Цефеида

Cтраница 3

Таким образом, данные наблюдений, без сомнения, указывают на наличие значительных движений газа в фотосфере цефеид. Кроме того, наблюдениями установлено, что колебания блеска сопровождаются изменением их спектров и эффективных температур. Изменение температуры и радиуса фотосферы обусловливает изменение блеска. [31]

Ниже мы рассмотрим некоторые приложения к теории блеска и внутреннего строения звезд, к теории изменения блеска цефеид и к теории вспышек новых и сверхновых звезд. Изло - жим теперь некоторые основные данные об этих явлениях, известные из астрофизики. [32]

Таким образом, данные наблюдений, без сомнения, указывают на наличие значительных движений газа в фотосфере цефеид. Кроме того, в наблюдениях установлено, что колебания блеска сопровождаются изменением их спектров и эффективных температур. Изменение температуры и радиуса фотосферы обусловливает изменение блеска. [33]

В таких далеких туманностях, оставляющих на фотопластинке лишь смутный маленький след, обнаружить какие-либо индикаторы расстояний, не только цефеиды, но и более яркие звезды-сверхгиганты, новые звезды, шаровые и рассеянные скопления, уже совершенно невозможно. Приходилось опираться на видимые звездные величины самих туманностей, полагая, что их истинные светимости достаточно близки. Он вновь берется за проблему светимостей туманностей и двумя способами решает ее. Теперь для проверки закона Хаббла требовались лучевые, скорости все более удаленных туманностей. [34]

Выход на режим квазипериодических колебаний. Штриховыми линиями отмечены траектории наиболее сильных ударных волн, двигающихся к поверхности. k 3, а, ( 3 5. [35]

Не исключено, что процессами, подобными 1, а и 1, б, объясняется поведение некоторых переменных звезд и классических цефеид. [36]

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. [37]

Вложение в письмо - это копия нормальной кривой блеска, которая, сколь бы грубой она ни была, несомненным образом показывает характеристики цефеид... Медианная фотографическия величина, примерно 18 5W, нуждается в некоторой поправке за показатель цвета Сире, как максимум, предлагает 0 9W, хотя Ваша кривая период - цвет для Магеллановых Облаков указывает на большую величину. С сирсовским значением - медианная величина 17 6Ш, а тогда расстояние становится несколько более 300000 парсеков. [38]

При исследовании фотографий двух больших спиралей - Андромеды и туманности № 33 каталога Мессье - обнаружено 36 переменных звезд типа, известного под названием цефеид... Определение их периодов и использование связи между длиной периода и истинной светимостью сразу же дает средство для определения расстояния этих объектов. [39]

Однако при пульсациях такой связи между Ж и 5R может и не быть 1), что и может явиться причиной отсутствия равновесия - причиной пульсации цефеиды. [40]

Однако при пульсациях такой связи между SR и J может и не быть ]), что и может явиться причиной отсутствия равновесия - причиной пульсации цефеиды. [41]

Все эти указания не принимались, однако, астрономами всерьез до 1952 г., когда Бааде на очередной Генеральной Ассамблее Международного астрономического союза в Риме сообщил, что по его исследованиям цефеиды на 1 5 ярче, чем полагали, и это означает, что всю шкалу внегалактических расстояний надо примерно удвоить, так как вторичные индикаторы для более далеких расстояний калибровались по ближайшим галактикам. [42]

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. [43]

Маунт Паломар дает возможность различать отдельные звезды в галактиках, находящихся на расстояниях около 3 - Ю25 см. Один из методов измерения расстояний этого порядка величины основан на определении периода изменения яркости переменных звезд типа Цефеид. Температура звезды изменяется с таким же периодом, как и ее радиус, так что наблюдатель обнаруживает периодические изменения ее яркости. Были измерены периоды продолжительностью всего несколько часов. В нашей Галактике находится Цефеида с яркостью, в 2 - Ю4 раза большей яркости Солнца, и периодом изменения яркости 50 сут. [44]

Вызывает удивление, что тест число галактик - звездная величина ( и эквивалентное соотношение Л / ( 0) осО - 3) был применен к подсчетам спиральных и слабых туманностей так поздно - в 1926 г. Разумно предположить, что Хаббл попытался применить тест потому, что незадолго до этого, обнаружив в ближайших туманностях цефеиды, абсолютные звездные величины которых известны, он показал, что ярчайшие спиральные туманности - это состоящие из звезд галактики, подобные нашей Галактике. [45]

Страницы: 1 2 3 4