Daily Archives: 21.04.2013
Сверхновые звезды
Некоторые особые звезды неожиданно вспыхивают и угасают подобно новым звездам. Однако в максимуме блеска они бывают в сотни раз ярче: от —11 до —18 звездной величины. Их называют сверхновыми звездами. Скорость выброса газов из них тоже во много раз больше, чем у обычных новых звезд. Малая изученность сверхновых звезд объясняется тем, что после изобретения телескопа «поблизости» от нас не вспыхивала ни одна сверхновая звезда. Наблюдались только очень далекие сверхновые звезды, для которых, кроме изменения блеска вблизи максимума, ничего установить обычно нельзя.
Новые звезды
Название новые звезды сохранилось с древних времен за звездами, которые считались действительно новыми. Накопленные коллекции фотографий показали, что на самом деле так называемая новая звезда в действительности существовала и раньше, но внезапно вспыхнула, вследствие чего блеск ее за короткое время увеличился в десятки тысяч раз. После вспышки звезда постепенно возвращается к прежнему блеску. Амплитуда изменения блеска новых звезд от 7 до 14 звездных величин, т. е. блеск может изменяться до 400 000 раз.
Переменные звезды
Для наблюдателей на Земле изменения блеска в системах алголей вызваны периодическими затмениями звезд. Из точек пространства, откуда плоскость орбиты данного алголя видна под большим углом, никаких затмений и изменений блеска не видно. Но существует множество физических переменных звезд, у которых блеск меняется физически, реально — меняется сила света.
Алголи
Если луч нашего зрения лежит почти в плоскости орбиты спектрально-двойной звезды, то звезды такой пары будут поочередно загораживать друг друга. Во время затмений общий блеск пары, компонентов которой мы по отдельности не видим, будет ослабевать. В остальное же время в промежутках между затмениями он будет постоянным и тем дольше, чем короче длительность затмений и чем больше радиус орбиты. Если спутник большой и сам дает мало света, когда яркая звезда затмевает его, суммарный блеск системы будет уменьшаться мало.
Светимость звезд
Светимостью звезды L называется ее истинная сила света по сравнению с силой света Солнца.
Абсолютной звездной величиной М называется та видимая звездная величина, которую имела бы звезда, если бы находилась от нас на стандартном расстоянии D0 = 10 пс.
Цвет и яркость звезд
Звезды имеют разный блеск и цвет: белый, желтый, красный. Чем краснее звезда, тем она холоднее.
Наше Солнце относится к желтым звездам. Ярким звездам древние арабы дали собственные имена. Белые звезды: Вега в созвездии Лиры, Альтаир в созвездии Орла (они видны летом и осенью), Сириус — ярчайшая звезда неба; красные звезды: Бетельгейзе в созвездии Ориона и Альдебаран в созвездии Тельца (видны зимой), Антарес в созвездии Скорпиона (виден летом). Звезды кажутся расположенными на небесной сфере везде от нас одинаково далеко.
Визуально-двойные звезды
Массу — одну из важнейших физических характеристик звезд — можно определить только по ее воздействию на движение других тел. Такими другими телами являются спутники некоторых звезд, обращающихся с ними вокруг общего центра масс.
Cпектральный анализ
Методом, дающим ценные и наиболее разнообразные сведения о небесных светилах, является спектральный анализ. Он позволяет установить из анализа света качественный и количественный химический состав светила, его температуру, наличие и напряженность магнитного поля, скорость движения по лучу зрения и т. д.
Спектральный анализ основан на том, что сложный свет при переходе из одной среды в другую, например из воздуха в стекло, разлагается на составные части. Если пучок этого света пустить на боковую грань трехгранной призмы, то, преломляясь в стекле по-разному, составляющие белый свет лучи дадут на экране радужную полоску, называемую спектром. В спектре все цвета расположены всегда в определенном порядке.
Астрономия
Астрономия - наука, изучающая движение, строение и развитие небесных тел и их систем. Накопленные ею знания применяются для практических нужд человечества. Само слово «астрономия» происходит от греческих слов Астрон – светило и нОмос - закон
Туманности
В. Я. Струве более ста лет назад указал на существование межзвездного поглощения света. Окончательно оно было доказано только в 1930 г. Межзвездное поглощение света ослабляет свет звезд тем больше, чем они дальше от нас и тем сильнее, чем длина волны света короче. Поэтому далекие звезды кажутся желтее и даже краснее, чем они есть на самом деле. Такой эффект должна вызывать мелкая пыль, размеры частичек которой сравнимы с длиной световой волны.
