Переменные звезды

Часть быстрых частиц покидает туманность и может получить дальнейшее ускорение при движении в магнитном поле Галактики или при прохождении через атмосферы магнито-переменных звезд, о которых мы уже упоминали. Сейчас высказывается предположение, что частицы с наибольшими энергиями (10 эв) ускоряются в межгалактическом пространстве. Известную долю в космическом излучении, которое достигает атмосферы Земли, составляет корпускулярное излучение Солнца, особенно в период интенсивного протекания ядерных процессов на его поверхности. Мы приводили данные, показывающие, что во время вспышек на Солнце интенсивность космических лучей на Земле значительно увеличивается. [c.143]

Переменные звезды делятся на три, основных. класса пульсирующие, эруптивные и затменно-двойные. [c.981]

Пульсирующие переменные звезды. Ниже приведены характерные особенности пульсирующих переменных звезд. Перед названием класса стоит его условное обозначение, после названия.— число объектов, зарегистрированных на 1958 г. [c.981]

Новые звезды Переменные типа ЯУ Тельца Звезды классов Я, N Планетарные туманности Звезды класса 5 Белые карлики Долгопериодические переменные звезды [c.985]

Характеристики звезд. Астрономические наблюдения показывают,, что свойства звезд изменяются в очень широких пределах. Известные значения звездных масс различаются примерно в 100 раз, а температуры их поверхности, измеренные методом спектрального анализа,— в 25 раз. Абсолютные светимости, величины которых обусловлены только поверхностной температурой и плош адью, изменяются в пределах примерно от 10" до 10 от величины светимости Солнца. Несмотря на такое разнообразие свойств, звезды определенным образом классифицируют. В основной последовательности звезд, включающей Солнце, светимость является определенной функцией температуры поверхности. Эти звезды, вероятно, имеют одинаковую структуру и различаются только размерами. Более холодные звезды, светимость которых не соответствует главной последовательности, называются красными гигантами. Белые карлики характеризуются меньшими светимостями по сравнению со звездами главной последовательности при той же температуре поверхности и, следовательно, должны иметь меньшие размеры. Кроме этих типов звезд, известны еще переменные звезды, сверхгиганты, редкие сверхновые и т. д. [c.505]

Яркие водородные линии по большей части обнаруживаются у звезд, расположенных у обоих концов температурной последовательности более 95% известных звезд с яркими линиями находятся среди очень горячих звезд классов У, О и В или среди холодных звезд классов М, 5 и N. Условия при этих крайних температурах благоприятствуют либо существованию протяженной атмосферы, либо специальным типам возбуждения (зачастую связанным с переменностью звезд), которые вызывают излучение, наблюдаемое в интегральном свете звезды. В звездах промежуточной температуры, типов от А до К, яркие линии встречаются редко (мы пренебрегли здесь многочисленными наблюдающимися относительно слабыми максимумами в ядрах темных линий И и К у звезд типов О, К и М). Почти все исключения — такие, как Т Тельца и RV Тельца (звезды типов О и К) — являются переменными по блеску. Отметим, что звезды типа Т Тельца являются по абсолютному блеску очень слабыми, и те из них, которые относительно удалены от Земли, могут быть просто не обнару- [c.20]

Переменные звезды неизвестного тина пере [c.21]

Замечательно, что явление имеет место не при необычно большом максимуме блеска, а наоборот, при необычно слабом, т. е. при значении блеска, через которое переменная звезда проходит дважды при каждом нормальном максимуме. Подобный же низкий максимум имел место в 1937 г., но в это время полос АЮ на спектрограммах Джоя обнаружено не было. [c.56]

В спектрах долгопериодических переменных яркие линии Fe I появляются, отчетливо выделяясь в определенных фазах цикла блеска, и обнаруживают характерное поведение, которое не встречается ни у какого другого объекта. Более того, переменные звезды с большими периодами и большими колебаниями блеска обладают более интенсивными линиями. Таким образом, необычное поведение ярких линий имеет своим источником те же самые физические причины, которые вызывают и самую переменность. Огромный интерес представляли бы детальные исследования, поскольку можно надеяться, что они откроют доступ к пониманию этих загадочных низкотемпературных переменных. Даже при умеренной дисперсии (например, около [c.77]

Долгопериодические переменные звезды (при приближении к минимуму блеска) [c.79]

Долгопериодические переменные звезды. Красные звезды переменного блеска с периодом порядка одного года (150— 600 суток). Пределы изменения блеска очень велики и зачастую превышают 5 зв. величин. [c.188]

Затменно-переменные звезды — тесные двойные звезды, периодически затмевающие друг друга (в главном и вторичном минимумах блеска). [c.188]

Цефеиды. Пульсирующие периодические переменные звезды, прототипом которых служит о Цефея, с периодом 5,4 суток и колебаниями блеска на 0,8 зв. величины средний спектральный тип около F8. [c.191]

Яркие водородные линии в спектрах нескольких типов переменных звезд-карликов, включая также и замечательные вспыхивающие звезды, были описаны Джоем (N145)1, Р367). В спектрах многих постоянных или почти постоянных по блеску карликовых звезд типа М также наблюдаются яркие водородные линии (QЗ). [c.22]

Линия X 4227 А в излучении в звездных спектрах наблюдается редко. У большинства переменных звезд типа Т Тельца (Р190) и у небольшого числа аномальных звезд с линиями излучения линия X 4227 А наблюдается в излучении, но ее интенсивность мала, а иногда даже переменна. Асимметричное излучение внутри широкой линии поглощения было отмечено на спектрограммах долгопериодических переменных звезд R Льва Р319, рис. 3) и X Лебедя вблизи минимума блеска (АЮЗ). [c.65]

В спектрах тила F линии поглощения S I либо отсутствуют, либо чрезвычайно слабы. Они появляются в солнечном спектре, типа dGO, причем усиливаются в спектрах солнечных пятен. В спектрах типа К интенсивности линий примерно такие же, как и в солнечных пятнах, а в спектрах типа М несколько больше А51,60а, 61,62,65,66,68-, Р110, 272). Узкая яркая линия, очень близкая по положению к линии Sel (Я3907,48 А) мультиплета (8), была измерена в спектрах нескольких долгопериодических переменных звезд (Q2). Следует ожидать флуоресценцию, возбуждаемую линией излучения СаП (Р106). [c.69]

Линии поглощения Ti I, отсутствующие в спектрах типов О и В, постепенно усиливаются в типах А и F. В солнечном спектре, типа dGO, эти линии, в большей своей части имеющие умеренную интенсивность, очень многочисленны полное их число, идентифицированное к настоящему времени, равно 900. Интенсивности 98 линий из этого числа были тщательно измерены Клаасом BS ). Линии в инфракрасном солнечном спектре, полученном фотографически, были собраны Мур (AY1). Отмечается увеличение интенсивности линий Т11 в солнечных пятнах и звездах типа К и М за многочисленными примерами мы отсылаем к таблице длин волн (раздел А Библиографии) для всех спектров позднего типа. Кривые роста интенсивностей линий поглощения Ti I в спектрах а Волопаса, типа gKO, и 7 Дракона, типа gK5, были получены Райтом А64). Эквивалентная ширина нескольких типичных линий в спектрах долгопериодических переменных звезд недавно измерялась Баско.мбом и Меррилом (Р328). [c.70]

Многочисленные яркие линии ГеП систематически наблюдаются в спектрах переменных звезд типа Т Тельца (Р190). Они особенно интенсивны у 1 и Волка и 112 Тельца. [c.78]

А может присутствовать в спектрах переменных звезд типа Ме Р351). [c.80]

Четыре слабые линии излучения N11 были отмечены в спектрах переменных звезд типа Т Тельца (Р190). Около десяти линий появляются в спектрах долгопериодической переменной звезды R Андромеды (Р208) и X Лебедя около максимума блеска и сохраняются некоторое время даже при уменьшении последнего их поведение напоминает [c.82]

А 4172 А достигает средней силы. Линия А 4172 А систематически наблюдается в спектрах поглощения долгопериодических переменных звезд типов М и 3 (у4(55) при приближении к минимуму блеска она начинает появляться в излучении, начиная, возможно, светиться благодаря флуоресценции, вызываемой линией А 4033 А, испускаемой Мп I N142). [c.85]

Резонансная линия Зг I 4607,33 А) идентифицирована в спектральных типах, начиная с F0 и до конца спектральной последовательности, однако линии других элементов расположены столь близко, что данные, полученные с низкой дисперсией, следует считать сомнительными. И действительно, линия Sr I, возможно, нигде не выделяется, когда попадает в бленду, за исключением карликов позднего типа и очень холодных гигантов N147). Она наблюдается сильной в спектрах типа S Р265) и становится особенно выделяющейся у переменных звезд в период минимума Р20). В спектрах позднего типа М полосы ТЮ полностью перекрывают эту область спектра хотя линия Sr I вызывает нарушения правильной структуры полосы, однако оценка ее интенсивности должна быть проведена с осторожностью. Интенсивности шести линий Sr I в солнечном спектре были измерены Клаасом BS1). Необходимо большее число наблюдений над разными спектральными типами с высокой дисперсией. [c.88]

Последняя линия Ьа I — X 6249,92 А — очень слабо проявляется в спектрах солнечных пятен. Единственным другим наблюдением линий Ьа I в астрономических спектрах является, по-видимому, наблюдение Сэнфорда в спектрах переменных звезд типа N вблизи минимума блеска (N108). Сильнейшими линиями, наблюдавшимися им, были линии [c.98]

Горбацкий В. Г., К интерпретации спектра излучения долгопериодических переменных звезд, I, Астрон. ж. [c.123]

Вспыхиваюи ие звезды. Переменные звезды, у которых наблюдаются неожиданные вспышки блеска, продолжающиеся несколько минут или несколько часов. Аналогичное поведение обнаруживается на относительно небольших участках на поверхности Солнца это явление носит название солнечных вспышек. [Вспыхивающие звезды — это нестационарные звезды, внезапно меняющие свой блеск на 1—5 зв. величин в течение нескольких секунд или минут. Они являются карликами поздних типов М4,0е—М5,5е. В их спектрах имеются линии излучения и сильная непрерывная эмиссия в ультрафиолете неизвестной природы. Прототипы Ближайшая (Проксима) Центавра, Крюгер 60 В и др.] [c.188]

Переменные типа скоплений. Пульсирующие переменные звезды с периодом около 0,5 суток, типа часто встречаемого в шаровых скоплепиях звезд см. Пере.ченные звезды типа RR Лиры. [c.190]

Справочник химика 21

Химия и химическая технология