Cuprins

Aceasta lucrare poate fi descarcata doar daca ai statut PREMIUM si are scop consultativ. Pentru a descarca aceasta lucrare trebuie sa fii utilizator inregistrat.

Extras din document

Cuprins
I. ECHILIBRUL RADIANT AL FOTOSFEREI STELARE
I.1 CAMPUL DE RADIATIE
I.1.1 INTRODUCERE
I.1.2 ECUATIA DE TRANSFER A RADIATIEI
I.1.3 ECUATIA ECHILIBRULUI RADIANT
I.1.4 MODELUL GEOMETRIC AL FOTOSFEREI
II. TEORIA FOTOSFERELOR LA COEFICIENTUL DE ABSORBTIE CE NU DEPINDE DE FRECVENTE
II.1 ECUATIILE FUNDAMENTALE
II.2 REZOLVAREA APROXIMATIVA A ECUATIILOR
II.3 APLICAREA FORMULEI DE CUADRATURI
II.4 ECUATIA INTEGRALA A LUI MILNE
II.5 DISTRIBUTIA LUMINOZITATII PE DISCUL STELAR
III. SOLUTIA EXACTA A ECUATIILOR FUNDAMENTALE
III.1 ECUATIA PENTRU REZOLVANTA
III.1.1 ECUATII AJUTATOARE
III.1.2 DETERMINAREA FUNCTIEI F(?)
III.1.3 SOLUTIA ECUATIEI OMOGENE
III.1.4 INTENSITATEA RADIATIEI EMERGENTE
III.1.5 APLICATII LA FOTOSFERELE STELARE
IV. ECHILIBRUL TERMODINAMIC LOCAL
IV.1 CAMPUL DE RADIATIE IN CAZUL ECHILIBRULUI TERMODINAMIC
IV.2 IPOTEZA ECHILIBRULUI TERMODINAMIC LOCAL A FOTOSFEREI STELARE
IV.3 RADIATIA EMERGENTA DIN FOTOSFERA
IV.4 DEPENDENTA TEMPERATURII SI DENSITATII DE ADANCIME
IV.5 PRESIUNEA LUMINOASA DE RADIATIE IN FOTOSFERA

Alte date

?

I. INTRODUCERE

Astronomia este o ramura a stiintelor naturii, care se ocupa in mod special cu studiul obiectelor ceresti si al intregului univers. Folosirea instrumentelor matematice precum si realizarile stiintelor fizice si tehnice. Astronomia studiaza universul care ne inconjoara, din care face parte si Pamantul cat si o infinitate de alte obiecte ceresti.

Astrofizica este una din ramurile Astronomiei. Astrofizica studiaza si evolutia corpurilor ceresti tinand seama de procesele fizice ce au loc in interiorul lor. Este strans legata de dezvoltarea fizicii. Desi primele consideratii de natura astrofizica se pot gasi si la autorii din antichitate (de exemplu, evoluarea vizuala a stralucirii stelelor), astrofizica propriu-zisa nu s-a putut dezvolta decat dupa constituirea fizicii ca stiinta si dupa elaborarea de metode potrivite de observatie. Practic, astrofizica a aparut in secolul al XIX – lea odata cu constituirea fotometriei si spectrometriei.

Lumina (in general radiatia electromagnetica) care nu vine de la corpurile ceresti, poate fi studiata fie din punct de vedere spectral cat si fotometrie. Obiectele ceresti principale ca surse de lumina sunt stelele. Cu o luna aproximare majoritatea stelelor pot fi considerate sferice, ele fiind constituite din gaz (hidrogen si heliu) in procent de peste 90% din masa stelei si din alte elemente chimice.

O stea este constituita din interior (I) si atmosfera (A). La randul ei atmosfera este formata din 3 straturi: fotosfera (F), cronosfera (C), coroana (K).

Fotosfera este stratul atmosferic prin suprafata caruia este emisa energia produsa de linia centrala, emisia facandu-se in spectrul continuu (pe toate lungimile de unda). Grosimea ei este mica in raport cu raza interiorului stelei. De aceea se considera ca ea delimiteaza globul luminos. Astfel in cazul Soarelui grosimea fotosferei este de ? 400 km in timp ce raza interioara este de ? 696000 km.

Luminescenta fotosferei determina stralucirea stelei (de aici provine denumirea de „fotosfera” – sfera luminii). Totusi in fotosfera insesi energia nu se produce. Sursele energiei se afla in straturi mai adanci ale stelei, iar prin fotosfera energia doar se transfera in afara.

Chiar din primele cercetari in teoria fotosferei s-a stabilit ca transferul energiei in fotosfera se realizeaza in principal prin degajarea de radiatii. Transferul energiei prin termoconductibilitate nu joaca rol esential ca urmare a coeficientului mic de termoconductibilitate al gazelor. Transferul energiei prin comunicatie poate avea importanta doar pentru anumite locuri in fotosfera.

Studiul transferului energiei radiante prin fotosfera este principala sarcina a teoriei fotosferei. Rezolvarea acestei probleme este legata de lamurirea constructiei fotosferei, adica de aflarea dependentei densitatii, temperaturii si a altor valori ale adancimii.

Unul din rezultatele importante ale teoriei fotosferelor trebuie sa fie obtinerea distibutiei energiei in spectrul stelar continuu. Prin compararea teoriei si observatiilor asupra distributiei energiei in spectru stelar se poate face verificarea corectitudinii presupunerilor, care au constituit baza teoriei fotosferelor.

CAPITOLUL ii.

Echilibrul radiant al fotosferei stelare

II. 1. Campul de radiatie

Întrucat sarcina noastra prioritara consta in analiza campului de radiatii an fotosfera, este necesar in primul rand sa introducem marimile care caracterizeaza campul de radiatie.

Marimea de baza o constituie intensitatea radiatiei. Intensitatea radiatiei se determina in felul urmator. Într-un punct al campului consideram un element de suprafata normal de directia de propagare a radiatiei studiate. Daca d? este marimea elementului de suprafata, iar radiatia cade in intervalul de frecventa de la ? pana la ? + d? in unghiul solid d? in intervalul de timp dt, atunci cantitatea energiei radiante dE? , care cade pe suprafata va fi proportionala cu d? d? d? dt, adica va fi egala cu

(1.1.) dE? = I? d? d? d? dt

Coeficientul proportionalitatii care intra in aceasta formula se numeste intensitatea radiatiei. Se poate spune ca intensitatea radiatiei este cantitatea energiei radiante care cade in intervalul unitate al frecventelor intr-o unitate de timp intr-o unitate de unghi solid pe unitate de suprafata care este asezata normal pe directia radiatiilor.

În general vorbind, intensitatea radiatiilor depinde de coordonatele punctului dat, de directia radiatiilor si de frecventa ?. Daca intensitatea radiatiilor este data atunci sunt usor de aflat si alte marimi care sunt caracteristice campului de radiatie. Una dintre ele este densitatea radiatiilor ??, care reprezinta cantitatea energiei radiante in intervalul unitate al frecventelor care se afla in unitatea de volum.

Ca sa exprimam ?? prin I? vom proceda astfel: sa presupunem, la inceput, ca radiatia cu intensitatea I? cade pe suprafata d? normala la ea in interiorul unghiului solid ?? in intervalul de timp dt in intervalul de frecventa de la ? la ? + d?. Pe de alta parte, aceeasi marime este egala dupa definitie cu ?? d?. Între ?? si I? exista o relatie simpla. Energia dE? din (1.1.) va ocupa evident volumul d? cdt (c = viteza luminii). Deci cantitatea de energie care revine unitatii de volum este:

= I? d? si deci:

(1.2.) ?? =

În caz general, cand pe volum dat cad radiatii din toate directiile, densitatea radiatiilor ?? se va exprima prin formula

(1.3.) ?? =

unde integrarea se va face prin toate unghiurile solide. Daca radiatia este izotropa, adica daca I? nu depinde de directie (de ?), putem scrie:

?? = = I?

Prin intensitatea radiatiei se poate de asemenea exprima usor fluxul radiatiei H? , care reprezinta cantitatea de energie radianta trecand prin unitatea de arie in unitatea de timp si in intervalul unitar de frecvente. Pentru a face acest