Искать фразу "потемнение к краю" в Научной сети - AstroSearch |
Потемнение к краю
[физика космоса]
- зависимость интенсивности излучения, выходящего из атмосферы звезды, от направления. При термодинамическом равновесии, напр. в теплоизолированной замкнутой полости, интенсивность излучения описывается ф-лой Планка и не зависит от направления (см. Планка закон излучения). Реальные звёздные атмосферы далеки от термодинамич. равновесия, в частности потому, что атмосферы излучают и теряют с излучением энергию.
Атмосферы звезд
С. Б. Пикельнер, "Физика Космоса", 1986, 6 сентября 2002
Содержание: 1. Введение 2. Фотосферы звёзд 3. Механизмы поглощения и испускания в непрерывном спектре 4. Поглощение в звёздах различных спектральных классов (разных температур) 5. Наблюдаемые следствия теории 6. Линии поглощения в спектрах звёзд 7. Заключение 1. Введение Все, что мы знаем о звёздах, выводится гл. обр.
Бурлящее оранжевое Солнце
9.06.2010 | Астрономическая картинка дня
Даже в спокойном состоянии на Солнце постоянно что-то происходит. Хотя, находясь в глубоком минимуме своей активности на протяжении последних нескольких лет, Солнце было необычайно спокойным. Сегодняшняя картинка снята на прошлой неделе в цвете линии водорода H-альфа, а затем искусственно раскрашена в оранжевый цвет. На ней прекрасно видны мельчайшие детали кипящей поверхности нашей родной звезды.
Движущиеся оболочки звезд
В. В. Соболев (поступила 15 марта 2010)
Физические явления, протекающие в оболочках, выбрасываемых звездами, представляют громадный интерес для астрофизики. Эти явления интересны, прежде всего, сами по себе, ибо условия, осуществляющиеся в оболочках, отличаются крайним своеобразием. С другой стороны, - и это еще более важно, - изучение этих явлений позволяет глубже проникнуть в природу звезд.
Солнечные пятна
[физика космоса]
- темные образования на идске Солнца (см. также п .3 в ст. Солнце). Ослабление непрерывного излучения в пятнах по сравнению с солнечной фотосферой объясняется тем, что их темп-ра примерно на 1500 К ниже темп-ры фотосферы. Развитое пятно состоит из темного овала - т.н. тени пятна, окруженного более светлой волокнистой полутенью (рис. 1).
Солнце
М. А. Лившиц, "Физика Космоса", 1986, 16 сентября 2002
Солнце Содержание: 1. Введение 2. Солнце как звезда 3. Фотосферные явления 4. Хромосфера и корона 5. Магнитные поля и солнечная активность 6. Вспышки на Солнце и их воздействие на Землю 1. Введение Солнце - рядовая звезда нашей Галактики. Поэтому такие проблемы, как источники энергии С.
Бурление оранжевого Солнца
29.07.2003 | Астрономическая картинка дня
Даже на спокойном Солнце отмечается высокая активность. На снимке, полученном в линии спектра H-альфа, хорошо видны детали процессов, происходящих на поверхности нашего центрального светила. Постепенное уменьшение яркости к краю солнечного диска, называемое потемнением к краю, вызвано увеличением поглощения относительно холодного солнечного газа.
Искрящееся оранжевое Солнце
15.11.2011 | Астрономическая картинка дня
Поверхность Солнца становится очень оживлённой. Эта фотография была сделана на прошлой неделе. На Солнце видны многочисленные активные области, в том числе и самая большая за последнее время группа пятен — AR 1339, видимая в правой части картинки. Только в прошлом году Солнце вышло из необычно спокойного минимума своей активности, который длился несколько лет.
Гравитационное микролинзирование и проблема скрытой массы
А. М. Черепащук/СОЖ, Москва, 31 марта 2001
Свыше 90% массы Вселенной находится в скрытой, ненаблюдаемой форме. Обнаружить носителей этой скрытой массы можно по гравитационному микролинзированию, когда в результате искривления лучей света далекой звезды в гравитационном поле темного тела блеск звезды сильно возрастает. Число таких событий микролинзирования, которые удалось наблюдать, превышает 50.
Фотосфера
[физика космоса]
- слой атмосферы звезды, в к-ром формируется доходящий до нас непрерывный спектр оптич. излучения звезд. Оптическая толща этого слоя порядка неск. единиц, вследствие чего Ф. поглощает и переизлучает энергию, идущую из глубины звезды. Спектр. распределение излучаемой энергии (в случае если коэфф. поглощения слабо зависит от длины волны) прибл.