Положение в Галактике

Солнце имеет следующее положение в Галактике []] [c.1199]

Световой год, 1 се. гой = 9.4605 101 ц, Положение в Галактике 11, 2, 4] [c.973]

Из приведенного выше примера очевидно, что евклидова геометрия дает правильное описание свойств маленького треугольника на обыкновенной двумерной сферической поверхности, а отклонения от евклидовой геометрии становятся все более значительными по мере увеличения размеров. Для того чтобы убедиться, что наше трехмерное физическое пространство действительно является плоским, нам надо произвести измерения с очень большими треугольниками, вершины которых образованы Землей и удаленными звездами или даже галактиками. Однако мы сталкиваемся с такой трудностью наше положение определяется положением Земли, и мы еш,е не имеем возможности передвигаться в космическом пространстве с масштабными линейками, чтобы измерять стороны и углы астрономических треугольников. Как же мы можем проверить справедливость евклидовой геометрии в отношении описания измерений в мировом пространстве [c.27]

Рис. 46.4. Схематическая модель Галактики [4]. Положение Солнца отмечено кружком. Средние плотности даны в единицах плотности материи вблизи Солнца.

При измерении или вычислении положения и скорости любого небесного тела нужны система координат и система измерения времени. В астрономии проблема выбора подходящей системы отсчета возникла уже тысячи лет тому назад. Вплоть до недавнего времени все измерения производились с поверхности Земли. Однако еще до создания искусственных спутников Марса и посадки человека на Луну часто было удобно вводить систему координат, не связанную с Землей. Например, при исследовании орбитального движения планет за начало координат принимали центр Солнца в спутниковых задачах за начало координат принимали центр планеты, а в звездной динамике — центр Галактики. В случае пилотируемого космического полета началом координат можно считать сам космический корабль. [c.30]

Звезды, в том числе и Солнце, движутся по орбитам внутри Галактики. Обнаружить эти движения можно по изменениям относительных положений звезд. Относительные скорости звезд в окрестности Солнца имеют величину порядка 20 км/с, но расстояния между звездами настолько велики, что годовые изменения направлений даже на ближайшие звезды, вызванные их движением относительно Солнца, обычно составляют менее 5". 2Й-о годовое изменение направления на звезду называется ее собственным движением. Для большинства ярких звезд собственные движения известны и приводятся в каталогах. [c.77]

Один из особенно плодотворных путей исследования галактического вращения был использован голландским астрономом Оортом 15-71. Следуя его работам, мы рассмотрим только теорию первого порядка. Пусть S и X — положение в Галактике Солнца и звезды, соответственно, С — галактический центр (рис. 15.3). Пусть и S, и X лежат в плоскости экватора Галактики на расстояниях R и Ri от Солнца и звезды соответственно. (Отметим, однако, что, строго говоря, S и X соответствуют центроидам групп звезд в окрестностях точек S и X). Далее, пусть скорости V и Vi точек S и X будут скоростями центроидов, причем векторы обеих скоростей лежат в галактической плоскости. [c.493]

СВЕРХСВЕТОВЙЕ СКОРОСТИ в астрофизике. Теория относительности предполагает существование макс, скорости движения физ. объектов (распространения сигналов), равной скорости света в вакууме. Однако изменение положения в пространстве точек, выделенных по тем пли иным признакам, может происходить и с большими скоростями. Подобные кажущиеся сверхсветовые движения нередко наблюдаются в активных ядрах галактик. [c.448]

С. д. 3., представляющие собой нернендикулярную лучу зрения составляющую относит, движеиия звезд, в сочетании с лучевыми скоростями звезд позволяют изучать неремещения звезд в пространстве, закономерности движений в Галактике. Знание С. д. з. важно при использовании этих звезд для точных геодезич. измерений, определений поправок часов, географич. места положения наблюдателя, небесных координат к.-л. объекта (в т. ч. искусственного) и др. [c.565]

Заметим, что в этих выражениях Я — это расстояние Солнца от центра Галактики, поскольку А к В представляют собой постоянные Оорта, значения которых выведены для положения Солнца в Галактике. [c.504]

Эффект Доплера является практически единственным методом определения скорости движения удалешых от нас звездных систем. Для этого необходимо получить фотографии спектров этих систем и сравнить положение спектральных линий систем и эталонного спектра. Хаббл обнаружил, что линии спектров всех удаленных систем смещеша в красную сторону, т, е. в сторону больших длин волн. Это однознач1Ю свидетельствовало о том, что все звезды удаляются от нашей Галактики. Смещение линий спектра для наиболее слабых по свеченшо Галактик (наиболее удаленных от нас) возрастает. На основании этого Хаббл сделал принципиальный вывод чем дальше изучаемые системы находятся друг от друга, тем больше их относительная скорость. Оценки показали, что скорость разлета Галактик может достигать [c.145]

Среди РС есть и относительно старые объекты, т, п. старые рассеянные скопления возрастом более 1 млрд, лет (по оценкам, их примерно 10%). Подгруппа старых С по многим характеристикам занимает промежуточное положение между РС и ШС, Их массы неск. выше, чем в среднем у РС, нек-рые из них даже но внеш. виду похожи на ШС. От других РС они отличаются и более вытиртутыми орбитами, отклоняющимися от плоскости симметрии Галактики более чем на 1 кнк. Как и в [c.65]

Для построения кривой М. п. (зависимости величины М. п, от Л) обычно используют звёзды спектральных классов О и В из-за их большой светимости и бедности деталями в спектре. В видимой части спектра (А, = 0,3—0,9 мкм) она приблизительно следует закону и несильно различается в разных областях неба, В ИК- и УФ-частях спектра различия кривых М. п. для отд. звёзд, даже расположенных в одних и тех же участках неба, велики. Частично это объясняется худшей точностью наблюдений в этих диапазонах по сравнению с видимым. В ИК-спектрах сильно покрасневших звёзд обнаружена межзвёздная полоса поглощения вблизи Х = 9,7 мкм, приписываемая силикатным пылинкам типа форстерита (MgгSi04) или энстатита (MgSiOз). Эта полоса видна в поглощении в спектрах объектов, погружённых в молекулярные облака, и в эмиссии в спектрах ряда звёзд, туманностей и галактик. В спектрах звёзд с Ау 5 5", как правило, наблюдается полоса поглощения льда на А, = 3,1 мкм. В УФ-части кривой М. п. около = 4,6 мкм обычно выделяется широкий пик положение его максимума для всех звёзд практически одинаково (Я акс = 2175 25 А), ширина 480 А, высота 3320А = [c.84]

Годичный П. применяется для оценки расстояний до звёзд, Осн. единицей измерения служит парсек — такое расстояние, при к-ром а. е. видна под углом в 1". Парсек прибл. равен 30,857-10 2 Ддд объектов разл. удалённости разработан ряд методов измерения годичных П. Наиб, простой — метод тршгономет-р и ч. П., применяемый для измерения расстояний до ближайших звёзд. Вследствие движения Земли вокруг Солнца изменяются положения близких звёзд по отношению к более удалённым. Это изменение измеряют, сравнивая два снимка одного и того же участка неба, сделанных с интервалом в полгода (тригонометрич. П.). Тригонометрич. П. измерены для звёзд, расположенных в окрестностях Солнца в сфере с радиусом 70— 100 ПК. Одни тригонометрич. П. не дают возможности изучить строение как ближайшей части Вселенной, так и Галактики, но они являются основой для др. методов измерения расстояний. [c.530]

По особенностям структуры, выявленным на основе наблюдений в оптич. диапазоне, Р. делят дополнительно на неск. типов. Наиб, мощными Р. являются т. н. Н-галактики — Е-галактнки с протяжёнными оптич. оболочками (коронами). Существуют Р. промежуточных типов Р. типа ВЕ занимают промежуточное положение между Б-типом и чистым Е-типом Р. типа ВВ обладают свойствами Б-галактик, но отличаются ещё тем, что их центр, области выглядят раздвоенными. Это раздвоение в ряде случаев связано с проецированием на центр, область галактики мощного газово-пылевого диска. Наконец, сравнительно редкую группу Р. образуют т. н. М-галактики с ярким звездообразным ядром, обнаруживающим переменность блеска, В скоплениях галактик самые мощные радиоисточнпки всегда отождествляются с их ярчайшими членами — с т. н. Б-га-лактиками. [c.213]

Простейшее, что мы видим повседневно, это непрерывно происходящие изменения положений тел друг относительно друга с течением времени. Это физическое явление служит предметом изучения раздела физики, пгз>ъ ш мото механикой. Ъакошш механических явлений подчиняются не только тела, окружающие нас на Земле. Им пбдчиняются в своих движениях и звезды, и галактики, и самые маленькие, невидимые частицы вещества — атомы и их составные части. Механические процессы принадлежат к числу наиболее общих форм движения материи, и они присутствуют как обязательнее участники во всех других явлениях природы. [c.12]

Но известно, что определить из наблюдений абсолютные координаты и абсолютные скорости небесных тел принципиально невозможно. Поэтому пользоваться абсолютной, в строгом смысле этого слова, системой координат для изучения движений небесных тел мы таклсе не може м. Если же условиться называть абсолютными координатами числа, определяющие положения небесных тел в изучаемой системе (например, в солнечной системе) относительно другой небесной системы, весьма удаленной от рассматриваемой, то здесь мы сталкиваемся с затруднениями чисто технического характера. В самом деле, при современном состоянии астрономической техники невозможно определить при помощи астрономических инструментов координаты плапет, например, относительно системы координат, связанной с Галактикой. Поэтому пользоваться абсолютными И в тако.м понимании этого слова координатами мы также фактически пе можем. [c.345]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...