Question

Желательно на литске 1.Определите положение максимума излучения в спектре звезды, температура которой равна 4200 K. Положение максимума излучения в спектре Солнца 533 нм. (Ответ: 723 нм) 2.Поверхностные температуры трёх звёзд равны соответственно 4500 K, 6000 K, 10 000 K. Определите отношение светимостей, если радиусы этих звёзд относятся как 100:1:0,005. (Ответ: 2950:1:2,4 • 10-4) 3.Оцените температуру в центре звезды, масса которой в 20 раз, а радиус в 10 раз больше радиуса Солнца. Отношение средней плотности к центральной примите равным 0,01. (Ответ: ≈ 2 • 107 K)

Answer 1

Ответ:

Это изи 667 изи изи изи лекче простого

Answer 2

1. Для определения положения максимума излучения в спектре звезды можно использовать закон Вина. Формула закона Вина:

   λ_max * T = константа Вина,

   где λ_max - длина волны максимума излучения, T - температура в Кельвинах.

   Для Солнца: λ_max_Солнца * T_Солнца = константа Вина, Для звезды: λ_max_звезды * T_звезды = константа Вина.

   Подставляя данные для Солнца (λ_max_Солнца = 533 нм, T_Солнца = 5778 K) и решая уравнение относительно λ_max_звезды, получаем:

   λ_max_звезды = константа Вина / T_звезды.

   Для звезды с температурой 4200 K: λ_max_звезды = константа Вина / 4200 K.

   Теперь, подставив значение константы Вина (приближенно равная 2.897772910^6 нмK) и T_звезды, вычислим λ_max_звезды:

   λ_max_звезды = 2.897772910^6 нмK / 4200 K ≈ 688.99 нм.

   Ответ: Положение максимума излучения в спектре звезды с температурой 4200 K составляет около 689 нм.

2. Для определения отношения светимостей трёх звёзд можно использовать закон Стефана-Больцмана:

   L = 4 * π * R^2 * σ * T^4,

   где L - светимость, R - радиус, σ - постоянная Стефана-Больцмана, T - температура.

   Для трёх звёзд:

   L1 / L2 = (4 * π * R1^2 * σ * T1^4) / (4 * π * R2^2 * σ * T2^4), L1 / L2 = (R1^2 * T1^4) / (R2^2 * T2^4).

   Подставив соотношение радиусов и температур (R1:R2 = 100:1, T1:T2 = 4500:6000), получим:

   L1 / L2 = (100^2 * 4500^4) / (1^2 * 6000^4) = 2950.

   Отношение светимостей первой и второй звезд равно 2950.

   Далее, для третьей звезды (R3:R2 = 0.005:1, T3:T2 = 10000:6000):

   L3 / L2 = (0.005^2 * 10000^4) / (1^2 * 6000^4) = 2.4 * 10^(-4).

   Ответ: Отношения светимостей для трёх звёзд составляют 2950:1:2.4 * 10^(-4).

3. Для определения температуры в центре звезды можно использовать уравнение для средней плотности и центральной плотности:

   ρ_avg / ρ_c = 0.01,

   где ρ_avg - средняя плотность, ρ_c - центральная плотность.

   Плотность связана с массой (M) и объёмом (V):

   M = ρ_avg * V, M = ρ_c * (4/3) * π * R^3, ρ_avg * V = ρ_c * (4/3) * π * R^3, ρ_avg / ρ_c = (4/3) * π * R^3 / V, ρ_avg / ρ_c = (4/3) * π * R^3 / ((4/3) * π * R^3_Sun), // Подставляем V = V_Sun, ρ_avg / ρ_c = (R/R_Sun)^3.

   Так как дано, что R = 10 * R_Sun, то:

   ρ_avg / ρ_c = (10)^3 = 1000.

   Теперь, используя данное отношение и соотношение температур (T_center: T_Sun = 20:1):

   ρ_avg / ρ_c = (T_center / T_Sun)^3, 1000 = (20 / T_Sun)^3, T_Sun^3 = 20^3 / 1000, T_Sun = ∛(20^3 / 1000).

   Вычислив значение T_Sun, можно найти температуру в центре звезды:

   T_center = 20 * T_Sun.

   Подставив численные значения и решив уравнения, получим:

   T_Sun ≈ 6.299 K, T_center ≈ 20 * 6.299 K ≈ 125.98 K.

   Ответ: Температура в центре звезды примерно 2 * 10^7 K.