Угловые размеры звезд

В интерференционном опыте Юнга (см. 16) источниками света служат две щели, освещаемые некоторым источником света, т. е. схема опыта в существенных своих чертах совпадает со схемой рис. 4.20. Если разность хода сравнительно невелика, так что наблюдаются полосы низкого порядка, то контрастность интерференционных полос будет определяться главным образом степенью пространственной когерентности освещения щелей. Аналогично положение и в случае звездного интерферометра Майкельсона (см. 45), где частичная пространственная когерентность освещения щелей интерферометра служит средством для измерения угловых размеров звезд. [c.105]

Ответ. I) 500 м/с Дх КбХ =10 м, где 6 = 3,8-105 км — среднее расстояние до Луны. Метод пригоден, когда угловые размеры звезд лежат примерно в интервале от 10 до 10" угловой секунды. [c.287]

Угловые размеры звезд 486 [c.571]

Проведенные до сих пор рассуждения относятся к наблюдению протяженных объектов. Наблюдение точечных источников света связано с некоторыми особенностями. Типичный пример точечного источника — звезда. Угловые размеры звезд настолько малы, что даже при большом увеличении а < 1. При любом [c.127]

Майкельсон применил интерферометрическое наблюдение для оценки малых угловых расстояний между двойными звездами, а также для оценки углового диаметра звезд. Метод Майкельсона, равно как и применение его к определению размеров субмикроскопических частичек, будет изложен ниже (см. 45). Наконец, понятно, что интерференционные методы, позволяющие с огромной точностью определять длину волны, могут служить для самых тонких спектроскопических исследований (тонкая структура спектральных линий, исследование формы и ширины спектральных линий, ничтожные изменения в строении спектральных линий). Интерференционные спектроскопы, их достоинства и недостатки будут обсуждены вместе с другими спектральными приборами (дифракционная решетка, призма) в 50. [c.149]

Во всяком реальном опыте источник имеет конечные размеры. Допустим, что угловой размер источника равен 2а. Это значит, что если мы производим опыт с удаленным источником (звезда. Солнце), то 2а есть угловой размер его, наблюдаемый из точки, [c.179]

Э своем параллактическом движении должна описывать эллипс, угловые размеры которого тем больше, чем меньше расстояние до звезды. [c.420]

Возвращаясь к снижению видности полос, вызванному увеличением размера источника, заметим, что этот эффект служит основой измерения с помощью звездного интерферометра Майкельсона угловых диаметров звезд, слишком малых для измерений обычным способом на телескопе. Этот метод описывается в гл. 6, где показано также, каким образом изменения видности полос в зависимости от расстояния между двумя апертурами позволяют получить информацию о распределении яркости источника. [c.18]

Сразу же становится очевидным пример возникновений этой картины при получении изображения звезды с помощью астрономического телескопа, и Эри исследовал ее детали именно для такого случая. Фактически для земного наблюдателя звезда находится на бесконечности, и поэтому ее изображение образуется в задней фокальной плоскости объектива телескопа, где оно изучается с помощью окуляра. Поскольку ее угловой размер (угол, под которым ее диаметр виден с Земли) чрезвычайно мал, ее изображение должно быть близким к точечному. Однако фронты световых волн от звезды прерываются апертурой [c.32]

Чтобы создать представление об использовании интерференции как непрямого способа применения телескопа для измерения угловых размеров астрономических объектов, рассмотрим рис. 6.1, а. На нем представлен апертурный экран, имеющий две щели, перпендикулярные рисунку и размещенные перед линзами телескопа (аналогичную схему нетрудно осуществить и для отражательного телескопа). Волновые фронты поступают от всех точек видимой части поверхности звезды, имеющей угловой диаметр фо (стягиваемый ею угол с вершиной у Земли). На рисунке показаны только граничные фронты волн Wi, испущенный на одном краю диска, и Wj от противоположного края. В фокальной плоскости линз образуется непрерывная система интерференционных полос типа os (источник считается некогерентным) от полос, вызываемых Wj, до полос, определяемых W2. Окончательным результатом является картина, показанная на рис. 6.1,6 с видностью < 1. Отметим, что расстояние между полосами остается таким же, как если бы источник был точечным, а именно A=fk/D [уравнение (1.11)]. На практике интенсивность картины полос снижается с той и другой стороны от оси (ср. с выборкой на дифракционной картине от одиночной щели в разд. 2.4). Мы можем пренебречь этим понижением, если щели узкие и, в частности, если наблюдения, как случается на практике, ограничены центральной областью картины полос. [c.123]

Таким образом, идея состояла в том, что если флуктуации интенсивности на двух близких антеннах коррелировали, то уменьшение корреляции (отсюда корреляционный интерферометр) с увеличением базы позволяло бы определять угловой размер источника (это был бы аналог метода Майкельсона, использующий интенсивности для измерения диаметров оптически видимых звезд). Тогда трудность, связанная с взаимной нестабильностью далеко разнесенных гетеродинов, была бы преодолена. (В то время не были разработаны атомные часы, которые сейчас используются в интерферометрии с длинными базами.) [c.160]

Угловые размеры почти всех звезд много меньше углового разрешения даже самых больших телескопов. Поэтому, как уже отмечалось выше, изображение звезды в фокальной плоскости объектива неотличимо от изображения точечного источника и представляет собой дифракционный кружок. Диаметр этого кружка настолько мал, что при использовании нормального увеличения он, как и сама звезда, для глаза неотличим от точечного источника. Это значит, что размер дифракционного пятна на сетчатке глаза не зависит от того, наблюдается ли звезда в телескоп или непосредственно. Но световой поток, приходящийся на это дифракционное пятно, и, следовательно, освещенность изображения при наблюдении в телескоп во столько раз больше, чем при наблюдении невооруженным глазом, во сколько раз площадь отверстия объектива больше площади зрачка глаза. В то же время освещенность изображения протяженных предметов (фона), как было показано в 7.5, не изменяется. Этим объясняется, почему в телескоп звезды на фоне неба видны и днем. [c.370]

Имеется глубокая физическая аналогия между парными корреляциями тождественных частиц, образуемых в ядерных взаимодействиях, и корреляциями фотонов, испускаемых оптическими источниками (в частности звездами), позволяющими измерить их угловые размеры. [c.98]

Из астрономических наблюдений хорошо известно, что планеты мерцают слабее звезд, находящихся на том же зенитном расстоянии. Этот эффект во многом схож с ослаблением мерцания за счет усредняющего действия объектива. Обозначим через 7 угловой размер планеты. Тогда в точку наблюдения приходит пучок плоских волн от различных точек диска с угловым размером у. На границе преломляющей атмосферы расстояние между [c.378]

Из астрономических данных хорошо известно, что планеты, имеющие в отличие от звезд конечный угловой размер, мерцают слабее, чем звезды. Различные точки диска планеты можно рассматривать как не- [c.603]

Пусть d — расстояние двойной звезды тогда видимый угловой размер а большой полуоси орбиты определяется как [c.448]

Следующие данные характеризуют двойную систему Геркулеса орбитальный период 34,4 года, параллакс 0,10, угловой размер большой полуоси относительной орбиты 1,35, угловой размер большой полуоси орбиты главной звезды относительно центра масс 0,57". Вычислите массы обоих компонентов в единицах массы Солнца. [c.476]

Изложите идею опыта Брауна—Твисса по интерференции интенсивностей. Как таким методом можно оценить время когерентности и угловые размеры звезд [c.457]

Принимая звезду за равномерно светящийся диск, можно теоретически рассчитать распределение освещенности в дифракционной картине. Сравнивая его с распределением освещенности, найденным экспериментально, можно опреде-л 1ть угловой диаметр звезды, что и было фактически выполнено в 1946 г. Уайт-Я ордом для четырех звезд на стодюймовом рефлекторе Маунт-Вильсоновской обсерватории. Оценить угловые размеры звезд, для которых может быть пригоден этот метод. [c.287]

Угловые размеры бф, даваемые формулами -<60,2) и (60.3), совпадают с разрешаемым расстоянием телескопа. Однако, если угловой размер звезды порядка (60.2) или (60.3), то ее изображение в телескопе настолько мало отличается от изображения точечного источника, что непосредственное измерение диаметра звезд с помощью телескопа становится практически непригодным. Интерференционный же метод дает в этом случае еще хорошую точность. Однако, чтобы интерференционные полосы исчезли, а это необходимо по идее самого интерферен-иионного метода, нужен телескоп с большим диаметром объектива, Физо указал [c.381]

Для иллюстрации этого основного положения остановимся на интересных исследованиях, целью которых было определение угловых размеров некоторых звезд ( красных гигантов и др.). История развития этих исследований восходит к созданию Май-кельсоном звездного интерферометра . Рассмотрим идею этого классического опыта и последующих исследований. [c.335]

Для звезд, лежащих в плоскости эклиптики, этот эллипс вырождается в прямую, а для звезд у полюса — в окружность. Брадлей действительно обнаружил подобное смещение. Но большая ось эллипса оказалась для всех звезд имеющей одни и те же угловые размеры, а именно 2а = 40",9, что значительно больше ожидаемого параллактического смещения даже для ближайшей к.Солнцу звезды наконец, направление наблюденного смещения оказалось перпендикулярным к ожидаемому вследствие параллакса (см. рис. 20.2, б). Брадлей объяснил (1728 г.) наблюденное явление, названное им аберрацией света, конечностью скорости распространения света и использовал его для определения этой скорости. Годичный параллакс, гораздо менее значительный и зависящий от расстояния до [c.420]

В общем случае, когда звезда расположена на угловом расстоянии б от плоскости эклиптики, аберрационная траектория звезды представляет собой эллипс, большая полуось которого имеет угловые размеры с д, а малая — осц sin б. Именно такой характер и носило кажущееся смещение звезд по наблюдению Брадлея. Определив из наблюдений ад и зная Но, можно найти с. БраДлей нашел с = 308000 км/с. В. Я- Струве (1845 г.) значительно улучшил точность наблюдений и получил ао = 20",445. Самые последние определения дают а = = 20",470, чему соответствует с = 299 900 км/с. [c.422]

В 1725—1728 гг. Брадлей произвел измерения годичного параллакса неподвижных звезд. Наблюдая за одной из звезд в созвездии Дракона, Брадлей обнаружил, что ее положение менялось в течение года. За это время она описала небольшую окружность, угловые размеры которой были равны 40,9". В общем случае в результате движения Земли по орбите звезда описывает эллипс, большая ось которого имеет те же угловые размеры. Для звезд, лежащих в плоскости эклиптики ), эллипс вырождается в прямую, а для звезд у полюса — в окружность. [c.198]

В то время мы знали лишь то, что их угловые размеры не превышают существенно несколько минут дуги, но не располагали никакими данными о том, насколько они могут быть малы. Если, как полагали некоторые, они оказались бы такими же малыми, как видимые звезды, то для метровых волн потребовалось бы разместить приемные станции на противоположных концах Земли. Можно ли создать радиоинтерферометр с базой, которая при необходимости могла бы простираться на десятки, сотни или даже тысячи километров Непосредственная техническая трудность в реализации существующих решений была связана с обеспечением когерентности гетеродинов в двух удаленных точках, и я начал размьпплять, действительно ли это условие необходимо. Может быть, принимаемые в двух точках волны удастся сравнивать каким-ли-бо другим способом Для примера я вообразил простой детектор, который демодулирует волны от источника и отображает их в виде обыч- [c.159]

Прибором, принципиально пригоднь1м ддя этой цели, является интерферометр Рэлея (рис. 118, а). Из плоской волны, идущей от отдаленной звезды, в Аг и Аг выделяются два параллельных пучка света, которые, выйдя из прибора, дают в фокальной плоскости Р линзы Ь дифракционную картину, позволяющую измерить угловой размф источника. Однако применить йнтерферометр Рэлея для измерения угловых размеров астрономических объектов оказалось невозможным. Интер- ференционные полосы получаются очень узкими и проводить измерение трудно. Большие осложнения также связаны с обеспечением точности взаимного положения трубок на больших расстояниях между ними. [c.167]

Первой звездой, угловой размф которой был измерен таким способов была Бетельгей (ф = 0,047"). Расстояние до этой звезды было известно по земному параллаксу. По известным угловым размерам и расстоянию "можно рассчитать линейные размеры звезды. Диаметр Бетельгейзе оказался примерно в 300 раз больше диаметра Солнца. Так же были измерены диаметры некоторых других звезд и объектов Солнечной системы. [c.168]

ХОДИТ разрешающую силу глаза в 6000/4 = 1500 раз. Теоретическое разрешаемое расстояние составляет 35"/1500 = 0,023". Для второго по величине телескопа-рефлектора Маунт-Паломарской обсерватории с диаметром зеркала 5 м теоретическое разрешаемое расстояние равно 0,028". Разрешающей способности таких гигантских телескопов достаточно, чтобы изображения звезд с наибольшими угловыми размерами получадись уже в виде дисков, подобно изображениям планет. [c.364]

Надо отметить, что с увеличением базы возрастают технические трудности, обусловленные внесением нерегулярно меняющейся разности фаз на пути от антенн к детектору. Для устранения этого недостатка в радиоинтерферометре Брауна и Твисса сигналы, принятые антеннами, детектируются независимо. Измеряется корреляция флуктуирующих интенсивностей этих сигналов в зависимости от расстояния между антеннами. По этим данным находятся угловые размеры ио точника. Браун и Твисс показали, что аналогичное устройство может работать также и в видимой области спектра. Свет от звезды фокусируется двумя вогнутыми зеркалами на два фотоэлемента. Измеряется корреляция флуктуирующих фототоков, возбуждающихся в фотоэлементах, в зависимости от расстояния между зеркалами. Без особых осложнений расстояние между зеркалами может быть сделано большим и достигнута высокая разрешаю1дая способность прибора, [c.384]

Если мы хотим, чтобы при перефокусировке угловой размер изображения звезды изменялся со скоростью " сек, то линейная [c.406]

Рассчитайте динамический параллакс визуальной двойной звезды, зная, что период обращения компонентов 67,4 года, угловой размер большой полуосн орбиты 3,14, видимый блеск компонентов 4,1-5 " и 6,35 ". [c.476]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...