Понятия со словом «блеск»
Глянец (блеск) — характеристика свойства поверхности, отражающей свет, показывающая соотношение между интенсивностями света, зеркально отражённого от поверхности, и диффузного света.
Связанные понятия
Внеземные небеса ― вид космоса с поверхности космического тела, отличного от Земли. Этот вид может отличаться от наблюдаемого с поверхности Земли — по многим причинам. Важнейшим фактором является атмосфера космического тела или её отсутствие. Цвет неба зависит от плотности и химического состава атмосферы. Облака могут присутствовать или отсутствовать, могут отличаться по цвету. Другими факторами могут быть астрономические объекты, видимые с поверхности, такие как звёзды, спутники, планеты и кольца...
Показатель цвета (в астрономии) — разность звёздных величин астрономического объекта, измеренных в двух спектральных диапазонах.
Оболочечная звезда (звезда с (протяжённой) оболочкой) — звезда, спектр которой указывает на то, что её по экватору окружает газовый диск. Оболочки вокруг звезды до сих пор считаются не вполне объяснёнными, хотя частично их возникновение объясняется быстрым вращением. Оболочечные звёзды имеют спектральный класс от O7,5 до F5, но в их спектрах чрезвычайно широки линии поглощения за счёт наличия диска и быстрого вращения. Скорость вращения на экваторе достигает 200—250 км/с, и недалека от той, при которой...
Жёлтый сверхгигант — сверхгигант, принадлежащий к спектральным классам F или G. Масса таких звёзд обычно составляет 15-20 солнечных.
Повторные новые — класс новых звёзд, у которых наблюдаются мощные вспышки c интервалом в несколько десятков лет. При этих вспышках звезда становится ярче в среднем на 10 величин.
Звёздная величина́ (блеск) — безразмерная числовая характеристика яркости объекта, обозначаемая буквой m (от лат. magnitudo «величина, размер»). Обычно понятие применяется к небесным светилам. Звёздная величина характеризует поток энергии от рассматриваемого светила (энергию всех фотонов в секунду) на единицу площади. Таким образом, видимая звёздная величина зависит и от физических характеристик самого объекта (то есть светимости), и от расстояния до него. Чем меньше значение звёздной величины, тем...
Затменные переменные
типа Алголя (EA) являются разновидностью затменных двойных звёзд.
Затме́нные звёзды (затме́нные переме́нные, затме́нные двойны́е, фотометри́ческие двойны́е) — звездные системы, в которых наблюдается периодическое изменение блеска вследствие затмений одной звезды другой.
Голубо́й гига́нт — звезда спектрального класса O или B. Голубые гиганты — молодые горячие массивные звёзды, которые на диаграмме Герцшпрунга — Рассела размещаются в области главной последовательности. Массы голубых гигантов достигают 10—20 масс Солнца, а светимость в тысячи и десятки тысяч раз превышает солнечную.
Отражательная туманность — туманность (газово-пылевое облако), подсвечиваемая звездой. Если звезда (звёзды) находится в межзвёздном облаке или рядом с ним, но недостаточно горяча (горячи), чтобы ионизовать вокруг себя значительное количество межзвёздного водорода, то основным источником оптического излучения туманности оказывается свет звёзд, рассеиваемый межзвёздной пылью.
В списке приведены самые яркие звёзды, наблюдаемые с Земли, в оптическом диапазоне по видимой звёздной величине. Для кратных звёзд приведена суммарная звёздная величина.
Подробнее: Список самых ярких звёзд
Абсолютная звёздная величина — физическая величина, характеризующая светимость астрономического объекта. Для разных типов объектов используются разные определения абсолютной величины.
Избыток инфракрасного излучения —это измеренный параметр астрономического источника, который по своему спектральному распределению энергии имеет больший измеренный поток инфракрасного излучения, чем ожидалось, в предположении, что звезда излучает, как абсолютно черное тело. Слева можно увидеть спектральное распределение энергии белого карлика G29-38. На длинах волн более 2 мкм обнаруженное излучение сильнее ожидаемого по экстраполированному видимому спектру белого карлика и виден избыток инфракрасного...
Гипергига́нт — звезда огромной массы и размеров, имеющая на диаграмме Герцшпрунга — Рассела класс светимости 0. Гипергиганты определяются как самые мощные, самые тяжёлые, самые яркие и одновременно самые редкие и короткоживущие сверхгиганты. Обычно гипергигантами считаются сверхгиганты ярче −8m. KY Лебедя является примером пограничной звезды; объект с меньшей светимостью уже не будет классифицироваться как гипергигант.
Диффузная (светлая) туманность — в астрономии, общий термин, используемый для обозначения излучающих свет туманностей. Три типа диффузных туманностей — это отражательная туманность, эмиссионная туманность и остатки сверхновой. Диффузным туманностям противопоставляют недиффузные тёмные туманности, то есть туманности, молекулы которых сильно рассредоточены.
Синоди́ческий пери́од обраще́ния (от греч. σύνοδος — соединение) — промежуток времени между двумя последовательными соединениями Луны или какой-нибудь планеты Солнечной системы с Солнцем при наблюдении за ними с Земли. При этом соединения планет с Солнцем должны происходить в фиксированном линейном порядке, что существенно для внутренних планет: например, это будут последовательные верхние соединения, когда планета проходит за Солнцем.
Переменные типа BY Дракона — переменные звёзды главной последовательности поздних спектральных классов, обычно K или M. Прототипом данной категории звёзд является BY Дракона. Вариации их блеска возникают из-за вращения, поскольку на их поверхности находятся пятна, аналогичные солнечным, но занимающие намного бо́льшую площадь, а также из-за хромосферной активности. Амплитуда яркости обычно не превышает 0,5 звёздной величины, а характерная продолжительность циклов равна периоду вращения звезды (от...
Спектра́льная ли́ния поглоще́ния или тёмная спектра́льная ли́ния — особенность спектра, заключающаяся в понижении интенсивности излучения вблизи некоторой энергии.
Симбиотические переменные типа Z Андромеды (Z And, ZAND) — тип симбиотических звёзд (которые, в свою очередь, являются одним из видов катаклизмических переменных), состоящих из тесной двойной системы, в которой горячая звезда ионизирует часть протяженной газовой оболочки, и холодного спутника позднего спектрального класса (M, R, N, или S). Комбинированный спектр системы показывает суперпозицию спектральных линий поглощения и излучения вместе с нерегулярной изменчивостью (до 4m звёздных величин в...
Пекуля́рные звёзды (от английского слова peculiar — необычный, особенный), отличаются от обычных звёзд того же спектрального класса некоторыми существенными особенностями в спектрах, а иногда и другими свойствами (например, сильных и переменных магнитных полей). Причины — аномалии химического состава, наличие сильного магнитного поля и т. д.
Подробнее: Пекулярная звезда
Цефеи́ды — класс пульсирующих переменных звёзд с довольно точной зависимостью период—светимость, названный в честь звезды δ Цефея. Одной из наиболее известных цефеид является Полярная звезда. Для астрономов цефеиды являются своего рода маяками, благодаря зависимости период—светимость, цефеиды используются как эталоны светимости при определении расстояний до удалённых объектов.
Яркие голубые переменные (ЯГП; англ. Luminous blue variables, LBV), также известные как переменные типа S Золотой Рыбы (англ. S Doradus variables, SDOR) — очень яркие голубые пульсирующие гипергиганты, названные по звезде S Золотой Рыбы (S Dor) в Большом Магеллановом Облаке. Они показывают неправильные (иногда циклические) изменения блеска с амплитудой от 1m до 7m. Обычно, это самые яркие голубые звезды галактик, в которых они наблюдаются. Как правило, связаны с диффузными туманностями и окружены...
Подробнее: Яркая голубая переменная
Переменные звезды
типа β (бета) Лиры (EB) являются одним из подтипов класса двойных звёзд. Общий блеск двух звёзд является переменным, поскольку они обращаются вокруг общего центра масс в близкой к лучу зрения земного наблюдателя плоскости.
Хромосфера (от др.-греч. χρομα — цвет; σφαίρα — шар, сфера) — внешняя оболочка Солнца и других звёзд толщиной около 10 000 км, окружающая фотосферу.
Тонкий диск (англ. Thin disk) — компонент структуры некоторых типов галактик. Предполагается, что тонкий диск Млечного Пути в вертикальном направлении простирается до 350 пк (1100 св. лет) и содержит около 85% звёзд в плоскости галактики. Тонкий диск отличается от толстого диска, поскольку последний состоит в основном из более старых звёзд, образовавшихся на более ранних стадиях формирования галактики. Звёзды тонкого диска, в свою очередь, образуются при аккреции газа на поздних стадиях формирования...
Пульсирующие белые карлики — один из типов пульсирующих переменных звёзд. Светимость этих белых карликов меняется из-за их нерадиальных пульсаций, вызванных волнами гравитации (gravity wave) (не гравитационными волнами!). У этих звёзд наблюдаются небольшие (1 % — 30 %) изменения светимости, которые получаются в результате наложения нескольких колебаний с периодами от сотен до тысяч секунд. Эти пульсации представляют интерес для астросейсмологии и дают информацию о внутреннем устройстве белых карликов...
Подробнее: Пульсирующий белый карлик
Тройная туманность (M 20, NGC 6514, Трёхраздельная туманность, англ. Trifid Nebula) — трёхдольная диффузная туманность в созвездии Стрельца. Название туманности предложено Уильямом Гершелем и означает «разделённая на три лепестка».
Субкарлики, ранее отмечавшиеся sd (например, sdM5e) — звёзды, класс светимости которых присваивается VI, согласно Йеркской классификации. Это звёзды со светимостью на 1,5-2 звёздных величины тусклее звёзд главной последовательности того же спектрального класса. На диаграмме Герцшпрунга — Рессела субкарлики расположены ниже главной последовательности.
Голубые отставшие звёзды, или «голубые приблудные» звёзды (англ. Blue stragglers) — звёзды в шаровых звёздных скоплениях, которые горячее обычных звёзд, и их спектры значительно больше смещены в синюю область, чем у остальных звёзд скопления, имеющих ту же светимость. На основании этого признака они выделяются из остальных звёзд диаграммы Герцшпрунга — Рассела для данного скопления. Своим появлением голубые отставшие звёзды нарушают стандартные теории звездной эволюции, по которым все звезды, образовавшиеся...
Тёмная тума́нность — тип межзвёздного облака, настолько плотного, что оно поглощает видимый свет, исходящий от эмиссионных или отражательных туманностей (как, например, туманность Конская Голова) или звёзд (например, туманность Угольный Мешок), находящихся позади неё.
Большими (или великими) кометами (англ. Great comets) называют кометы, которые становятся особенно яркими и заметными для земного наблюдателя. В среднем, большая комета появляется раз в десятилетие.
Подробнее: Большая комета
Вспыхивающие звёзды или звёзды типа UV Кита — переменные звёзды, резко и непериодически увеличивающие свою светимость в несколько раз во всём диапазоне от радиоволн до рентгеновского излучения.
Подробнее: Вспыхивающая звезда
Светово́е э́хо — феномен, наблюдаемый в астрономии. По аналогии со звуковым эхо, световое эхо возникает при внезапной вспышке света (например, при вспышках новых), когда свет отражается от объектов вне источника и прибывает к наблюдателю через некоторое время после первоначальной вспышки. Из-за особенностей геометрии явления световое эхо может порождать иллюзию, что свет приходит к наблюдателю со сверхсветовой скоростью.
Фраунго́феровы ли́нии — линии поглощения, видимые на фоне непрерывного спектра звёзд. Были открыты в 1802 году английским физиком и химиком Уильямом Волластоном и исследованы и подробно описаны немецким физиком Йозефом Фраунгофером в 1814 году при спектроскопических наблюдениях Солнца. Фраунгофер выделил и обозначил свыше 570 линий, причём сильные линии получили буквенные обозначения от A до K, а более слабые были обозначены оставшимися буквами. В настоящее время астрономы выделяют в спектре Солнца...
Подробнее: Фраунгоферова линия
Неправильные переменные звёзды — разновидность переменных звёзд, чьи вариации яркости изменяются по непериодическому закону. Существует 2 типа неправильных переменных: эруптивные и пульсирующие.
Подробнее: Неправильная переменная звезда
Карликовая неправильная галактика (dI) — астрономический термин, характеризующий разновидность карликовых галактик, отличающуюся большим разнообразием форм. По видимому, dI-галактики являются эквивалентом обычных неправильных галактик в области карликовых галактик. Как правило, dI-галактики очень неоднородны по яркости и не обладают заметным ядром. Отличительной особенностью от dE-галактик является наличие мощных областей звездообразования, содержащих яркие молодые звёзды, и большое количество межзвездного...
Фотометрическая система в астрономии — набор спектральных полос с хорошо определённой зависимостью чувствительности от длины волны. Чувствительность зависит от используемых оптических систем, детекторов и фильтров. Для каждой фотометрической системы определен набор первичных фотометрических стандартов — звёзд с «точно» известной звездной величиной в каждой полосе.
Медленные неправильные переменные — переменные звезды, изменения блеска которых лишены каких-либо признаков периодичности или же периодичность выражена слабо, наступая лишь временами. Отнесение переменных к этому типу, зачастую обусловлено лишь недостаточной изученностью этих объектов. Многие из них могут оказаться полуправильными переменными или переменными других типов.
Подробнее: Медленная неправильная переменная
Субзвёздный объект (англ. Substellar object), субзвезда — астрономический объект, масса которого меньше минимальной необходимой для поддержания ядерных реакций горения водорода (примерно 0,08 массы Солнца). Это определение включает коричневые карлики и звёзды типа EF Эридана B, а также может включать объекты планетной массы вне зависимости от механизма их образования и связи с главной звездой.Если предположить, что субзвёздный объект имеет аналогичный солнечному состав и по крайней мере массу Юпитера...
Угловой размер (иногда также угол зрения) — это угол между прямыми линиями, соединяющими диаметрально противоположные крайние точки измеряемого (наблюдаемого) объекта и глаз наблюдателя.
Поля́ры (также переменные типа AM Геркулеса, AM Her) (мужской род, ед. число поляр) являются одним из видов катаклизмических переменных в двойной звездной системе с очень сильным магнитным полем. Двойные состоят из карлика спектрального класса dK-dM и горячего компактного объекта с сильным магнитным полем (М). Обычно амплитуда изменения блеска порядка 1m, но средний блеск при облучении главного компонента рентгеновским излучением может возрастать на 3m. Полная амплитуда изменения блеска может достигать...
Остаточный диск (англ. debris disk) — околозвёздный диск из пыли и обломков на орбите вокруг звезды. Такие диски могут являться фазой в формировании планетной системы, следующей за фазой протопланетного диска. По другой версии, они создаются и поддерживаются остатками столкновений между планетезималями.
Балдж (от англ. bulge — «вздутие») — центральный яркий эллипсоидальный компонент спиральных и линзообразных галактик. Размер его колеблется от сотен парсек до нескольких килопарсек. Балдж галактики состоит в основном из старых звёзд, движущихся по вытянутым орбитам; типичное население балджа — красные гиганты, красные карлики, сверхновые типа II, переменные типа RR Лиры, шаровые скопления. Составляет внутреннюю, наиболее плотную часть сферической подсистемы галактики. В центре нередко содержится...
Га́зовые гига́нты — планеты, состоящие в значительной мере из водорода, гелия, аммиака, метана и других газов. Планеты этого типа имеют небольшую плотность, краткий период суточного вращения и, следовательно, значительное сжатие у полюсов; их видимые поверхности хорошо отражают, или, иначе говоря, рассеивают солнечные лучи.
Переменные типа RR Лиры — тип радиально пульсирующих переменных звёзд, гигантов спектральных классов А — F, лежащих на горизонтальной ветви диаграммы Герцшпрунга — Рассела, с периодами, заключёнными в пределах от 0,2 до 1,2 дня, и амплитудами изменения блеска от 0,2m до 2m. Прототипом этих переменных стала RR Лиры.
Толстый диск (англ. Thick disk) — компонент структуры около 2/3 дисковых галактик, включая Млечный Путь. Впервые был обнаружен у внешних галактик, видимых с ребра. Вскоре после данного открытия в 1983 в статье Гилмора и Рида было выдвинуто предположение о существовании аналогичной отдельной структуры в Млечном Пути, отличающейся от тонкого диска и гало. Считается, что в интервале высот между 1 и 5 кпк (3,3 и 16,3 тыс. св. лет) над плоскостью Галактики по концентрации звёзд доминирует толстый диск...