Цефеида

Cтраница 1

Метод тригонометрических параллаксов для измерения расстояний до ближайших звезд. [1]

Цефеиды особенно важны как индикаторы расстояний, поскольку обладают очень высокой светимостью, благодаря чему их можно наблюдать вплоть до расстояний D 2 Мпс. [2]

Цефеиды представляют особый интерес вследствие простой связи между их светимостью и периодом, определяемой весьма простыми методами. Сопоставление светимости ( абсолютной звездной величины) с видимой звездной величиной позволяет определять расстояние до звезды, а значит, и до звездных скоплений и систем, включающих эту звезду. Так установлены расстояния до ближайших галактик, а на основе этих данных выработаны косвенные методы определения расстояний во Вселенной. Цефеиды разделяются на два подтипа: коротконериодическис ( периоды от 0 07 до 1 3 сут. Миры Кита характеризуются периодами между 80 и 800 суток, большими амплитудами и сложными явлениями в протяженных атмосферах. [3]

Если цефеиды во всей Вселенной ведут себя так же, как и в Малом Магеллановом Облаке, то астрономы могли использовать данные вычисления для измерения расстояний, настолько больг ших, насколько цефеиды могут быть обнаружены с помощью лучших телескопов. Обнаружив две цефеиды с равными периодами, они могли бы предположить, что обе равны и в абсолютной величине. [4]

Определение модуля расстояния скопления а Персея совмещением его главной последовательности ( нижняя кривая. звездная величина - показатель цвета В - V с начальной главной последовательностью ( НГП, для которой звездные величины на диаграмме имеют сиысл абсолютных. Вверху указаны соответствующие показателю цвета спектральные классы. Штриховая линяя - часть начальной главной последовательности, отсутствующая на диаграмме для скопления а Персея. [5]

Большая светимость позволяет обнаруживать цефеиды в близких галактиках ( вплоть до расстояний в 5 - 7 Мпк); известные по цефеидам расстояния до этих галактик можно использовать для определения светимостей еще более дальнодействующих индикаторов расстояния - ярчайших сверхгигантов, шаровых скоплений и диаметров зон НИ. [6]

Рассчитанные амплитуды установившихся пуль-фаций цефеид и звезд типа RR Лиры согласуются с наблюдаемыми значениями. Для моделей звезд типа 6 Щита раскачивающий эффект зон ионизации при мшлитудах, близких к наблюдаемым, еще далек от насыщения, и предполагают, что ограничение амплитуды пульсаций этих звезд связано с взаимодействием разл. [7]

Кроме указанного способа использования цефеид и шаровых скоплений в качестве индикатора расстояний до галактик используют другие яркие объекты с более или менее уверенно известными абсолютными величинами. Такими объектами, например, являются ярчайшие видимые звезды, новые и сверхновые звезды. Эти размеры довольно постоянны и поэтому также могут служить индикаторами расстояния. [8]

Кривые изменения яркости новых звезд типа U Близнецов. [9]

Между новыми звездами и цефеидами существует промежуточный тип переменных звезд - повторные новые, которые вспыхивают несколько раз, иногда через несколько лет. [10]

Расположение точек, полученных из наблюдений цефеид, показывает замечательное согласие с наклоном теоретической пунктирной прямой. [11]

В таблице даны некоторые величины для типичных цефеид. [12]

Среди звезд на краю туманности Андромеды были цефеиды, с помощью которых удалось определить, что туманность расположена от нас на расстоянии почти 2 миллиона световых лет. [13]

Данные для характерных цефеид1. [14]

В таблице 1 даны некоторые величины для типичных цефеид. [15]

Страницы: 1 2 3 4