19. Жұлдыздардың ішкі құрылысының теңдеулері. Гидростатика теңдеуін талқылаңыз.
Гидростатика – гидромеханиканың сұйықтықтардың тепе-теңдігін және қимылсыз тұрған сұйыққа батырылған дененің әсер етуін зерттейтін бір бөлімі. Гидростатиканың бұл теңдеуін шешкен кезде — М.Эйлер теңдеуі пайдаланылады.
Теңдеуі
Гидростатика теңдеуі — сығылмайтын сұйықтықтың гидростатикалық қысымын анықтайтын теңдеу, яғни:
,
мұндағы
—
бастапқы гидростатикалық қысым деп
аталатын сұйықтықтың бос бетіне
түсірілетін қысым;
—
сұйықтықтың тығыздығы; гидростатикалық
қысымы анықталатын нүктенің орналасу
терендігі;
—
қимасының ауданы бір өлшем, биіктігі
сұйық
бағананың салмағына тең артық қысым.
Негізгі теңдеуі
Гидростатиканың
негізгі теңдеуі — сығылмайтын сұйықтықтың
гидростатикалық қысымын (
)
анықтайтын теңдеу, яғни:
λ
, мұндағы
—
сұйықтықтың еркін бетінің астында
берілген нүктенің батырылу шамасы
ретінде қарастырылады.
Демек, гидростатиканың негізгі теңдеуі сұйықтықтың толық гидростатикалық қысымы үлестірім заңдылығының математикалық өрнегі болып табылады. Сұйықтықтың еркін бетіне қатысты тереңдікте орналасқан белгілі кез келген нүктедегі толық гидростатикалық қысымның шамасы. Сұйықтықтың еркін бетіне түсірілген сыртқы қысым мен биіктігі қарастырылып отырған нүктенің орналасу терендігіне ( ) тең және негізінің ауданы бірге тең сұйық бағаны салмағының қысым қосындысына тең. Гидростатиканың негізгі теңдеуі сұйықтықтың бетіне түсірілетін сыртқы қысым сұйық көлемінің барлық жақтарына бірдей қарқындылықпен таралатынын көрсетеді. Мұны Паскаль заңы да растайды.[1]
20. Жұлдыздардың ішкі құрылысының теңдеулері. Масса теңдеулерін талқылаңыз.
Жұлдыздар массалары-олардың ең басты сипаттамаларының бірі.Жұлдыздар массалары әр түрлі. Бірақ жарқырағыштықтары мен өлшемдеріне қарағанда жұлдыз массалары едәуір мөлшерде шектеулі:ең ауыр деген жұлдыздар әдетте Күн массасынан бар болғаны ондаған есе үлкен де,жұлдыздың ең кіші массасы 0,06 М.Жұлдыз массасын анықтаудың басты (негізгі) тәсілін қос жұлдыздарды зерттеу береді:сонымен қатар жарқырағыштық пен жұлдыз массасы аралығында тәуелділік бар екендігі айқындалды.
Жұлдыздар өлшемдерін анықтау әдістері Жұлдыздар радиустарын анықтау мүмкін емес, (кейбір жағдайлардан басқа) себебі олар бізден өте алыс орналасқан және бұрыштық өлшемдері ірі телескоптардың ажырату қабілетінен аз. Егер жақын орналасқан жұлдыздң бұрыштық бұрыштық диаметрі d қандай да бір әдіс көмегімен табылған болса, оның сызықтық өзекшесі D мына өрнек арқылы анықталады:
D=d``r/206265`` (3.4.1)
Жұлдыздық өлшемді жанама әдіс арқылы табуға болады, егер оның болометрлік жарықтығы және әсерлі температураның анықтамасына сәйкес жұлдыздардың 1см² ауданы барлық бағыттар бойынша мынадай энергия ағынын шығарады:
ᵋ=ᵟTeff (3.4.2)
Егер осы шаманы жұлдыз бетінің ауданына (4πR²)-қа көбейтсек, онда жұлдыз шығаратын толық энергия ағынын толық аламыз. Олай болса жұлдыздың жарықтылығы былайша анықталады:
L=4PiR2 ᵟTeff 4 (3.4.3)
Алынған өрнекті жарықтылығы мен радиусы белгілі болып табылатын Күнге пайдаланатын болсақ, онда Күннің әсерлі температурасын T деп белгілеп, келесі өрнекті аламыз:
L=4PiR2 ᵟTeff 4 (3.4.4)