"Физика Космоса", 1986
|
- видимое изменение положения космич. тела (небесного светила) вследствие перемещения наблюдателя. П. может быть обусловлен перемещением наблюдателя в пространстве вследствие вращения Земли (суточный П.), обращения Земли вокруг Солнца (годичный П.) и движения Солнечной системы в Галактике (вековой П.). На основании измерений П. небесных светил или группы светил определяют расстояние до этих светил (см.
- скорость относит. движения двух тел, взаимно притягивающихся по закону всемирного тяготения, при к-рой движение происходит по параболич. орбите (см. Элементы орбиты). П.с. v п - наименьшая относит, скорость двух притягивающихся тел, когда в процессе...
E - интегральный поток излучения, падающий на одну сторону поверхности единичной площадки. Единицы О.: эрг/(см 2 с), Вт/м 2 ; светотехнич. единицей О. явл. люкс. Освещённость , создаваемая излучением в единичном интервале частот, определяется исходя из спектральной плотности потока излучения; измеряется в эрг/(см 2 с Гц) и Вт/(м 2 Гц). О.
- сброшенные при вспышке сверхновой звезды её внеш. слои, разлетающиеся в межзвёздную среду и сгребающие межзвёздный газ. Центральная область сверхновой звезды (ядро) коллапсирует, образуя нейтронную звезду (не исключены образование чёрной дыры или полный разлёт звезды; см. Гравитационный коллапс). Вызванная коллапсом ударная волна срывает внеш. слои звезды.
получил своё название по порядковому номеру в каталоге Сандьюлика и Стивенсона (Sanduleak N., Stephenson С. В.; США), содержащему звёзды с сильной эмиссионной линией Н . В "Общем каталоге переменных звёзд" он обозначен как V 1343 Орла. Это слабый галактич. звездообразный объект, испытывающий сильное покраснение за счёт межзвёздного поглощения света; его визуальная звёздная величина меняется прибл.
Атомы, молекулы, ионы, электроны и фотоны обладают определённым спином, т.е. внутренним (вращательным) моментом количества движения. Обычно состояние частиц в различных космич. объектах, напр. в атмосферах звёзд или в туманностях, характеризуют их концентрацией, распределением по скоростям, степенью ионизации, возбуждения и не рассматривают, как правило, их спиновое состояние.
1. Введение 2. Оптика телескопа 3. Механика телескопа 4. Башня телескопа 5. Перспективы развития оптических телескопов 1. Введение Наблюдения галактик, квазаров, нестационарных звёзд и звездоподобных объектов достигли такой стадии, когда получение нового высококачественного экспериментального материала возможно только с помощью крупных О. т. с диаметром зеркала свыше 2-3 м. Проницающая сила таких О. т.
- безразмерная величина, характеризующая степень непрозрачности среды для проходящего сквозь неё излучения. Обычно О. т. определяется по отношению к конкретному процессу взаимодействия излучения с веществом (напр., О. т. по томсоновскому рассеянию, О. т. по тормозному поглощению). О. т.
1. Введение 2. Фотометрические методы 3. Спектральные методы 4. Интерференционные методы 5. Приёмники изображения 6. Заключение 1. Введение Оптическая астрономия - самый старый раздел астрономии, изучающий различными физическими методами эл.-магн. излучение небесных объектов в диапазоне длин волн от 0,3 до 10 мкм (оптич. окно прозрачности земной атмосферы). При работе оптич.
- условная атмосфера, плотность и температура к-рой постоянны по всей толщине и соответствуют плотности и темп-ре атмосферы у поверхности планеты. О. а. эквивалентна по массе реальной атмосфере, поэтому высота О. а. H 0 в виде вспомогат. константы входит во многие расчётные ф-лы. |
|
