💸 Как сделать бизнес проще, а карман толще?

Тот, кто работает в сфере услуг, знает — без ведения записи клиентов никуда. Мало того, что нужно видеть свое раписание, но и напоминать клиентам о визитах тоже. Проблема в том, что средняя цена по рынку за такой сервис — 800 руб/мес или почти 15 000 руб за год. И это минимальный функционал. Нашли самый бюджетный и оптимальный вариант: сервис VisitTime.
⚡️ Для новых пользователей первый месяц бесплатно. А далее 290 руб/мес, это в 3 раза дешевле аналогов. За эту цену доступен весь функционал: напоминание о визитах, чаевые, предоплаты, общение с клиентами, переносы записей и так далее.
✅ Уйма гибких настроек, которые помогут вам зарабатывать больше и забыть про чувство «что-то мне нужно было сделать».
Сомневаетесь? нажмите на текст, запустите чат-бота и убедитесь во всем сами!

Температури, світності, розміри, маси, густини зір. Взаємозв'язок між розміром, температурою та абсолютною зоряною величиною

Поверхнева температура зорі — температура чорного тіла, яке має світність зорі. На сьогодні поверхнева температура зір вимірю­ється методами спектрального аналізу. Межі поверхневої темпера­тури зір значні. Існують дуже холодні зорі, температура поверхні яких близько 2000 К і навіть менше, і дуже гарячі зорі, у яких тем­пература доходить до 50000 К. Поверхнева температура Сонця до­рівнює 5760 К. Холодні зорі випромінюють переважно у червоній та інфрачервоній областях спектра, наприклад Бетельгейзе — α Оріона, т Цефея. Гарячі зорі випромінюють в основному у види­мій та ультрафіолетовій областях спектра, наприклад Вега — α Ліри, ядра планетарних туманностей. Непрямою характеристикою розподілу енергії в спектрі зорі є її колір, холодні зорі видаються червонуватими, а гарячі виявляються білими або блакитними.

За спектром космічних тіл можна визначити їх температуру — згідно із законом Вина: довжина хвилі, на яку припадає максимум спектральної густини енергетичної світності, обернено пропорцій­на до температури тіла:

,

де b= 2, 898^.10^-3 м^.К —стала Вина.

В астрономії світність — кількість випромінюваної астрономіч­ним об’єктом (зорею, галактикою і т. п.) енергії в одиницю часу. Вимірюється в абсолютних одиницях (СІ — Вт; СГС — ерг/с) або у відносних (наприклад, світності Сонця). Світність не залежить від відстані до об’єкта, від нього залежить тільки видима зоряна величина. Світність — одна з найважливіших зоряних характерис­тик, що дозволяє порівнювати між собою різні типи зір на діагра­мах «спектр—світність», «маса—світність». Світність зорі можна обчислити за формулою:

Світність зір-кількість енергії, що випромінюється їх по­верхнею за одиницю часу, залежить від швидкості виділення енергії і визначається законами теплопровідності, розмірами і температурою поверхні зорі. Різниця у світності може досягати 250 000 000 000 разів! Зорі великої світності називають зорями-гігантами, зорі малої світності — зорями-карликами. Найбільшу світність має блакитний надгігант-зоря Пістолет у сузір’ї Стріль­ця-10 000 000 L_ʘ ! Світність червоного карлика Проксіми Центав­ра — близько 0, 000055 L_ʘ .

Відстані до зір такі великі, що жодні астрономічні інструменти не дають можливості спостерігати безпосередньо їх диски. Лише у деяких зір кутові розміри диска перевищують роздільну здат­ність великих телескопів, що дає можливість через фотографуван­ня з дуже короткими експозиціями «відновити» зображення зорі. Для визначення радіуса зір використовують такі методи:

1. За відомої світності зорі L та її ефективної температурі Т_е раді­ус зорі визначають у припущенні, що П випромінювання близь­ке до випромінювання абсолютно чорного тіла:

^1/2

де — стала Стефана-Больцмана.

2. Кутовий радіус α зорі знаходять з інтерференційної картини, яку отримують в результаті перекриття зображень зорі, побу­дованих двома об’єктивами або частинами одного об’єктива зо­ряного інтерферометра:

^.

де кут виражений у секундах дуги, λ — довжина хвилі випро­мінювання (см), d — відстань у сантиметрах між центрами об’єктивів, за якої інтерференційні смуги в зображенні зорі пе­рестають спостерігатися.

3. Під час покриття зір Місяцем фотометричні спостереження да­ють можливість визначити кутовий розмір зорі за характером дифракції світла на краю місячного диска. Цей метод прийнят­ний лише для декількох яскравих зір, які затьмарює Місяць.

4. У разі затемнення змінних зір розміри компонентів подвійної системи можна визначити з аналізу кривої блиску.

Аналіз наявних даних показує, що розміри зір коливають­ся від розмірів, порівнянних з діаметром Сонячної системи (зорінадгіганти), до розмірів планет (білі карлики) або навіть до декіль­кох кілометрів (нейтронні зорі). На головній послідовності зорі мають тим більші розміри, чим більше їх маси або Т_e У процесі еволюції зорі неодноразово зростають, коли перетворюються в чер­воні гіганти або надгіганти. На кінцевій стадії еволюції розміри зір різко зменшуються (білі карлики, нейтронні зорі, чорні діри).

У наведений нижче список включені деякі найбільші за розмі­ром відомі зорі. Як одиницю радіуса зорі використано екваторіаль­ний радіус Сонця — 695 500 км.

За світністю зір можна визначити їхні розміри та маси:

^.

R_ʘ =695 300 000 м, М_ʘ =1, 989^.10³⁰кг, Т_ʘ =5770 К

Середні густини зір змінюються в інтервалі від 10^-6 до 10¹⁴ г/см³ — у 10²⁰ разів!