Звездная величина

Cтраница 2

Первые точные определения звездных величин были проведены в 70 - 80 - х годах XIX в. [16]

Подсчеты объектов до определенной звездной величины давно использовались для изучения характера распределения объектов в пространстве. [17]

А выражается в звездных величинах. [18]

Абсолютной звездной величиной называется звездная величина, отнесенная к расстоянию 10 пс. [19]

Грасхоф принимает следующие значения звездных величин: больше 4 ( гр. [20]

В оптической астрономии понятие звездной величины было введено греческими астрономами, которые подразделяли звезды на шесть классов в зависимости от их блеска, воспринимаемого невооруженным глазом. [21]

Кривая блеска дает значение звездной величины звезды в любой момент. [22]

Для вывода теоретического соотношения между звездной величиной объекта и его красным смещением необходимо определить наблюдаемый поток от объекта. Последний будет зависеть от природы красного смещения. [23]

Зависимость период - светимость для цефеид. [24]

Внезапно увеличивающие блеск на 20 и более звездных величин и затем медленно ослабевающие. Спектр характеризуется очень широкими эмиссионными полосами. [25]

Видимый блеск звездных объектов измеряется в звездных величинах, выражаемых целыми числами, и определяется той освещенностью, которую создает звезда в месте наблюдения на площадке, перпендикулярной к ее лучам. Солнце является небесным телом в - 26 8 звездных величин. [26]

Характеристики инфракрасного излучения планет и Луны. [27]

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. [28]

Между тем, крайне важно изучать зависимость видимая звездная величина - красное смещение для объектов с красным смещением z больше единицы, так как при таких больших расстояниях начинают сказываться существенные факторы, характеризующие нашу Вселенную. Во-первых, важно, что при этом мы видим Вселенную в далеком прошлом, когда постоянная Хаббла была другой, ибо расширение тормозится тяготением вещества. Наблюдения объектов с большим z позволило бы определить замедление, а значит и вычислить среднюю плотность вещества во Вселенной, Во-вторых, на таких расстояниях сказываются уже рел ятивистские эффекты - изменение течения времени в сильных полях тяготения и искривленность пространства Вселенной. Как подчеркивал еще Хаббл, наблюдения в принципе позволяют определить эти эффекты. Однако они перепутаны с эффектами эволюции и разделить их - крайне сложная задача. Приходится с сожалением констатировать, что пока наблюдения далеких объектов не привели к сколько-нибудь определенным выводам и вся надежда на планируемые будущие исследования, к рассказу о которых мы переходим. [29]

Заметим, что наиболее яркие звезды имеют наименьшие звездные величины. [30]

Страницы: 1 2 3 4