit kalabileceğini görebiliriz. artan parlaklık ve dolayısıyla $R$ önemli ölçüde artmalıdır. Bu nedenle, CNO döngüsü yanmasının baskın olduğu ve $alpha>15$ 'ın hakim olduğu devasa ana dizi yıldızları, ana dizi evrimi sırasında yarıçapında büyük bir değişiklik yaşar. Güneş gibi $alpha sim 4$ olan yıldızlarda, $mu$ ve $ ho$ arttıkça merkezi sıcaklık artar ve yarıçap artar, ama çok fazla değil.


    Güneş'in parlaklığı ve yarıçapı neden artıyor da sıcaklığı artmıyor? - Astronomi

    Bir ışık huzmesini bir parçacık akışı olarak düşünürsek (örneğin bir su akışı gibi), bir akıştan veya ışık akışından bahsedebiliriz. Akı, belirli bir alandan (genellikle bir metrekare) belirli bir süre içinde (genellikle bir saniye) gelen ışık miktarıdır. Stefan-Boltzmann Yasasına göre, bir nesne tarafından yayılan akı miktarı yalnızca sıcaklığına bağlıdır:

    burada T sıcaklıktır (K cinsinden) ve Yunanca Sigma harfi Stefan-Boltzmann Sabiti olarak adlandırılan sabit bir terimdir. Göreceğimiz gibi, değeri bu sınıf için önemsizdir. Akı, bir nesnenin enerji çıkışının gerçek ölçüsü değildir. Örneğin, bir el feneri ve bir projektör benzer sıcaklıklara, dolayısıyla benzer akılara sahiptir. Ama 100 yard mesafeden, projektör ikisi arasında daha parlaktır. Neden? Çünkü projektör daha büyük!

    Bir nesnenin saniyedeki toplam enerji çıkışına parlaklığı diyoruz. Sadece Akı'ya (sıcaklığa) değil, aynı zamanda boyuta (veya daha doğrusu yüzey alanına) da bağlıdır. Yıldızlar çoğunlukla küreseldir, dolayısıyla yüzey alanlarını A = 4(pi)R2 kullanarak kolayca hesaplayabiliriz, burada R kürenin yarıçapıdır. Bu nedenle

    Parlaklık = (Akı)(Yüzey Alanı) = (SigmaT 4 ) (4(pi)R 2 )

    Parlaklıkların kesin değerlerini hesaplamak mümkün olmakla birlikte, Sigma'nın değerini bilmemizi gerektirir. Sıcaklık, yarıçap veya her ikisinde de büyük bir değişiklikten önce veya sonra iki farklı nesnenin veya aynı nesnenin parlaklıklarını karşılaştırarak bu sorunu çözebiliriz:

    L 1 / L 2 = (SigmaT 1 4 ) (4(pi)R 1 2 ) / (SigmaT 2 4 ) (4(pi)R 2 2 )

    Sigma, 4 ve pi'nin tümü düşer ve bize şunları bırakır:

    L 1 / L 2 = (T 1 4 R 1 2 ) / (T 2 4 R 2 2 )

    Veya başka bir şekilde düzenlemek için:

    L 1 / L 2 = (T 1 4 / T 2 4 ) (R 1 2 / R 2 2 )

    Genellikle Güneş'i, parlaklığını başka bir yıldızınkiyle karşılaştırarak 2. nesne olarak kullanacağız.

    Örnek Hesaplamalar

    Bu örneklerle işiniz bittiğinde, "parlaklık" hakkında okuyun.

    Ancak parlaklık bile bir nesnenin ne kadar parlak göründüğünün gerçek ölçüsü değildir. 2 fit yükseklikteki bir el feneri kör edicidir, ancak 10 mildeki bir projektör değil. Projektör daha yüksek bir parlaklığa sahipse bu nasıl olabilir?

    Işık bir kaynaktan çıktıkça küresel bir düzende yayılır. Fotonlar ışık kaynağından uzaklaştıkça yayılırlar ve giderek daha az konsantre olurlar (sonuçta etrafta dolaşacak çok fazla foton vardır). Böylece ışık kaynağı uzaklaştıkça daha sönük görünür. Bu, ters-kare ilişkisi kullanılarak matematiksel olarak ifade edilir:

    B = (SigmaT 4 ) (4(pi)R 2 ) / (4 (pi) D 2 )

    R'nin ışık kaynağının gerçek yarıçapı olduğunu ve D'nin ışık kaynağının mesafesi olduğunu unutmayın. Ar ve D birimleri, aynı oldukları sürece gerçekten önemli değildir (örneğin, km cinsinden hem R hem de D). İki nesnenin parlaklıklarını karşılaştırarak yukarıda yaptığımız gibi Sigma'yı burada kullanarak dolaşabiliriz.

    Görünen parlaklık uzaklığın karesi ile azalır. Böylece, bir ışık kaynağını benden 1 fitten 5 fit uzağa taşırsam, 25 kat daha sönük görünür.


    NSO bilim adamları, Güneş'in iç sıcaklığındaki ve parlaklığındaki değişiklikleri araştırıyor

    Güneş yarıçapı, Güneş'in özelliklerinin kesin olarak anlaşılması için en temel parametrelerden biridir. Ancak yarıçap kelimesinin bu bağlamda iki farklı anlamı vardır: fiziksel yarıçap, Güneş'in yüzeyinin dalga boyuna göre biraz değişen çapını ifade eder. Fiziksel yarıçap, gezegen geçişleri sırasında veya güneş diski tıkalı olduğunda en doğru şekilde ölçülür. sismik yarıçap, Güneş'in iç yapısının bir ölçüsüdür. Güneş, yüzeyin içinden yansıyan ve kendilerine geri yansıyan akustik veya ses dalgalarıyla doludur. Bu dalgaların incelenmesine heliosismoloji denir ve Güneş'in iç işleyişi hakkında başka türlü göremeyeceğimiz çok sayıda bilgiyi açığa çıkarabilir. Sismik yarıçap, ses dalgalarının kendilerine geri yansıdığı noktadır ve iç sıcaklıktaki değişiklikler tarafından belirlenir. Yani özünde, sismik yarıçap, iç sıcaklık gradyanına benzer. Son iki güneş döngüsünü kapsayan uzaydan gelen heliosismik gözlemler (SoHO/MDI ve SDO/HMI), sismik yarıçaptaki değişimleri belirlemek ve bunun toplam güneş ışınımı değişkenliği ile ilişkisini araştırmak için kullanılmıştır.

    Sismik yarıçaptaki değişimi tahmin etmek için yüzey-yerçekiminin küresel frekansları veya temel salınım modları kullanılır. Bu modlar güneş yüzeyi boyunca yayılır ve frekanslarının hem manyetik alan hem de sismik yarıçap tarafından değiştirildiğine inanılır.

    TSI (yeşil hat) ve değişen sismik yarıçap (mavi noktalar) arasındaki karşılaştırma, ikisi arasında açık bir anti-korelasyon olduğunu göstermektedir. Sismik yarıçap azaldıkça güneş ışınımı artar veya artan manyetik aktivite ile sismik yarıçap küçülür. Bu büzülmenin, yüzeyin birkaç megametre altında bulunan küçük ölçekli manyetik alanların radyal bileşenlerindeki veya Güneş'in içindeki termal yapıdaki artıştan kaynaklandığına inanılıyor.

    TSI varyasyonuna en büyük katkı, güneş manyetik alanındaki değişikliklerden gelir. Bununla birlikte, bu makale, sismik yarıçaptaki veya Güneş'in iç termal yapısındaki değişikliklerden ikincil bir katkı olduğunu göstermektedir.


    Yıldız yarıçapı ve parlaklık arasındaki ilişki

    Şu anda okuduğum yıldız oluşumuyla ilgili bir PDF sunumunda şu ifadeyle karşılaştım:

    "Bir yıldızın sıcaklığında bir artış gözlemlersek, ancak parlaklığında herhangi bir değişiklik olmazsa, bu, yıldızın küçüldüğü (yarıçapının azaldığı) anlamına gelir.

    Bunu anlamakta güçlük çekiyorum. İşte nedeni:

    Parlaklık, belirli bir süre boyunca bir yıldızın toplam enerji çıkışıdır. Bu tanımı doğru anlıyorsam, bir yıldızın sıcaklığındaki artış parlaklığını artıracağı anlamına gelir. Bunun doğru olduğunu varsayarsak, yukarıda alıntıladığım ifade, bir yıldızın yarıçapında bir azalma olduğunu ima ediyor gibi görünüyor, başka hiçbir şeyin değişmediğini varsayarsak, parlaklığını azaltmalıdır. (Sıcaklık artışına rağmen parlaklığın sabit kalması için bunun doğru olması gerektiğini düşünüyorum.)

    Ama neden böyle olsun ki? Sezgisel olarak, her zaman bir yıldızın yarıçapını, sıcaklığını değiştirmeden küçültmenin, parlaklığı sabit tutacağını düşündüm. Birim alan başına enerji çıkışı değişecekti, ancak güneş için toplam aynı kalacaktı, diye düşündüm. Misal:

    Bir yıldızın yüzey alanı 1.000 birimdir ve saniyede 1.000 birim enerji yayar (parlaklık), bu nedenle her tek alan birimi tek bir enerji birimi yayar. Yıldızın yüzey alanı 500 birime düşürülürse ve başka hiçbir şey değişmezse, parlaklığın hala 1.000 enerji birimine eşit olacağını düşündüm, ancak şimdi her tek alan birimi bir yerine iki enerji birimi yayıyor.

    Yukarıdaki akıl yürütme hattım yanlış mı? Bir "tek birim alan"ın ne kadar enerji üretebileceğine dair içsel bir sınır var mı? Neyi kaçırıyorum?


    Videoyu izle: 10 เรองนาทงของดวงอาทตย ทคณ. อาจไมเคยร. 10 amazing stories of the sun (Ocak 2023).