Видимый блеск
Cтраница 2
Видимая величина звезды Сириус - наиболее яркой видимой звезды, тг - 1 6; отсюда следует, что тг - т2 25 1, а Ясолнца / Ясириуса - Ю10; иначе говоря, видимый блеск Солнца в десять миллиардов раз больше видимого блеска Сириуса. [16]
Видимая величина звезды Сириус - наиболее яркой видимой звезды, тг - 1 6; отсюда следует, что тг - т2 25 1, а Ясолнца / Ясириуса - Ю10; иначе говоря, видимый блеск Солнца в десять миллиардов раз больше видимого блеска Сириуса. [17]
Величину видимого блеска звезды т можно измерить непосредственно; если из каких-либо дополнительных данных мы сумеем найти абсолютную величину М, то с помощью формулы (1.3) легко вычислить расстояние I до звезды. [18]
Величину видимого блеска звезды т можно измерить непосредственно; если из каких-либо дополнительных данных мы сумеем найти абсолютную величину М, то с помощью формулы (1.3) легко вычислить расстояние / до звезды. [19]
Эруптивные звезды меняют блеск из-за нестационарных процессов, происходящих в их атмосферах. Так, видимый блеск звезд типа R Северной Короны может ослабевать в тысячи раз из-за образования в околозвездном пространстве графитовых частиц, затмевающих свет звезды для наблюдателя. Те из них, спектры к-рых обладают характерной особенностью ( аномально сильными эмиссионными линиями Pel, А, 4063, 4132), наз. Переменность орионовых звезд носит преим. S Золотой Рыбы), неустойчивые в силу своей высокой светимости и меняющие блеск нерегулярным образом со значит, амплитудами. [20]
Несмотря на исключительную удаленность сверхзвезд от Земли, некоторые из них являются оптически не очень слабыми объектами. Так, сверхзвезда ЗС 273 имеет видимый блеск 12 6 звездной величины. [21]
Видимый блеск небесных тел оценивается в звездных величинах. Под звезДной величиной т понимают меру видимого блеска небесного тела, или, что то же самое, меру освещенности, создаваемую этим телом у границы земной атмосферы на площадке, нормальной к падающим лучам. [22]
Фотометрический метод состоит в сопоставлении светимости объекта с его видимым блеском, убывающим пропорц. Существует также множество вторичных методов. Расстояния в пределах Солнечной системы определяются радиолокаци онными методами. [24]
В галактиках, расположенных достаточно близко к нам, можно различить отдельные яркие звезды, а также шаровые скопления и яркие газовые туманности. Для подобных объектов, входящих в Галактику, известна зависимость между их видимым блеском ( звездной величиной) и расстоянием до Солнца. [25]
Хабблу удалось установить, что до границ, доступных 100-дюймовому рефлектору, красное смещение пропорционально расстоянию, Но нужно было идти вперед - проверить сохраняется ли зависимость и на больших расстояниях, продолжает ли пространство и дальше оставаться равномерно заполненным галактиками. Красное смещение приводит к ослаблению видимого блеска галактик. Гигантский рефлектор позволит вдвое расширить изучаемую область Вселенной и для самых далеких галактик ожидаемый эффект достигнет уже 40 - 50 % и станет легко наблюдаемым. [26]
Звезды с наибольшим блеском относили к звездам первой величины, а самые слабые, но еще видимые глазом в ясную безлунную ночь, к шестой. После введения классификации оказалось, что есть звезды, видимый блеск которых превышает видимый блеск звезд первой величины. [27]
Звезды с наибольшим блеском относили к звездам первой величины, а самые слабые, но еще видимые глазом в ясную безлунную ночь, к шестой. После введения классификации оказалось, что есть звезды, видимый блеск которых превышает видимый блеск звезд первой величины. [28]
Опираясь на близкие туманности, в которых известны цефеиды, они еще раз подтвердили, что ярчайшие постоянные звезды в туманностях имеют примерно одинаковую светимость и могут служить индикаторами расстояний. Этот метод, однако, перестает работать, когда туманности столь далеки, что отдельные звезды уже не видны. А тогда мерой расстояния туманности служит ее видимый блеск. [29]
Страницы: 1 2