|
|
| 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. |
|
| 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 - Образование химических элементов |
|
Распространенность в природе химических элементов, образовавшихся в результате сочетания протонов (Р) и нейтронов (N), согласно Фоулеру, Хойлу и Уагонеру В природе существует 92 химических элемента, от самого простого и легкого, водорода, до самого тяжелого и сложного, урана. Все, что существует, от неживых объектов до живых существ и небесных тел, состоит из 92 элементов, собранных в периодической системе элементов Д. И. Менделеева. Нет никаких свидетельств, что в каком-нибудь удаленном уголке космоса существуют элементы, отличающиеся от имеющихся на Земле. Происхождение химических элементов тесно связано с ядерными реакциями, шедшими в первые мгновения после Большого взрыва и идущими до сих пор в недрах звезд. |
|
| Астрофизика - Измерение расстояния в астрономии |
|
Простого метода измерения расстояния между небесными объектами не существует. Звезды, даже самые яркие из них, всегда воспринимаются на глаз как равноудаленные от нас светящие точки. Даже наимощнейшие телескопы не могут точно установить расстояние до них. Лишь начиная с первой половины 1980-х годов технический прогресс и аппаратура позволили измерить с приемлемой точностью расстояние до некоторых звезд. |
|
| Астрофизика - Звездная величина |
|
Физическая единица измерения светимости небесных объектов называется «звездной величиной».Первая попытка занести звезды в каталог на основе их светимости была сделана греческим астрономом Гиппархом Никейским во II веке до н. э., работу которого впоследствии продолжил Птолемей. Они разделили звезды на 6 классов. Самые яркие были названы звездами «первой звездной величины». Те, что послабее, второй и так далее — до звезд, еле видимых невооруженным глазом, которым была присвоена 6-я звездная величина. Термином «звездная величина» обозначают также светимость таких диффузных объектов, как туманности и галактики. В этом случае «звездная величина» берется в целом для всей поверхности объекта. |
|
|
|
