|
|
| Астрофизика - Межзвездное ослабление света |
|
Свет звезд, идущий к Земле, проходит области, в которых находятся газопылевые облака, где они частично поглощаются. Уменьшение в результате этого интенсивности звездного света называется «ослабление». В целом чрезвычайно трудно оценить ослабление светового потока, но главное здесь — использовать такие единицы измерения расстояния, как свечи нормальные. Кроме того, что с их помощью можно измерить звездную величину, важно, что эти измерения достоверны и не зависят от направления наблюдений. Если мы наблюдаем за объектом Галактики, измерить ослабление проще, потому что можно пренебречь газом и пылью, находящимися в Млечном Пути, который нам известен достаточно хорошо. Если же наблюдаемый объект находится в другой галактике, кроме того, что может произойти ослабление света во время его прохождения Млечного Пути, нужно еще иметь в виду и такую возможность, что часть его могла абсорбироваться при прохождении той галактики, откуда он идет, а это оценить значительно сложнее. |
|
| Астрофизика - Красное смещение |
|
 Вычисление скорости, с которой небесные объекты (звезды, галактики и т. д.) смещаются по отношению к Земле, производится с помощью спектроскопического измерения. Это предполагает анализ спектра излученного света и расшифровку полос эмиссии или абсорбции, связанных с наличием известных химических элементов с определенной длиной волны.Если источник излучения движется по отношению к наблюдателю, эффект Доплера изменяет длину волны испускаемого излучения: она становится больше (то есть смещается к красной части спектра), если источник удаляется, и наоборот, меньше (то есть смещается к синей части) при его приближении.В первом случае говорят о красном смещении, а во втором — о синем. Когда анализируется излучение очень далекого объекта, из-за расширения Вселенной почти всегда происходит смещение в сторону красного.Количественно красное смещение (которое обозначается буквой z выражается соотношением: z = Dl/lо, где Dl — смещение длины волны к определенной спектральной полосе, а l0 — длина волны самой полосы, наблюдаемой в лаборатории. |
|
|
|
