Cтраница 2
Почти все данные, необходимые для построения теории звездных атмосфер, получены спектрофотометрич. На основе этих данных найдены ср. Использование стандартных спектров помогает решать мн. Однако получение распределения энергии в спектре с достаточной дисперсной и достаточной точностью требует очень больших телескопов. [16]
Приводимые материалы относятся к оптическим свойствам звездного вещества, включая звездные атмосферы. [17]
Спектральным анализом титап обнаружен на Солнце и в состлве некоторых звездных атмосфер, где он, кстати, преобладает над большинством элементов. По если на Земле титап существует главным образом п виде двуокиси ТЮ2, то в космосе, очевидно, в виде мопоокиси ПО. [18]
Спектральным анализом титан обнаружен на Солнце и в составе некоторых звездных атмосфер, где он, кстати, преобладает над большинством элементов. [19]
В начале космического развития материи - в туманностях, в звездных атмосферах - никаких молекул, аи сложных, ии простых, не существует. Вся материя там еще распылена на атомы. [20]
В начале космического развития материи - в туманностях, в звездных атмосферах никаких молекул, ни сложных, ни простых, не существует. Вся материя там еще распылена на атомы. [21]
В состоянии плазмы находится подавляющая часть вещества Вселенной - - звезды, звездные атмосферы, галактические туманности и межзвездная среда. Плазма существует в космосе в виде солнечного ветра, заполняет магнитосферу ( образуя радиационные пояса Земли) н ионосферу. Процессами в околоземной плазме обусловлены магнитные бури и полярные сияния. Отражение радиоволн от ионосферной плазмы обеспечивает возможность дальней радиосвязи на Земле. [22]
Рассматриваемая ниже задача является простейшей модельной задачей об образовании сильных линий в звездных атмосферах. Получаемые при ее решении результаты представляют скорее теоретический, чем практический интерес. [23]
Практически большинство данных об энергиях ионизации получено из измерений, относящихся к солнечной и другим звездным атмосферам, где высокие температуры обусловливают наличие высоких концентраций многих ионов с большими лоложитель-лыми зарядами. [24]
Уравнение ( 209), впервые выведенное Саха, нашло различные важные применения в физике звездной атмосферы. [25]
Ультрафиолетовые части спектра ряда звезд выглядят на снимках менее яркими, чем им полагается быть по теории звездных атмосфер. Может быть, это вызвано свойствами самой звезды, а может быть, поглощением ультрафиолетовых лучей в межзвездной среде. [26]
Уравнение ( 102) обычно называется уравнением Милна, который впервые получил это уравнение при исследовании процессов переноса излучения в звездной атмосфере. [27]
Этот факт, заслуживающий дальнейшего более детального количественного исследования, вероятно, может быть использован для получения информации о физических условиях в наружных слоях звездных атмосфер из анализа профилей сильных линий. [28]
Звезды - это космические тела, состоящие из сильно ионизированного газа, в которых, во-первых, вся энергия, высвобождаемая при термоядерных реакциях, излучается через звездную атмосферу в космос, и, во-вторых, давление газа внутри звезды уравновешивает вес ее внешних слоев. Яркость звезды зависит, в основном, от ее массы. [29]
Углерод обнаружен, помимо Земли, в метеоритах, в атмосфере спектроскопически исследованных звезд, но нигде - ни в земной коре, ни в метеоритах, ни в звездных атмосферах углерод не преобладает, всюду о содержится в меньшем количестве, чем добрый десяток других, очевидна, более устойчивых элементов. [30]