Величина звёздная

Основной характеристикой звёзд является их блеск и яркость которые связаны непосредственно с ощущением глаза при наблюдениях. Блеск можно измерять с помощью специальных приборов, называемых фотометрами. С давних времён интенсивность блеска звёзд положена в основу понятия звёздной величины . [c.274]

Вначале классификация звёзд производилась просто на глаз так, что звёзды первой величины казались ярче звёзд второй величины во столько раз, во сколько те кажутся ярче звёзд третьей величины, и т. д. Таким образом, все звёзды можно было расположить в ряд в соответствии с их видимым блеском. Уже в древности при наблюдениях простым глазом звёзды были подразделены на шесть классов. Самые яркие звёзды были отнесены к первому классу и названы звёздами первой величины, затем следовали звёзды второй величины и т. д. Очевидно, что многие звёзды попадали в промежутки между классами и в соответствии с этим им приписывались видимые величины, выражающиеся нецелыми числами. Из указанного определения очевидно, что с увеличением звёздной величины видимый блеск уменьшается. В настоящее время при фотографировании с длительной выдержкой изображений звёзд, полученных при помощи мощных современных телескопов, можно изучать слабые звёзды, которые могут быть отнесены к звёздным величинам 22-й или даже 23-й видимой величины. [c.274]

Новыми звёздами называются звёзды, резко увеличивающие свой блеск на 10-—12 звёздных величин, а в некоторых случаях даже на 15 величин это означает, что визуальный блеск таких звёзд возрастает в 10 ООО—100 ООО раз. Характерной особенностью вспышек новых звёзд является их крайняя внезапность время возрастания блеска имеет порядок одних или двух суток, а освобождение энергии, вызывающее вспышку, происходит, по- [c.281]

В фотосферах практически всегда абсолютно доминирует радиац. перенос энергии. Его эффективность определяется коэф. непрозрачности (суммой коэф. поглощения и рассеяния) атмосферы, зависящим для фотонов каждой частоты от хим. состава, темп-ры и плотности газа. Последние зависят от и ускорения силы тяжести g в 3. а. Величины л g вместе с составом 3. а. являются гл. параметрами, определяющими свойства фотосфер. Это обстоятельство находит отражение в возможности использовать двумерную классификацию звёзд по спектральным классам, связанным с эффективными температурами звёзд, и светимости классам (разные g), а также деление звёзд на звёздные населения, различающиеся относительным содержанием (по отношению к водороду и гелию) тяжёлых элементов (углерода и др. см. Галактика]. [c.62]

ЗВЁЗДНЫЕ ВЕЛИЧИНЫ — относительные единицы измерения блеска звёзд и др. астрономич. объектов (планет, галактик, спутников и др.). [c.64]

Величина М. п., рассчитанная на единицу расстояния, изменяется в широких пределах в зависимости от направления. В окрестностях Солнца в плоскости Галактики а 2 кпк для создания такого поглощения требуется 10 —10 пылевых частиц на луче зрения. С удалением от плоскости Галактики А у уменьшается но закону косеканса. Установлена связь между А у в числом атомов водорода (Л н) на луче зрения,, 4у = = 5,2-10 2 2. Ун(-Ун — в см , Ау — в звёздных величинах). Это соотношение является численным выражением корреляции распределений газа и пыли, наблюдаемых в Галактике. [c.85]

Для многих космич. объектов при определении расстояний используют не принцип перемещения наблюдателя в пространстве, а др. физ. закономерности. Большое распространение получили т. н. фотометрия, способы определения П. (ф о т о Л1 е т р и ч. П.). Если М — абс. звёздная величина объекта, т — его видимая звёздная величина, то П. [c.531]

Существует ряд способов определения П. для нек-рых сравнительно редких объектов Вселенной. По оценкам светимости новых звёзд в максимуме блеска удаётся определять расстояния до 10 Мпк, интегральные абс. звёздные величины шаровых скоплений позволяют измерять расстояния до 25 Мпк, абс. звёздные величины сверхновых в максимуме блеска — до 100 Мпк (подробнее см. Расстояний шкала). Для ещё больших расстояний используется статистически установленная связь красного смещ.ения линий в спектрах удалённых галактик с их расстояниями [c.531]

Для более далёких расстояний используются фотометрия. методы, основанные на сравнении абс. М и видимых т звёздных величин объектов. По определению звёздной величины [c.285]

Рне. 2. Определение модуля расстояния скопления а Персея совмещением его главной последовательности (нижняя кривая звездная величина — показатель цвета В — V) с начальной главной последовательностью <НГП), для которой звёздные величины иа диаграмме имеют смысл абсолютных. Вверху указаны соответствующие показателю цвета спектральные классы. Штриховая линия — часть начальной главной последовательности, отсутствующая на диаграмме для скопления а Персея. [c.286]

Звёздные величины, определяемые с помощью аппаратов, одинаково чувствительных ко всем длинам волн, с внесением поправок на поглощение в земной атмосфере и в рптже инструментов, называются болометрическими. Болометрические величины характеризуют полное излучение звезды, дохрдящее до верхних слоёв атмосферы Земли. В дальнейшем мы будем пользоваться понятием болометрической звёздной величины., [c.275]

Очевидно, что звёздная величина т определяется количер ством лучистой энергии попадающей в е циницу, Bpeiaena от рассматриваемой звезды на Землю. Эта энергия пропорциональна общей энергии, излучаемой звездой в единицу времени, т. е. светимости звезды , и обратно пропорциональна квадрату расстояния I от Земли до звезды. [c.275]

На основании свойств человеческого глаза, определяемого законом Вебера-Фехнера, оказалось, что при изменёнии звёздных величин т, определяемых интенсивностью ощущений по числам арифметической прогрессии, соответствующие интенсивности раздражителя изменяются по числам геометрической прогрессии. [c.275]

ГЕРЦШПРУНГА РЁССЕЛЛА ДИАГРАММА — гра фич. изображение зависимости абс. звёздная величина — спектральный класс звёзд. Вместо спектрального класса [c.443]

Важную роль играют Г.— Р. д. звездных скоплений, звёзды к-рых сформировались из вещества практически одного и того же хим. состава и имеют одинаковый возраст. При построопии этих диаграмм пет необходимости знать абс. звёздные величины, можно использовать визуальные звёздные величины, т. к. все звёзды скопления паходятся на практически одинаковом расстоянии от Солнца. Более того, совмещая ГП звёзд скопления со стандартной ГП, можно осуп ествить абс. калибровку Г. Р. д. звёзд скопления. На рис. 4 показана схематич. комбпнир. Г.— Р. д. нескольких типичных рассеянных звёздных скоплений и одного шарового скопления. Во всех скоплениях есть звёзды ГП, однако начинается она при разных абс. звёздных величинах. Положение точки поворота ГП и светимость ярчайших звёзд ГП характеризуют возраст скопления. Яркие [c.444]

В 3, д. изучаются усреднённые характеристики звёздных систем, определяемые функцией распределения звезд l(t, г, V), зависящей от времени (г), координат (г) и скоростей (w). Ф-ция / определяет кол-во звёзд, находящихся в момсит t в единичном элементе объёма фазового пространства в окрестности точки (г, v). С помощью ф-ции распределения выражаются ср. величины, характеризующие звёздную систему плотность р( , г), ср. скорость м (г, г), тензор давлений P/k(t, г) и др. Ф-цпя распределения удовлетворяет кинетическому уравнению Больцмана—Власова, в к-ром учитываются общее усреднённое (самосогласованноо) поле тяготения системы, определяемое гравитационным потенциалом Ф (t, г), и столкновения отд. звёзд, определяемые столкновительным членом St.(f) (интеграл столкновений) [c.60]

Внутри звёзд происходит интенсивное освобождение энергии в термоядерных реакциях. При Л, р. звёздных недр поглощаемая лучистая энергия уже не равна в точности испускаемой излученная энергия немпого превышает поглощённую — ровно настолько, нтобы отвести излишек энергии, выделенной в термоядерных реакциях. В результате абс. величина Н уже не постоянна, как во внеш. слоях звезды, а изменяется с расстоянием от центра звезды дивергенция Н (div Н) в точности равна энергии, выделяемой посредством термоядерных реакций в единицу времени в единице объёма. При этом звезда находится одновременно как в механич. равновесии (баланс между силами давления и силами гравитации), так и в тепловом равновесии (точное равепство между скоростями выделения и отвода энергии). [c.617]

Зависимость масса — светимость для звёзд, лежащих на главной последовательности или вблизи неё. По оси абсцисс отложена масса в относительных логарифмических единицах, по оси ординат — болометрическая светимость, выраженная а абсолютных звёздных величинах (Maat). Пунктирные линии изображают аппроксимирующие зависимости L 5Ш для трёх интервалов масс звёзд. [c.52]

Величина М. п, Л выражается в звёздных величинах. Сравнивая показатели цвета покрасневшей и непо-красневшей звёзд одного и того же спектрального класса и светимости класса, находят избыток цвета звезды, обычно Ер у, представляющий собой- разность поглощений Ад—А у (см. Астрофотометрия). Для перехода к абс. зйачению поглощения служит множитель Л = Ау Ер у. В ср. Л = 3,1, однако в тёмных облаках возможны отклонения в сторону больших В. (до 5—6). [c.84]

Непрозрачность звёздного вещества х устанавливает соотношение между полным потоком переносимой излучением энергии п градиентом темп-ры слоёв, через к-рые излучение проходит. Величина у. является ф-цией темп-ры, плотности, хим. состава вещества Оси. слагаемые непрозрачности звёздного вещества — фотоэффект, тормозные процессы, комцтоновское рассеяние, поглощение в линийх, поглощение излучения молекулами и пылью. Для переноса энергии в вы-ронсденном электронном газе существ, роль играет теплопроводность электронов. Вычисление к представляет собой самостоят. сложную задачу квантовой механики, и существующие в литературе данные о непрозрачности постоянно уточняются. Поскольку простыми аналитич. ф-лами описать изменения х во всём интервале темп-р и плотностей звёздных недр, как правило, невозможно, то при совр. М. з. на ЭВМ в наиб, точных расчётах значения к, так же как и значения термодинамич. характеристик вещества, задаются в табличном виде. [c.175]

Нейтринная астрономия высоких и сверхвысоких энергий имеет ряд уникальных возможностей по сравнению с гамма-астрономией в частности, она позволяет исследовать плотные объекты и отдалённые космология. эпохи, недоступные средствам гамма-астрономии. Нейтринная астрономия высоких энергий может использовать лить опгич. методы регистрации, при к-рых макс, объём детектора ограничен, по-видимому, величиной 10 м . С детекторами такого объёма возможна регистрация галактич. источников и лишь единичных событий от внегалактич. источников. К наиб, интересным галактич. источникам Н. относятся двойные звёздные системы, молодые (до 1 года) оболочки сверхновых и скрытые источники — пульсары или чёрные дыры, окружённые большой толщей вещества. [c.257]

ОПТЙЧЕСКИЙ ТЕЛЕСКОП — применяется для получения изображений и спектров коемнч. объектов в оптич, диапазоне. Излучение объектов регистрируется при помощи фотогр, или телевиз. камер, электрон-но-оптических преобразователей, приборов с зарядовой связью. Эффективность О. т. характеризуется предельной звёздной величиной, достижимой на данном телескопе при заданном отпошении сигнала к шуму (точности). Для слабых точечных объектов, когда шум определяется фоном ночного неба, она зависит в осн. от отношения iЗ/p, где О — размер апертуры О. т., р — угл. диаметр даваемого им изображения (чем больше О/р, тем больше, при прочих равных условиях, предельная звёздная величина). Работающий в оптим. условиях О. т. с зеркалом диам. 3,6 м имеет предельную звёздную величину ок. 26при точности 30%. Принципиальных ограничений предельной звёздной величины наземных О. т. не существует. [c.457]

В качестве конкретного примера Р. рассмотрим Р. Лебедь А — самый мощный внегалактич. источник радиоизлучения, расположенный в созвездии Лебедя. Отождествлён в 1951 с Е-галактикой (DB-радиогалак-тикой) 16-й звёздной величины. Красное смещение галактики 2 = 0,057 (т. е. расстояние до неё ок. 200 [c.214]

Наличие больших систематнч, ошибок Р, ш. внутри Галактике в ближайших галактиках иредставляется исключённым. Это следует, в частности, из согласованности полностью независимых оценок расстояний до Магеллановых Облаков и галактики Андромеды, определяемых по цефеидам и по звёздам типа RR Лиры. Недавнее обнаружение этих звёзд (при звёздной величине 25,7 в синих лучах) в галактике Андромеды явилось триумфом наземной оптич. астрономии определённый с их помощью модуль расстояния этой ближайшей к нам гигантской спиральной галактики составляет 24, (700 кпк), что не более чем на 0,2 " отличается от значения, полученного с помощью цефеид. [c.286]

ПЛОСКОСТИ орбиты к эклиптике 2°29,4, ср. скорость движения ПО орбите 9,64 км/с, а период обращения вокруг Солнца (сидврич, период, или сатурнианский год) 29,458 земных года. Мин. расстояние между С. и Землёй составляет 1,2 млрд, км, максимальное — 1,6 млрд, км соответственно видимые угл. размеры диска изме- няются от 20 до 15 . Синодич. период обращения равен 378,09 суг. Видимая звёздная величина С. в ср. противостоянии 0,67, абс. планетная величина 8,88. Интегральное сферич, альбедо 0,34 г. [c.419]

СВЕРХН0ВЫЕ ЗВЕЗДЫ — звёзды, блеск к-рых при Бсиыпже увеличивается на десятки звёздных величин в течение неск. суток. Вспышка происходит в результате взрыва звезды на конечной стадии её зволюцин. [c.433]

Смотреть страницы где упоминается термин Величина звёздная : [c.127] [c.130] [c.132] [c.222] [c.337] [c.349] [c.390] [c.390] [c.443] [c.443] [c.443] [c.444] [c.177] [c.488] [c.617] [c.683] [c.60] [c.60] [c.82] [c.325] [c.283] [c.285] [c.285] [c.286]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...