Альбада

Cтраница 1

Видоискатели фотоаппаратов везеркальиого типа. а - тата Альбада. б - то же с телескопической системой. в - телескопический с подсвеченной рамкой в отдельном окне. г - схема составной. [1]

Альбада ( 1869 - 1955 гг.) - голландский генерал и фотограф-любитель, автор ряда изобретений в фототехнике. [2]

Между вводными курсами ван Альбада и Дины ван Хиле, сколь бы неклассическими они ни были, есть существенное различие. Огромное количество материала у ван Альбада побуждает ребенка думать кинестетически, руками и глазами. Весьма характерно обилие элементов начертательной геометрии в этом курсе, - это, я думаю, важное открытие ван Альбада; если мы вообще хотим заниматься начертательной геометрией, то скорее следует делать это на первом году обучения геометрии, чем на предпоследнем или последнем1: ведь в начале изучения геометрии характерны конкретность и наглядность мышления. [3]

Согласно расчетам Мансбаха, темп образования двойных звезд в результате столкновения трех тел слишком мал, чтобы объяснить существование двойных в окрестностях Солнца. Ван Альбада рассматривал также движения двух точечных масс в среде с сопротивлением, обусловленным гравитационным взаимодействием звезд и межзвездного газа. Опять-таки при встрече может поглотиться очень немного энергии. Вследствие этого и второй вариант теории захвата чрезвычайно малоэффективен в процессе образования двойных. [4]

Среди двойных есть тесные пары, в которых компоненты почти соприкасаются ( расстояние между их центрами 10 - 2 а.е.), и широкие пары с большими полуосями орбит до 104 а.е. Системы с а 10 а.е. - это в основном спектрально-двойные или затменные двойные, а системы с а 101 а.е. - почти исключительно визуально-двойные. Двойные звезды со значениями больших полуосей в этом интервале пока редки. Кроме того, несмотря на мнргочисленные статистические исследования функций распределения различных физических параметров двойных, до сих пор не известно, можно ли считать, что все двойные имеют одинаковое происхождение или же для широких и тесных двойных следует искать разные пути образования. Например, как показали Блаау и ван Альбада, функция распределения по Igtf для звезд спектральных классов от О9 до В5 в ближайших звездных скоплениях свидетельствует о существовании двух групп двойных ранних спектральных классов: тесных и широких пар - и о дефиците двойных в интервале 10 а.е. а 102 а.е. Поскольку этот разрыв находится в области наибольшего влияния наблюдательной селекции, до сих пор не известно, насколько этот результат реален и не вызван ли он эффектом селекции. Напротив, более подробные исследования, которые охватывают широкий диапазон спектральных классов и классов светимости ( особенно работы Домманже и Хайнца) не дают оснований считать, что в распределении по Igar есть четкий пробел, и тем самым подтверждают гипотезу о едином происхождении всех двойных. Однако позднее Абт и Леви показали, что из статистического анализа двойственности 135 ярких звезд поля спектральных классов F3 - G2 ( классы светимости IV или V) вырисовывается совсем иная картина. Выясняется, что функция распределения двойных звезд с периодами меньше 100 суток пропорциональна кубическому корню из массы спутника, между тем как долгопериодические системы описываются функцией ван Рийна. Судя по этому результату, по-видимому, есть два различных класса двойных: 1) короткопериодические, возможно образовавшиеся в результате деления одиночной протозвезды, распавшейся из-за избытка начального момента количества движения, 2) долго-периодические, которые, возможно, представляют пары протозвезд, сжимавшихся отдельно, но связанных гравитацией. Ясно, что это чисто наблюдательная проблема, которая будет решена лишь по мере накопления Данных наблюдений. [7]

Страницы: 1