Ярчайшая звезда
Cтраница 1
Ярчайшие звезды ШС находятся на поздних эво-лтоц. Их массы около 0 8 MQ, Однако светимости подавляющей части звезд малы, они находятся на стадии гл. [1]
Видимая величина ярчайшей звезды в перемещающейся площадке является стационарной случайной функцией, если площадка перемещается вдоль параллели галактической широты, так как распределение звезд по видимым величинам в площадках с одинаковой галактической широтой можно считать неизменным. Но если площадка перемещается так, что ее галактическая широта изменяется, то рассматриваемый случайный процесс будет нестационарным, условия перестают быть неизменными, с уменьшением галактической широты число звезд в площадке возрастает и изменяется их распределение по видимым величинам. [2]
Для определения математического ожидания видимой величины ярчайшей звезды необходимо (2.77) помножить на m и проинтегрировать по всему промежутку значений видимых величин. На самом деле три звезды ( Сириус, Ка-нопус и а Центавра) имеют отрицательную видимую величину, но этим можно пренебречь, так как вероятность попадания одной из этих трех звезд в рассматриваемую площадку очень мала. [3]
Примерно в 80 спиральных и неправильных галактиках Хаббл измеряет звездные величины ярчайших звезд. В скоплении Девы они имеют в среднем двадцатую величину. Хабблу удается подметить интересное свойство населения галактик. [4]
Поэтому, когда Хаббл определял во сколько раз скопление Девы дальше ближайших к нам галактик, используя, как он думал ярчайшие звезды, а на самом деле области НИ, то недооценивал расстояние этого скопления примерно в два раза. Выяснилось также, что и звезды самой высокой светимости в галактиках примерно в 25 раз ярче, чем принималось во времена Хаб-бла. В первой половине семидесятых годов считалось, что если учесть поправки в шкале расстояний до ближайших галактик, а затем еще в расстояниях до более далеких, то скопление в Деве и еще более удаленные скопления окажутся от нас раз в 6 - 10 дальше, чем принимал Хаббл. [5]
Условие mi - ma будет выполнено и в том случае, когда в области / ив области / / / видимая величина ярчайшей звезды заключена в промежутке [ mlf m1 2mJ, а в области II видимая величина ярчайшей звезды больше тг. [6]
Условие mi - ma будет выполнено и в том случае, когда в области / ив области / / / видимая величина ярчайшей звезды заключена в промежутке [ mlf m1 2mJ, а в области II видимая величина ярчайшей звезды больше тг. [7]
Высокая разрешающая способность телескопа Хаббла дала возможность разрешить на звезды даже отдаленные галактики. При наблюдениях ярчайших звезд - цефеид - в далеких галактиках удалось оценить расстояния до этих галактик, измерив период пульсаций. Весьма интересные результаты были получены и в области исследования активных ядер галактик. В некоторых галактиках удалось увидеть очень трудные для наблюдений околоядерные звездно-газовые диски размерами порядка тысяч световых лет и даже различить отдельные молодые звездные скопления в них. В рамках специальной программы Глубокое поле, нацеленной на исследование особенно далеких галактик, на телескопе Хаббла получены изображения предельно слабых объектов - до 30 - й звездной величины, находящихся на расстоянии около 12 млрд световых лет. Большинство из них являются галактиками, которые из-за конечности скорости света мы видим в эпоху их ранней молодости. Эти данные позволяют понять, как миллиарды лет назад формировались звездные системы. [8]
Исторически было принято, что Вега - ярчайшая звезда в созвездии Лиры - имеет нулевую величину на всех длинах волн. В современной системе звездных величин используется это же начало отсчета. Соответствующая калибровка системы UB V и других полос, описанных ниже, приведена в табл. 14.1 в единицах плотности потока для стандартной нулевой звездной величины. [10]
В 1824 году на Дерптской обсерватории, как уже говорилось, был установлен ахроматический рефрактор Фраунгофера с поперечником объектива в 24 см. С этим отличным инструментом директор обсерватории В. Я. Струве в 1837 году впервые в истории астрономии измерял расстояние до звезд. Он выбрал для наблюдений Вегу, одну из ярчайших звезд северного полушария небами нашел, что расстояние до нее составляет почти 27 световых лет. [11]
Большинство звезд в PC находится на эволюц. В отличие от ШС среди них есть массивные горячие звезды со светимостями до 104 LQ и более. В ряде PC есть красные гиганты ( массивные звезды, находящиеся на той же стадии эволюции, что и ярчайшие звезды в ШС) и сверхгиганты. Из переменных звезд встречаются долгопериодич. UV Кита и др. Звезды PC - это звезды второго поколения в Галактике, они, как и Солнце, сравнительно богаты тяжелыми хим. элементами. Диапазон металличностей PC значительно уже, чем шаровых, являющихся объектами первого поколения. [12]
Страницы: 1