Понятия со словом «болометрический»
Болометрическая поправка (англ. Bolometric correction) — поправка, вносимая в абсолютную звёздную величину объекта для перевода визуальной величины в болометрическую. Для звёзд, излучающих большую часть энергии вне видимого диапазона, болометрическая поправка велика.
Связанные понятия
В фотометрии
нуль-пункт фотометрической системы определяется как отсчёт приёмника излучения, соответствующий нулевой видимой звёздной величине. Нуль-пункт используется для калибровки фотометрической системы по отношению к стандартной системе звёздных величин, поскольку принимаемый поток излучения различен для разных приёмников. Обычно Вегу используют в качестве объекта калибровки для определения нуль-пункта звёздных величин в отдельных полосах (U, B и V), хотя зачастую для большей точности используются...
Видимая звёздная величина (m) — мера яркости небесного тела (точнее, освещённости, создаваемой этим телом) с точки зрения земного наблюдателя. Обычно используют величину, скорректированную до значения, которое она имела бы при отсутствии атмосферы. Чем ярче объект, тем меньше его звёздная величина.
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.
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.
Поверхностная яркость или Видимая поверхностная яркость объекта — поток света от объекта в расчёте на единицу его поверхности, приходящий с единицы пространственного угла.
Сверхгига́нты — одни из самых массивных звёзд. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела расположены в верхней части. В Йеркской классификации сверхгигантам соответствуют классы Ia (яркие сверхгиганты) и Ib (менее яркие сверхгиганты). Обычно полная (болометрическая) абсолютная звёздная величина сверхгиганта находится между −5m и −12m. Особо яркие сверхгиганты, ярче −8m часто классифицируются как гипергиганты.
Источник сверхмягкого рентгеновского излучения (SuperSoft X-ray Sources (SSS или SSXS)) является астрономическим источником, который излучает энергию в диапазоне мягких рентгеновских лучей. Эти рентгеновские источники были исследованы в начале 90-х годов спутником "ROSAT". Они имеют очень мягкие спектры (90% фотонов имеют энергии меньше 0.5кэВ) и высокие светимости L=1038эрг/с. Эти источники были интерпретированы как тесные двойные системы с белым карликом и вторичной звездой спектрального класса...
Поток Крабовидной туманности — несистемная единица яркости рентгеновских объектов. Милликраб соответствует плотности потока энергии около 2,4⋅10−11 эрг·с−1·см−2 (2,4⋅10−14 Вт·м−2) в рентгеновском диапазоне 2-10 кэВ для «крабоподобного» энергетического спектра со степенной энергетической зависимостью I(E) = 10 E −1,05. Получила название от одного из ярчайших объектов на рентгеновском небе — Крабовидной туманности. Широко используется в рентгеновской астрономии благодаря тому, что является ярким источником...
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.
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...
Шепли 1 (Shapley 1, Sp 1, PLN 329+2.1) — кольцеобразная планетарная туманность в созвездии Наугольника; имеет видимую звёздную величину +12,6. При наблюдении с Земли имеет форму тора, что, возможно, вызвано перпендикулярностью луча зрения наблюдателя и орбиты центральной двойной звезды.Туманность была открыта в 1936 году Харлоу Шепли. Расстояние до туманности составляет около 4900 световых лет (по другим данным, расстояние составляет около 1000 св. лет), возраст оценивается в 8700 лет. Угловые размеры...
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.
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...
Оранжевый карлик — звезда главной последовательности спектрального класса K и класса светимости V. Это звёзды, занимающие промежуточное положение между красными карликами главной последовательности класса M и жёлтыми карликами класса G. Оранжевые карлики имеют массы от 0,5 до 0,8 солнечных масс и эффективную температуру 3900-5200 K.
Динамический параллакс — метод определения параллакса и расстояния до визуально-двойной звезды, использующий сведения о массах компонентов двойной звезды, радиус орбиты и период обращения звёзд по орбите.Для определения расстояния до визуально-двойной звезды необходимо измерить угловую величину большой полуоси орбиты звезд и видимую звёздную величину. Применяя третий закон Кеплера в обобщённом виде, согласно которому произведение полной массы двойной системы и квадрата орбитального периода пропорционально...
Функция масс двойных звёзд (англ. Binary mass function) — функция, создающая ограничения для массы ненаблюдаемого компонента (звезды или экзопланеты) в спектрально-двойных звёздах или планетных системах с одной линией. Значение определяется по наблюдаемым характеристикам: по орбитальному периоду двойной системы и пику лучевой скорости наблюдаемой звезды. Скорость одного компонента двойной и орбитальный период двойной системы предоставляют частичную информацию о расстоянии и гравитационном взаимодействии...
Рентге́новские двойны́е звёзды — класс двойных звёзд, ярких в рентгеновском диапазоне спектра излучения. Рентгеновское излучение создается веществом, падающим с одной звезды, называемой донором, на вторую, называемую аккретором и очень компактную, являющуюся нейтронной звездой или чёрной дырой. При падении вещества высвобождается гравитационная потенциальная энергия, эквивалентная нескольким десятым долям массы покоя, в форме рентгеновского излучения. Время жизни и темп переноса массы в рентгеновских...
Подробнее: Рентгеновская двойная звезда
Переменная звезда типа α² Гончих Псов — тип вращающихся переменных звёзд. Это звёзды главной последовательности спектральных классов B8p-A7p. Они обладают сильными магнитными полями, их атмосферы химически-пекулярны — в спектрах присутствуют аномально усиленные линии кремния, стронция, хрома и редкоземельных элементов. Интенсивности спектральных линий подобных звёзд меняются вместе с напряжённостью магнитного поля. Периодичность этих изменений совпадает как с периодом вращения звезды, так и с периодом...
Переменная туманность — отражательная туманность, подсвеченная переменной звездой и изменяющая яркость вслед за ней.
Этот
список космических телескопов (астрономических обсерваторий в космосе), сгруппированный по основным диапазонам частот : Гамма-излучение, Рентгеновское излучение, Ультрафиолетовое излучение, Видимое излучение, Инфракрасное излучение, Микроволновое излучение и Радиоизлучение. Телескопы, работающие в различных частотных диапазонах, включены во всех соответствующих разделах. Космические телескопы, которые собирают частицы, такие как ядра атомов или электроны, а также инструменты, направленные на...
Список ближайших ярких звёзд представлен в виде таблицы звёзд, обнаруженных в пределах 15 парсеков (48,9 световых лет) от Солнца и обладающих абсолютной звёздной величиной +8.5 или ярче, что соответствует звёздам более ярким, чем красный карлик. Прямое восхождение и склонение представлены на эпоху J2000. Оценки расстояния основаны на данных из каталога Hipparcos и других астрометрических данных. Если звезда является спектрально-двойной, то курсивом указывается суммарный спектральный класс и абсолютная...
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.
Барстер (англ. burster — бёрстер, от англ. burst — вспышка) — вспыхивающие галактические рентгеновские источники, представляющие собой аккрецирующие нейтронные звёзды с орбитальными периодами от нескольких часов до нескольких дней. Вспышки барстеров были открыты при помощи наблюдений спутника ANS. Возможно, что аналогичные вспышки были открыты ранее на спутнике Космос-428, однако из-за спорных результатов этого спутника (в том числе из-за того, что формально утверждалось, что вспышки на Космосе...
Переменные типа SX Феникса (SXPHE) — тип переменных звёзд, показывающих краткие периодические пульсации с переменной амплитудой изменения блеска, которая может достигать 0.7m на временных масштабах 0,03-0,08 дней (0,7-1,9 часа) . Они являются пульсирующими субкарликами сферической составляющей или старой составляющей диска Галактики спектральных классов А2-F5; y этих объектов может одновременно наблюдаться несколько периодов колебаний, как правило, от 0,04 до 0,08 дней. По сравнению с Солнцем, эти...
Переменные типа RS Гончих Псов (RS Canum Venaticorum, RS CVn) — эруптивные переменные звёзды. К этому типу относятся тесные двойные системы с эмиссией Н и К Ca II в спектре, компоненты которых обладают повышенной хромосферной активностью, вызывающей квазипериодическую переменность их блеска с периодом, близким к периоду обращения, и переменной амплитудой, обычно достигающей 0.2m.
Фундамента́льная пло́скость — множество двумерных корреляционных соотношений, связывающих некоторые свойства нормальных эллиптических галактик, такие как радиус, светимость, масса, дисперсия скоростей, металличность, поверхностная яркость, цвет, плотность (светимости, массы, фазовая плотность), и, в меньшей степени, вид радиальных профилей поверхностной яркости. Обычно фундаментальную плоскость выражают в виде соотношения между эффективным радиусом, средней поверхностной яркостью и центральной дисперсией...
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...
Фуоры — редкий тип нестационарных звёзд, находящихся на ранней стадии звёздной эволюции; назван по звезде FU Ориона (FU Ori). Блеск этой звезды в течение полугода (в 1936-1937 гг.) возрос от 16m до 10m и в последующие 40 лет ослабел всего лишь на 1,5m. Сейчас по распределению энергии в оптическом диапазоне FU Ориона близка к звезде спектрального класса F — G повышенной светимости, но состояние её до вспышки осталось неизвестным.
Астрофотометр — это исторический измерительный инструмент для фотометрического определения яркости небесного тела Карла Фридриха Цёлльнера. В нём сравнивается искусственная яркость звезды определённой величины с наблюдаемой звездой. При повороте фотометра, яркость может быть уменьшена до такой степени, что будет соответствовать яркости измеряемой звезды. На основании количества вращений определяется видимая звёздная величина. В отличие от визуальных астрофометров, современные звёздные электрофотометры...
Промежуточный поляр (также переходный поляр, переменная типа DQ Геркулеса) — один из видов катаклизмических переменных двойных звездных систем. В большинстве катаклизмических переменных, вещество от звезды-компаньона, лежащей на главной последовательности, истекает на белый карлик в виде аккреционного диска. Иногда роль компаньона может исполнять и другой объект — например, субгигант или красный гигант. В промежуточных полярах, аккреционный диск разрушается магнитным полем белого карлика. Истекающий...
Яркие гиганты — звезды, лежащие между гигантами и сверхгигантами. С одной стороны, эти звёзды обладают светимостью, сравнимой со светимостью сверхгигантов, но с другой стороны обычно недостаточно массивны, чтобы быть классифицированы как сверхгиганты. Масса ярких гигантов может не превышать несколько масс Солнца.
Подробнее: Яркий гигант
Красное смещение — сдвиг спектральных линий химических элементов в красную (длинноволновую) сторону. Это явление может быть выражением слабого диффузного рассеяния, эффекта Доплера или гравитационного красного смещения, или их комбинацией. Сдвиг спектральных линий в фиолетовую (коротковолновую) сторону называется синим смещением. Впервые сдвиг спектральных линий в спектрах небесных тел описал французский физик Ипполит Физо в 1848 году, и предложил для объяснения сдвига эффект Доплера, вызванный лучевой...
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...
Звёзды Хербига (Ae/Be) — молодые (возраст до 10 млн лет), ещё не вышедшие на главную последовательность звёзды спектрального класса A или B. Они имеют массу, превышающую солнечную от 2 до 8 раз. Наблюдаются в регионах звёздообразования, окружены газопылевыми облаками и имеют температуру поверхности от 3500 до 6000 K. Спектры этих звезд отличаются сильными эмиссионными линиями. В оптическом диапазоне они, в основном, состоят из линий бальмеровской серии водорода и ионизованного кальция. Звёзды данного...
Вершина ветви красных гигантов (англ. Tip of the red-giant branch, TRGB) — индикатор расстояния, связанный со светимостью ярчайших звёзд ветви красных гигантов галактики. Он использовался совместно с наблюдениями на телескопе «Хаббл» для определения относительных движений в Местной группе галактик в пределах Местного сверхскопления.
Микроквазары (рентгеновские двойные звезды) — это двойные звёздные системы, в которых остаток первой звезды, сжатый в тёмный компактный объект (такой как нейтронная звезда или чёрная дыра), гравитационно связан со второй обычной звездой, которая движется по тесной орбите вокруг первого компонента.
Крабови́дная тума́нность (M 1, NGC 1952, Taurus A) — газообразная туманность в созвездии Тельца, являющаяся остатком сверхновой SN 1054 и плерионом.
В 1995 году был обнаружен первый изолированный коричневый карлик Teide 1. Первый коричневый карлик, обращающий вокруг звезды, также был открыт в 1995 году, им стал Глизе 229B. А в 2004 году была найдена первая планета, обращающаяся вокруг коричневого карлика 2M1207.
Подробнее: Список коричневых карликов
Переменные звезды двойной периодичности (англ. double periodic variables, DPV) — тип затмевающихся двойных звезд, яркость которых меняется не только вследствие того, как одна звезда затмевает другую, а также с периодом, примерно в 33 раза дольше орбитального периода.
Спектрально-двойной — называют систему двойных звёзд, если двойственность обнаруживается при помощи спектральных наблюдений. Обычно это системы, у которых скорости компонентов достаточно велики, а расположены они настолько близко, что увидеть их раздельно с использованием современных телескопов невозможно. В результате орбитального движения звёзд вокруг центра масс одна из них приближается к нам, а другая от нас удаляется, их лучевые скорости (вдоль направления на наблюдателя) неодинаковы и, как...
Подробнее: Спектрально-двойные звёзды
Звёзды ти́па Ля́мбды Волопа́са — редкий тип пекулярных звёзд. Относятся к населению I, обычно имеют спектральный класс A (от поздних подклассов B до ранних F). Характеризуются слабыми линиями металлов, что указывает на недостаток тяжёлых элементов, и чрезвычайно медленным вращением. Составляют около 2 % объектов в своём диапазоне спектральных классов. На 2004 год было известно около 50 таких звёзд. У большинства из них наблюдается переменность типа δ Щита.
В физике, планковская частица — это гипотетическая элементарная частица, определенная как черная дыра, у которой комптоновская длина волны совпадает с радиусом Шварцшильда. Масса частицы равна (по определению) планковской массе, а комптоновская длина волны и радиус Шварцшильда равны (по определению) планковской длине.