Подавляющее большинство - звезда
Cтраница 1
 |
Зависимость линейной скорости вращения ( в Галактики от расстояния ( Д до галактического центра ( по Г. Ругору и Я. Оорту. [1] |
Подавляющее большинство звезд имеет массу не более 0 85 Afg. К населению II относятся подсистемы шаровых скоплений, планетарных туманностей, короткопериодич. [2]
Строение подавляющего большинства звезд вполне удовлетворительно воспроизводят стационарные сферически симметричные модели. [3]
Вообще, подавляющее большинство звезд имеет диаметр с /, мало отличающийся от диаметра Солнца, поэтому их угловой размер ф d / r ( в силу огромности расстояния г) чрезвычайно мал. Поэтому для измерений угловых размеров большинства звезд требуются интерферометры с базой D в несколько десятков метров. Серьезной помехой является также атмосферная турбулентность. [4]
ГЛАВНАЯ ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТЬ диаграммы Герцшпрунга - Ресселла, узкая полоса на этой диаграмме, в пределах к-рой находится подавляющее большинство звезд. Солнце) имеют одинаковый источник энергии - термоядерные реакции водородного цикла. [5]
В те же годы по мере улучшения понимания физических процессов, происходящих в недрах звезд, стало ясно, что у подавляющего большинства звезд перенос энергии в их основном объеме осуществляется излучением, а не конвекцией. [6]
Впервые такая диаграмма была построена астрофизиками Герцшпрунгом и Ресселом. Подавляющее большинство звезд попадает в область так называемой главной последовательности. Температурой определяется светимость, правда, не вполне точно: можно указать некоторый сравнительно узкий промежуток возможных значений светимости, соответствующих данной температуре. [7]
О далеких мирах люди привыкли судить по тому, что они могут наблюдать глазом или снять на фотографическую пластинку. Чем большее увеличение дает телескоп, при помощи которого мы изучаем Солнце, Луну, некоторые планеты, соседние гигантские галактики и туманности, тем детальнее мы видим небесные тела. Но подавляющее большинство видимых звезд расположено столь далеко, что даже самые мощные современные телескопы позволяют видеть лишь крошечную светящуюся точку, почти ничего не говорящую наблюдателю. Иными мы их не увидим в любые самые сверхмощные телескопы близкого и даже далекого будущего. А изучение этих чрезвычайно удаленных от Земли небесных тел составляет одну из самых главных задач астрономии. [8]
Рассуждения Допплера применимы ко всем волновым явлениям - оптическим, акустический и иным. Допплер наблюдал ( качественно) предсказанное им явление в акустических процессах и высказал предположение, что различие в окраске некоторых звезд обусловлено их движением относительно Земли. Для подавляющего большинства звезд влияние их движения сказывается лишь в незначительных изменениях положения спектральных линий в спектре звезд. Тем не менее применимость принципа Допплера к оптическим явлениям не возбуждает сомнений. [9]
 |
К выводу формулы Допле - источника и б движение ра в случае движения источника отно - приемного приоора. сительно среды а Источник движется отно. [10] |
Рассуждения Доплера применимы ко всем волновым явлениям - оптическим, акустическим и иным. Доплер наблюдал ( качественно) предсказанное им явление в акустических процессах и высказал предположение, что различие в окраске некоторых звезд обусловлено их движением относительно Земли. Для подавляющего большинства звезд влияние их движения сказывается лишь в незначительных изменениях положения спектральных линий в спектре звезд. Тем не менее применимость принципа Доплера к оптическим явлениям не возбуждает сомнений. Впервые надежное экспериментальное установление оптического явления Доплера и наиболее плодотворные его применения были сделаны действительно при наблюдении астрономических явлений. [11]
Каждая звезда галактики движется в суммарном гравитационном поле остальных звезд и в то же время участвует в создании общего поля системы. При этом орбиты звезд могут быть и круговыми и более или менее сильно вытянутыми. Для подавляющего большинства звезд орбиты финитны, и при своих движениях звезды остаются в пределах некоторого конечного объема. [12]
Зная расстояние до Бетельгейзе, рассчитанное по параллаксу, можно найти линейный диаметр звезды. Таким способом были измерены угловые диаметры не - скольких звезд. Все они, подобно Бетельгейзе, гиганты, во много раз превосходящие Солнце. Подавляющее большинство звезд мало отличается по своему диаметру от Солнца. Постройка интерферометра с такой базой ( расстоянием между внешними зеркалами) представляет собой крайне сложную техническую задачу. Кроме того, при большой базе наблюдения осложняются турбулентностью атмосферы, хотя на работе интерферометра это сказывается меньше, чем при наблюдении в телескоп. Изменения показателя преломления воздуха перед зеркалами влияют на разность фаз лучей и лишь смещают интерференционную картину, не сказываясь на ее видности, так что полосы остаются различимыми, если эти изменения происходят медленно. [13]
Страницы: 1