Блеск звезды

Следовательно, светимость Сириуса в 28 раз больше, чем светимость Солнца. Величину видимого блеска звезды т можно измерить непосредственно если из каких-либо дополнительных данных мы сумеем найти абсолютную величину М, то с помощью формулы (1.3) легко вычислить расстояние I до звезды. [c.276]

Рис. 83. Фотовизуальная кривая блеска звезды

На рис. 84 представлено изменение блеска звезды Новой Орла, вспыхнувшей в 1918 г. [c.281]

Био—Савара закон 24 Блеск звезды 274 Больцмана постоянная 17 [c.327]

Яркость (или блеск) звезд выражается в логарифмической шкале звездных величин (зв. вел.), основанием которой является 100.4 % 2,512. Отношение блеска двух звезд h и /а связано с их звездными величинами mi и тг [c.980]

Звездная величина т — мера, определяющая блеск звезды или другого небесного тела, т. е. освещенность Ет, создаваемую источником у границы земной атмосферы на плоскости, перпендикулярной к падающим лучам. Шкала звездных величин устанавливается формулой т = —2,5 lg — 13,89, если освещенности измеряются в люксах. Отсюда видно, что для звезды первой величины (от = 1) 1 = 1,11 10- лк, в = 1,1110- лк, ц = 1,11 X X 10- ° лк и Ей = 1,1М0- 2 лк. [c.53]

Если звезда достаточно яркая, то контролировать ее положение в диафрагме можно с помощью вспомогательных контрольных окуляров. Но часто приходится измерять блеск звезд, пе доступных наблюдению глазом. В таком случае прибегают к следующей. процедуре. [c.100]

Измерения расстояний до шаровых скоплений достаточно надежны, так как в подавляющем большинстве скоплений имеются звезды различных типов, большая часть которых представляет собой звезды типа К К Лиры и цефеиды И типа. Звезды обоих этих типов могут быть использованы в качестве индикаторов расстояния. Все звезды типа НК Лиры имеют приблизительно одинаковый абсолютный блеск измерив их средний (по скоплению) видимый блеск, можно найти расстояние до скопления. Если мы имеем дело с цефеидой, то, измерив период изменений ее блеска и воспользовавшись связью между этим периодом и величиной светимости, мы можем определить средний абсолютный блеск звезды затем, используя значение среднего видимого блеска цефеиды, можно найти расстояние. [c.26]

При сравнении рис. 14, а и 14, б видно, что, когда меньшая звезда находится в положении Л, каждый компонент дает полный вклад в общий блеск звезды. [c.452]

Наблюдаемая в телескоп звезда представляется в виде тесной двойной с блеском компонентов в 8,3 " и 7,6 ". Каков будет блеск звезды, если она окажется неразрешенной [c.476]

Таинственный блеск звезд и других небесных светил породил в человеке желание приблизиться к ним, овладеть ими и оно возникло, вероятно, тогда же, когда они впервые предстали пытливому взору. В даль тысячелетий уходят многочисленные мифы, легенды и предания о полетах человека к небесным телам. Сохранилось 5200-летней давности иллюстрированное описание легенды о полете в небо вавилонского царя Этана. 3500 лет древнеиндийским творениям, развивающим тему о полете на Луну и других внеземных путешествиях более 3000 лет китайским и монгольским преданиям на ту же тему. Около 2000 лет древнегреческим и римским мифам и легендам о полетах людей к небесным телам и посещениях небесных светил. 1000 лет насчитывает персидский эпос о посещении небес человеком. [c.3]

Видимый блеск звезды зависит от удаленности звезды от наблюдателя. Блеск, который имела бы звезда, удаленная от наблюдателя на 10 ик, называется абсолютным и обозначается буквой [c.17]

Как известно, блеск звезды характеризуется звездной величиной т. Переходу от т к т + I соответствует уменьшение блеска в 2,5 раза [19]. Предельная величина т звезды, которую в благоприятных условиях видит человек с хорошим зрением, равна 6,5. Для телескопов доступны звезды значительно большей звездной величины. Предельная звездная величина т , доступная телескопу, называется его проницающей силой. Если считать, что г = 0,6 см, а Тс = 0,5, то проникающая сила телескопа (для визуального наблюдения) может быть найдена по фор.муле [c.128]

По отношению к поверхности Земли звезда является идеально точечным источником, который можно характеризовать освещенностью, создаваемой звездой на поверхности Земли или у границы земной атмосферы. Звездная величина т является мерой, определяющей блеск звезды, т. е. создаваемую ею освещенность на плоскости, перпендикулярной к падающим лучам. Шкала звездных величин устанавливается формулой [c.308]

При расчете фотоэлектрических систем для регистрации излучения звезд возникает необходимость перехода от световых величин, устанавливаемых формулой (447), к энергетическим. Звезды излучают, как черное тело, но температура их различна. Все они разбиты на спектральные классы, обозначенные прописными буквами латинского алфавита. Переход от блеска звезды (освещенности, измеренной в люксах) к энергетической освещенности, измеряемой в ваттах на квадратный метр, выполняется через световую эффективность, измеряемую в люменах на ватт (лм-Вт" ) [c.308]

Звезды типа UV Кита [1, 29] — вспыхивающие карликовые звезды спектрального класса М массой 0,1—0,5 Mq, Вспышки происходят нерегулярно с характерной частотой около 1 сут . Время нарастания блеска — примерно 1 мин, длительность вспышки — около 20 мин, полная энергия вспышки — порядка 1025 [c.1211]

Звезды типа R Северной Короны [1] — сверхгиганты спектральных классов F—К и R, испытывающие непериодические уменьшения блеска на 1—9" продолжительностью десятки и сотни дней. [c.1212]

Симбиотические звезды [30] — тесные двойные системы, состоящие из холодной и горячей звезд. Хаотически изменяют свой блеск на 1—3 за время порядка года (иногда — десятков лет). [c.1212]

Рис. 45.21. Сводные кривые блеска сверхновых I (а) и Рис. 45.23. Примерная схема строения нейтронной II (б) типов [32] звезды [35]

В этой таблице 9J —масса звезды, ЗЛя—масса Солнца, 91—радиус звезды (радиус Солнца 9 д = 6,26-10 км) о,Л—половина разности между наибольшим и наименьшим значением радиуса звезды, М—средняя абсолютная визуальная величина. В графе асимметрия кривой блеска дано отношение продолжительности падения блеска от максимума до минимума к продолжительности его возрастания. [c.280]

Наконец, укажем ещё на звезду R Северной Короны, для которой кривая изменения блеска представлена на рис. 86. Внезапные понижения блеска обусловлены поглощением света массами углерода, выбрасываемого звездой. [c.282]

Самая яркая наблюдавшаяся сверхновая звезда вспыхнула в NG 5253 (достигла абсолютной величины—18,4). Эта звезда в максимуме блеска светила ярче нашего Солнца в 15 миллиардов раз. [c.282]

Видимый блеск звезды зависит как от её светилмсти, так и от расстояния до неё и величины межзвёздного поглощения. Поэтому видимая 3. в., определяемая ф-лой (1), ничего не говорит об общей энергии, излучаемой звездой. Для характеристики истинной светимости звезды введено понятие абсолютной 3. в., к-рая определяется как 3. в., к-рую имела бы звезда, если её наблюдать со стандартного расстояния в 10 пк. Как и видимые, абс. 3. в. могут быть монохроматическими, болометрическими, визуальными и др. Связь между соответствующими види.чыми т и абс. М 3. в. выражается ф-лой [c.65]

В астрономических каталогах присвоена буква б (O-Цефея) периодически изменяет свой блеск с периодом порядка 130 часов. Сейчас таких звезд открыто много, и их называют цефеидами. Разумно предположить, что строгая периодичность изменения блеска звезды связана с каким-то колебательным процессом, например, с пульсациями звезды. Простейшая проблема теории пульсации звезд — определение периода колебаний. Как сформулировать такую задачу и какие величины выбрать в качестве определяющих [c.46]

Мерцания звезд и обусловливаемые ими флуктуации светового потока на приемнике излучения при его прохождении через земную атмосферу вызываются неоднородностями показателя преломления воздуха п. В случае установки приемника на космическом аппарате при его движении по орбите световые лучи испытывают неодинаковое преломление за счет неоднородностей показателя преломления, что приводит к случайным вариациям блеска звезды. Визуальные наблюдения мерцаний звезд из космоса с пилотируемых аппаратов, включая орбитальные станции Салют-Т и Мир дали ряд интересных результатов отно- [c.302]

Перейдем к рассмотреншо измерения блеска звезд электрофото-иетром. Отметим, что звезды нулевой звездной величины всех спектральных классов в фотометрической системе V ) дают за пределами земной атмосферы в длине волны к = 0,5560 мкм поток, равный [84, 85] [c.102]

В этом случае участки кривой блеска между минимумами обладают наклоно.м и искривлены (рис. 14.10), так что, хотя звезда не входит и не выходит нз зат.мення, блеск звезды изменяется. Происходит то, что меньшая звезда показывает фазы, аналогичные существующим у Венеры или Луны. Сторона спутника, обращенная к большей звезде, оказывается ярче, чем противоположная сторона. Следует напомнить, однако, что в противоположность случаю Венеры или Луны, меньшая звезда — самосветящееся тело. [c.457]

Чем слабее блеск звезды, тем больше ее звездная величина. Например, звезда в 2,512 раза слабее по блеску Полярной имеет звездную величину +3" , а звезда в 2,512 раза ярче Полярной +Г", Звезда, имеющая звездную величи) у —13 , 89, создает осве1це [цость, равную 1 лк. звезда со звездной величиной + "> — 1,11. 10-= лк [c.16]

В зависимости от причин изменения блеска переменные звезды делятся на затменно-переменные и физически переменные или пульсирующие. Одной из самых характерных затменно-пере-менных звезд является звезда Алголь из созвездия Персея. Эта звезда представляет собой тесную двойную систему. Среди подобных ей звезд она наиболее заметно изменяет свой видимый блеск. Через каждые двое с половиной суток видимый блеск звезды Алголь изменяется почти в три раза. [c.36]

Переменные звезды. Кроме эатменных переменных звезд, которые представляют собой двойные системы, изменяющие свой блеск вследствие периодических затмений одного компонента другим, имеются различные типы физических переменных звезд. Среди них наиболее многочисленны пульсирующие звезды (табл. 45.17). [c.1209]

Звезды типа Т Тельца (27, 28] — звезды массой 0,5—3 Mq, еще не вышедшие на стадию главной последовательности. Они испытывают нерегулярные колебания блеска амплитудой до нескольких звездных величин. Относятся к спектральным классам от до G с сильными эмиссионными лиииями. Светимости составляют 0,3—30 Lq, Скорость потери массы 10 — 10- o/гoд. [c.1211]

Рассмотрим теперь некоторые данные о так называемых переменных звёздах. В 1784 г. астроном Гудрайк впервые опубликовал сообщение ) о наблюдениях, в которых он открыл, что звезда, обозначенная буквой 8, находящаяся около головы Цефея, периодически изменяет свой блеск. В настоящее время подобных переменных звёзд, названных цефеидами, известно [c.276]

На рис, 83 показаны результаты фотометрических измерений блеска тп звезды о Цефея по времени. Соответствующие кривые для других цефеид в общем сохраняют тот же характер. Современными наблюдениями обнаружено, что период 8 Цефея раве [c.277]

Таким образом, данные наблюдений, без сомнения, указывают на наличие значительных движений газа в фотосфере цефеид. Кроме того, в наблюдениях установлено, что колебания блеска сопровождаются изменением их спектров и эффективных температур. Изменение температуры и радиуса фотосферы обусловливает изменение блеска. Отношение светимостей (полная световая энергия, излучаемая звездой) цефеиды во время колебания изменяется в несколько раз, для 5 Цефея это изменение равно 2, [c.279]

Изменение блеска сопровождается резкими изменениями спектров. Характерным является смещение всех линий в фиоле--товую сторону, обусловленное возникновением больших радиальных скоростей излучающего газа. Эти скорости имеют порядок от нескольких сотен до трёх-четырёх тысяч километров в секунду. Через некоторое время после вспышки в спектре новой звезды появляются яркие запрещённые линии, что характерно для излучения весьма разреженного газа и для спектров газовых туманностей. Спектры новых звёзд до вспышки и после вспышки через много лет принадлежат к классу О наиболее горячих звёзд. Для Новой Орла с помощью метода Занстра по линиям Не-И было найдено, что через три месяца после вспышки температура звезды равнялась 65 000° (температура Солнца равна 6000 ). [c.281]

На рис. 87 дапа типичная кривая изменения блеска сверхновой звезды. Кривые падения блеска сверхновых звёзд монотонны для новых звёзд при падении блеска наблюдаются его колебания. Вспышки сверхновых звёзд—редкое явление. В нашей Галактике за последние 900 лет наблюдались, повидимому, только две сверхновые звезды первая—это звезда, вспыхнувшая согласно китайским летописям в 1054 г. в созвездии Тельца. Сейчас в этом месте наблюдается туманность, названная крабовидной. В наши дни эта туманность продолжает расширяться с большой скоростью. В центре крабовидной туманности имеется слабая, но очень горячая звезда с температурой свыше 100 000°. В качестве второй сверхновой, наблюдавшейся Тихо Браге, [c.282]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...