Кривая - блеск
Cтраница 2
Отмечено, что излучение высокотемпературной области из-за фронта ударной волны слабо влияет на горбы на кривых блеска в синих и желтых лучах. Их величина для слабой ударной волны определяется в основном волной сжатия, движущейся за ударным фройтом. [16]
Луны и планет, связанные с изменением вида небесного тела, освещенного Солнцем ( у Луны пск-рые фазы имеют свои названия: новолуние, первая четверть, полнолуние, последняя четверть), фазы в кривых блеска неременных звезд или кривых лучевых скоростей спектрально-двойных звезд; 3) фаз. [17]
Цефея эта амплитуда равняется 39 км / сек. Кривые блеска и кривые лучевых скоростей очень похожи друг на друга. [18]
Показана огибающая рентгеновской кривой блеска Her X-1, охватывающая полный 35-дневный цикл. В той части кривой блеска, которая представлена прерывистой линией, наблюдения были невозможны. [19]
 |
Кривые изменения яркости новых звезд типа U Близнецов. [20] |
Можно указать еще на так называемые карликовые новые звезды типа U Близнецов, повторяющие свои слабые вспышки - звезднЛ чихание - через одну-две недели. На рис. 130 представлена кривая блеска для таких звезд. [21]
Каждый год приносит Хабблу открытия сверхновых. Для нее Бааде строит кривую блеска, а Хью-масон изучает спектр. [22]
Сверхновая в другой галактике обладает достаточно большим блеском для того, чтобы быть различимой в течение нескольких месяцев. За это время и получают ее кривую блеска, а также фотографии спектра звезды. До 1965 г. обнаружено свыше сотни вспышек сверхновых, но лишь часть из них была охвачена наблюдениями более или менее полно. Заметим, кстати, что, сопоставив данные о числе замеченных вспышек с общим числом галактик, подвергавшихся исследованию, можно оценить частоту вспышек. [23]
Большом Магеллановом Облаке ( БМО), имеет кривую блеска ( рис. 3), отличную от указанных выше форм, и является представителем нового подтипа. [25]
Радиоактивная модель кривой блеска из-за распада S6Ni - S6Co - - 56Fe требует производства большого количества S6Ni в выброшенном веществе. Такое производство имеет место как в дефлаграционной, так и в детонационной модели, хотя последние описывают кривую блеска несколько хуже. [26]
Решение этой задачи позволяет определить хим. состав, структуру атмосферы, эффективную температуру звезд, величину межзвездного покраснения ( см. Межзвездное поглищенш ] и др. Построение кривых изменения со временем потока излучения ( кривых блеска) переменных звезд, галактик, квазаров и др. Анализ этих кривых позволяет вскрыть физ. [27]
Как оказалось, единственным индикатором существования волн охлаждения в оболочках сверхновых является постоянство во времени цветовой температуры. В свою очередь температура Г2 и болометрическая звездная величина очень сильно зависят от химического состава. Поэтому детальные исследования кривых блеска сверхновых и показателей их цвета на протяжении десятков дней совместно с привлечением теории волн охлаждения дают возможность оценивать массы оболочек, устанавливать их химический состав, а по особенностям кривых блеска и закон распределения плотности в оболочке. [29]
У сверхновых, относимых к I типу, блеск уменьшается без каких-либо колебаний, монотонно, и падение блеска занимает довольно большое время. За год после вспышки блеск звезды ослабевает в несколько сотен раз. У всех звезд этого типа кривые блеска почти в точности совпадают, тогда как новые звезды очень сильно отличаются друг от друга по деталям кривой блеска. Сверхновые II типа характеризуются большим разнообразием кривых блеска и быстрым падением блеска спустя приблизительно сто дней после максимума. [30]
Страницы: 1 2 3