Звездная величина светила

ЗВЕЗДНАЯ ВЕЛИЧИНА СВЕТИЛА [c.36]

Зависимость поглощения от длины волны излучения приводит к покраснению света звезд, которое характеризуется избытком цвета (>ч, Хг), представляющим собой разность поглощений на длинах волн Я.1 и Я.2, выраженных в звездных величинах (рнс. 45.40). В качестве стандартных значений и А.2 принимают центры полос В п V, Соответствующий избыток цвета [c.1219]

Кстати, яркость звезд и других небесных светил выражается в логарифмических единицах. Яркостью или блеском светила называют создаваемую им освещенность. Еще в древности звезды, видимые невооруженным глазом, были разбиты по своему блеску на шесть величин. Самые яркие отнесли к звездам первой величины, самые слабые —к звездам шестой величины. В 1856 г. отношение блеска двух звезд при разности в пять звездных величин было принято равным 100. При этом десятичный логарифм отношения освещенностей, соответствующий разности в одну звездную величину, равен 2 5=0,4, а само отношение освещенностей составляет 2,512, Эта шкала была распространена и на более яркие светила, и на звезды слабее шестой величины. Звездные величины отсчитываются от условного уровня, равного освещенности в 4,88-10- лк. [c.58]

Звездная величина — внесистемная условная единица, характеризующая блеск небесного светила (см, разд, V,5, п, V,5,7,), Впервые понятие 3, в. было введено во [c.268]

Обычно при визуальных наблюдениях как в рефлектор, так и в рефрактор потери достигают 40% и лишь 60% уловленного света используется наблюдателем, т. е. 1 — к = 0,6. Лели р = 6 мм, то для телескопа диаметром/) ад проницающая сила при визуальных наблюдениях, выраженная в звездных величинах, будет [c.94]

Для фотоэлектрических следящих систем видимую яркость светил принято оценивать фотоэлектрической звездной величиной В. Для 65 наиболее ярких звезд видимая и фотоэлектрическая звездные величины даны в Авиационном астрономическом ежегоднике. [c.37]

Звездная аберрация. Величина видимого смещения, обусловленного звездной аберрацией, зависит от мгновенной скорости наблюдателя в тот момент, когда свет достигает ого. В правой прямоугольной, системе координат с неподвижным началом и осями, не меняющими направления в пространство, каждая из компонент вектора скорости [c.167]

ООО ООО). При этом звездная плотность (т. е. число звезд в кубическом парсеке) быстро растет от периферии к центру скопления. Число звезд в скоплении определить очень трудно. Если фотография делается с небольшой выдержкой, то теряется большая часть слабых звезд с другой стороны, при большой выдержке в центре скопления получается расплывшееся пятно, где изображения отдельных звезд сливаются и их невозможно сосчитать. Однако даже в центре скопления, где звездная плотность может быть в 1000 раз больше, чем в окрестности Солнца, вероятность столкновения двух звезд очень мала. Тем не менее, если бы человека перенесли на планету, находящуюся вблизи центра шарового скопления, то вид звездного неба привел бы его в трепет. Вместо нескольких звезд первой величины и пары тысяч слабых звезд наблюдатель увидел бы тысячи звезд первой величины и десятки тысяч более слабых объектов. В самом деле в центре скопления 47 Тукана свет звезд по оценкам эквивалентен свету нескольких тысяч полных лун. [c.26]

Если измерение высоты светила в полете произведено раньше намеченного момента, то восточную долготу счислимой точки увеличивают, а если позже, то уменьшают на величину, соответствующую разности времени, выраженной в единицах дуги, т.е. долготу счислимой точки изменяют настолько, чтобы местный часовой угол или местное звездное время совпадали с теми значениями, которые брались для расчета вычисленной высоты и азимута светила. [c.175]

Помимо излучения атмосферы, свечение ночного неба обусловлено и рассеянным светом звезд, зодиакальным светом, галактическим свечением, которые создают иногда в сумме такое же излучение, как и атмосфера. В ясную ночь звезды создают на Земле освещенность около 2-10 лк. Подавляющая часть этой освещенности приходится на долю звезд слабее +6 ,О Общая яркость ночного неба (в области зенита), выраженная в числе звезд десятой величины (+10 ,0), приходящаяся на телесный угол в 1 П , составляет 400 (3,36X Х10 кд-м"2). Переход к яркостям (в скобках) соответствует фотометрической системе ( ), в которой освещенность от звезды -I-10", О с одного квадратного градуса эквивалентна 0,843 10 кд-м 2. Средняя яркость ночного неба на 1 +4 ,О (2,12-10 кд-м 2) или -1-4 ,5(1,34-10 кд-м 2). Следует отметить, что распределение яркости по ночному небу весьма неоднородно. Более подробные сведения о звездном фоне можно найти, например, в [1, 27, 40].. [c.43]

Температура, определенная с помощью формулы Планка, называется цветовой температурой звезды ). Для многих звезд эта температура определяется с помощью цветового показателя ( колор-индекса ), который представляет собой разность между фотографической и визуальной звездными величинами ). Фотографическая звездная величина зависит от интенсивности звездного света, прозрачности атмосферы и оптических приборов и чувствительности нормальной фотопластинки в соответствующем интервале длин волн. Визуальные звездные величины (первоначально применявщиеся для определения цветовой щкалы) получаются при замене фотопластинки человеческим глазом, кривая чувствительности которого не совпадает с кривой чувствительности фотопластинки. Современная фотовизуальная шкала использует такую специально подобранную комбинацию фотопластинок и фильтров, которая воспроизводит спектральную чувствительность человеческого глаза. Точно так же определяются и другие величины. Все такие системы величин требуют калибровки, если желательно получить нечто большее, чем чисто эмпирические данные. [c.388]

Даже в са1ше темные ночи с площади неба, равной одной квадратной секунде, приходит столько же света, сколько от звезды 22-й звездной величины, что соответствует яркости 1,7 -Ю стиль-. ба. При длительных выдержках фон неба начинает вуалировать фотографическую пластинку. Это ограничивает разумную продолжительность выдержек (см. 4.5 и 4.6). [c.86]

В телескопе имеются потери света и только некоторая доля (1 — к) достигнет глаза наблюдателя. Если наблюдатель применяет уве личение, не превышающее равнозрачкового, то в его глаз войдет в (1 — А) D dr pas большее количество света, чем при наблюдении без телескопа. Поэтому при наблюдении в телескоп будут доступны звезды предельной звездной величины [c.94]

П.В астрономии. Притяжения Луны, Солнца и планет на Землю вызывают движение земной оси в пространстве, к-рое разлагается на две составляющие прогрессивное. движение по конусу с углом между образующей и осью конуса, равным наклонности эклиптики к экватору, и периодом ок. 26 ООО лет, называемое П.,имелкое периодич. колебание, называемое нутацией (см.). П. состоит в движении точки весеннего равноденствия навстречу годичному движению Солнца, что укорачивает длину тропическ. года по сравнению со звездным годом. Ско- Рость р движения точки весеннего равноденствия в год называется постоянной П. П. влияет на координаты светил, меняя их долготу на величину р, оставляя неизменной широту. Влияние П. на прямое восхождение а и склоненже a более сложно и обычно учитывается при помощи разложения в ряд [c.330]

МЕЖЗВЕЗДНОЕ ПОГЛОЩЕНИЕ - ослабление света прп прохождении его в межзвездной среде. 1"лавными причинами М. п. света являются дифракция и рассеяние света на мелких частичках космич. пыли и послощение ими света. М. п. света селективно его величина зависит от длины волпы Я. На практике М. и. принимается обратно пропорциональным первой степени X однако детальные исследования показывают, что эта зависимость несколько меняется с изменением Я и различна для разных мест звездного неба. [c.169]

В п. 7.3.6 мы упоминали о важной модификации звездного интерферометра Майкельсона, предложенной Брауном и Твиссом. В разработанной ими системе свет от звезды фокусируют иа два фотоэлектрических детектора Р1 и Р , и информация о звезде получается путем изучения корреляции флуктуаций их выходных токов. Полный анализ характеристик такой системы должен учитывать квантовую природу фотоэффекта ) он требует также определенных знаний по электронике и поэтому выходит за рамки настоящей книги. Однако нетрудно понять принцип метода. При идеальных условиях эксперимента (отсутствие шума) ток на выходе каждого фотоэлектрического детектора пропорционален мгновенной интенсивнос-1-и 1 (/) падающего света, а флуктуация этого тока пропорциональна А/(/) = I ()—. Следовательно, в интерферометре Брауна и Твисса измеряется величина, пропорциональная 01. = <Д/1Д/а>. Простой статистический расчет показывает 1591 (см. также [60]), что Q,2 пропорционально квадрату степени когерентности и, значит, величина Q,2, так же как и дает иифор.мацию о размере звезды. [c.470]

Планетная аберрация. Звездная аберрация, обусловленная скоростью наблюдателя, является только смещением видимого положения Ра на рис. 6) относительно геометрического положения которое тело занимало в момент, когда его покинул луч света. Можно опре" делить геометрическое положение тела в момент наблюдения при помощи еще одной поправки за движение этого тела от к Рт в течение светового промежутка, если это движение может быть определено. Комбинация из этих двух эффектов, т. е. смещение видимого положения тела относительно его истинного положения в момент наблюдения Т, является планетной аберрацией (угол РтЕтРа на рис. 6). Обозначая истинные координаты тела в момент наблюдения через Хт, Ут, я разлагая величины Xт — X , Yт — Yf Zт — Zt по степеням т согласно формуле Тэйлора, мы получаем [c.169]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...