Наблюдение - звезда
Cтраница 2
Непрямолинейность распространения света в атмосфере переменной плотности проявляется в астрономической рефракции - при наблюдении звезд под острыми углами к горизонту искривление лучей, показанное на рис. 1.18, приводит к тому, что кажущееся положение источника оказывается несколько выше истинного. [16]
Результат, полученный Хабблом, резко отличается от обычного поведения подсчетов звезд: при наблюдениях звезд мы достигаем границы местной звездной системы, тогда как наблюдения галактик не дают указаний, что существует граница того, что Сэнфорд назвал миром туманностей. До сих пор нет признаков того, что существует сверхсистема туманностей, аналогичная системе звезд. [17]
Брадлей открыл в 1728 г. аберрацию света, суть которой состоит в том, что при наблюдении звезды кажутся смещенными из-за того, что Земля движется по своей орбите. Если считать, что скорость света равна 3 00 - 108 м / сек, то какова величина радиуса земной орбиты, рассчитанная по результатам этого опыта. [18]
Брэдли открыл в 1728 г. аберрацию света, суть которой состоит в том, что при наблюдении звезды кажутся смещенными из-за того, что Земля движется по своей орбите. Поэтому в опытах телескоп должен быть направлен вперед максимум на 20 5, когда рассматриваются звезды, находящиеся вблизи от полюса эклиптики. Если считать, что скорость света равна 3 00 - 108 м / сек, то какова величина радиуса земной орбиты в этом опыте. [19]
 |
Спектральная световая эф - максимальна в зеленой области фективность ( кривая видности. [20] |
Если телескоп не отличает звезду от точечного источника, то в чем же его преимущество при наблюдении звезд по сравнению с невооруженным глазом. [21]
Если телескоп не отличает звезду от точечного источника, то в чем же его преимущество при наблюдении звезд по сравнению с невооруженным глазом. Дело в том, что в телескоп можно увидеть очень слабые звезды, вообще невидимые невооруженным глазом. [22]
Те данные об изменениях блеска и спектра сверхновой звезды во время вспышки, которыми располагает современная астрономия, получены почти исключительно путем наблюдений звезд, вспыхивавших вне нашей звездной системы. В Галактике же изучают туманности, возникшие при вспышках сверхновых сотни и тысячи лет назад. По этим туманностям воспроизводится механическая картина явления и, в частности, оценивается количество вещества, выброшенного звездой в результате взрыва. [23]
При наблюдениях звезд по этому адресу вводят из ежегодника звездный угол ( звездное пополнение) т, склонение звезды вводят дважды - в П4 и в П5, часовой угол точки Овна-в П2 ив ПЗ. [24]
При наблюдении звезд необходимо сделать поправку на аберрацию. [25]
Коллимация определяется, как сказано выше; наклонность при помощи уровня с перекладкой его. Для определения азимута комбинируются наблюдения звезд на разных высотах, например Полярной звезды с экваториальными. Азимут контролируется иногда по особым постоянным меткам, так называемым мира м, устанавливаемым на расстоянии нескольких сот м от инструмента. Наблюдения звезды на боковых нитях приводят к средней нити ( при безличном микрометре-к среднему контакту) по формуле ф / sec б, где / - постоянная для данной HHTPI, a S-склонение звезды. Обработка меридианных наблюдений производится с помощью формул Майера или Бесселя. [26]
Не лучше обстоит дело с проверкой О. На возможность подобной проверки путем наблюдений звезд около края солнечного диска во время полных солнечных затмений было указано в 1914 г. Специальные экспедиции были организованы в 1919 и 1922 гг. в Бразилию и Австралию. Для возможности нахождения искомых весьма малых смещений звезд по радиальному направлению от края солнечн. Одинаковость масштабов обоих снимков определяется из условия, что наиболее удаленные от солнца звезды, вышедшие на пластинке, не имеют никакого радиального смещения. [27]
Пока не решена проблема максимального углового момента, при котором образуются одиночные звезды с дисками. В то же время из наблюдений одиночных звезд солнечного типа с дисками следует, что угловые моменты меньше на один-полтора порядка. [28]
Однако в этом случае применение метода гораздо менее физически обосновано, так как наблюдение затменных звезд Вольфа-Райе показывает, что оболочка, излучающая яркие линии, имеет радиус, всего лишь в 2 - 3 раза превосходящий радиус звезды; поэтому получить сильное ослабление первоначального излучения, какое необходимо для применения метода Мензела - Цанстра, согласно указаниям Цанстра и Ви-нена [95], нельзя. [29]
С другой стороны, Кастор и др. [12] полагают, что линии OVI образуются в оболочках, окружающих очень горячие яркие звезды, на которые была направлена аппаратура Коперника во время наблюдений. Необходимо также отметить, что вывод о присутст - & OVI основан на наблюдениях звезд, во многих случаях расположенных в области гало высоко над газовым диском Галактики ( ср. [30]
Страницы: 1 2 3