Блеск - звезда
Cтраница 2
Световой поток, который попадет на эту площадь, зависит от той освещенности, которую создаст на зрачке наблюдателя рассматриваемая им звезда. Эту освещенность принято называть блеском звезды. [16]
В звездной фотометрии блеск звезд измеряется в логарифмическом масштабе, в так называемых звездных величинах. Шкала звездного блеска установлена так, что отношение блеска звезд двух смежных величин остается постоянным. [17]
 |
Снимки Новой Орла 1918 г. в разные годы, по которым видно увеличение размеров оболочки. На снимках 1933 и 1940 гг. заметно образование, являющееся сгустком газа на конце оси. [18] |
Излучение звезды ( или, как говорят, ее блеск) на этом рисунке указано в очень широко употребляемых в астрономии условных единицах - звездных величинах. В основу определения звездной величины кладется следующее условие: возрастание блеска звезды в 100 раз соответствует уменьшению на 5 ее звездной величины. Значит, изменение блеска на одну звездную величину есть его изменение в уюО 2 512 раза. Такая система единиц сложилась еще в древности и общепринята среди наблюдателей звезд, поскольку сравнивать блеск двух звезд в звездных величинах гораздо легче, чем если бы он выражался в энергетических единицах. Для нас же удобство такой системы состоит в возможности более компактного изображения кривых блеска. [19]
Хотя выбрасывание, или, как говорят, истечение газа из новой звезды постепенно ослабевает, но время от времени мощность истечения внезапно усиливается. В результате происходит возрастание излучения в непрерывном спектре, выражающееся в увеличении блеска звезды. Это явление называют вторичной вспышкой. Вторичные вспышки представляют собой взрывы, но более слабые, чем первый взрыв. Таким образом, за главным взрывом в звезде, который приводит к отрыву от нее наружных слоев, следует целая серия более слабых взрывов. [20]
На вспышки новых звезд похожи, по своему характеру, изменения блеска у так называемых повторных новых. Эти звезды вспыхивают каждые 30 - 40 лет. За несколько суток блеск звезды возрастает в 103 - 104 раз и затем падает настолько быстро, что через несколько месяцев после вспышки он почти такой же, как и до нее. При вспышке в спектре звезды возникают широкие эмиссионные линии. Такие линии присущи, как мы знаем, только излучению разреженного газа, причем значительная ширина их должна обусловливаться большой скоростью движения газа. [21]
Дальнейшее возрастание поверхности оболочки новой звезды при ее расширении уже не приводит к увеличению блеска. Ранее оболочка излучала во всех длинах волн непрерывного спектра, но теперь, подобно атмосфере звезды, она поглощает излучение только в спектральных линиях и, соответственно, излучает главным образом в этих длинах волн. Следовательно, момент, когда блеск звезды наибольший, характеризуется тем, что в это время оболочка становится прозрачной для видимого непрерывного излучения. [22]
Цефея) периодически изменяет свой блеск с периодом порядка 130 часов. Сейчас таких звезд открыто много, и их называют цефеидами. Разумно предположить, что строгая периодичность изменения блеска звезды связана с каким-то колебательным процессом, например, с пульсациями звезды. [23]
Речь идет об определении дуги погружения Солнца, или так называемой arcus visionis ( h) Солнца, при которой будет иметь место гелиакический восход звезды. Значение h необходимо для определения долготы Солнца, по которой может быть вычислена дата гелиакического восхода. Согласно Птолемею, величина h зависит от блеска звезды, ее широты, угла наклона v эклиптики к горизонту. [24]
Американизированное телевидение лезет из кожи вон, превознося западный образ жизни. Наперебой, захлебываясь от восторга, повествуют нам о прелестях тамошнего бытия то Таратута из Америки, то Мажейка из малой Европы. Нас достают многосерийными Снами об Израиле и Новеллами о демократии, соблазняют блеском Звезд Америки, забивают мозги бесконечными мексиканскими и американскими телесериалами. По Московской программе ежедневно показывают целых пять блоков новостей телекомпаний Си - 5и - эс, Би-би-си и Ай-ти-эн продолжительностью от 30 минут до 1 часа каждый блок и общей продолжительностью 3 5 часа. [25]
Для расчета потока излучения с фронта ударной волны необходимы данные о структуре излучающей области за фронтом волны. Как было отмечено в § 10, строгое решение этой задачи еще предстоит получить. Из приближенных же оценок Н.А. Abt, 1959), В.И.Голинько ( 1970) следует, что избыток цвета А ( В - V) при увеличении блеска звезды и росте силы ударной волны остается практически равным нулю. [26]
Сверхновая звезда в другой галактике может наблюдаться только на первых этапах вспышки, когда блеск звезды достаточно велик и заметно сказывается на общей светимости этой галактики. Систематические поиски сверхновых в других галактиках производятся уже свыше тридцати лет путем периодического фотографирования больших групп галактик. Если при сравнении фотографий одной и той же области неба обнаруживают, что яркость какой-либо из галактик увеличилась ( это замечают по более сильному почернению негатива в соответствующем месте), то начинают следить за изменением яркости этой галактики и таким путем получают кривую блеска сверхновой звезды. Понятно, что при этом способе наблюдений трудно захватить не только кратковременный пер иод увеличения блеска звезды, но и момент ее максимального блеска. [27]
В свете того, что нам уже стало известно о характере взрыва в новой звезде, нетрудно понять наблюдаемые при вспышке изменения излучения звезды. В результате взрыва, на некотором уровне в звезде, глубоко под ее поверхностью, освобождается много энергии. Часть энергии расходуется на нагревание газа в слое, охваченном взрывом, и давление газа в слое возрастает настолько, что вес внешних слоев звезды не в состоянии его уравновесить. Поэтому наружные слои звезды начинают расширяться и излучающая поверхность увеличивается, а это проявляется в быстром возрастании наблюдаемого блеска звезды. [28]
Страницы: 1 2