Света нет в Крыму, но есть в Новороссии #2735

Очередное дно пробито. Не удивительно, почему пидорахи нарушают границы

>>12143845
>>12143832

Пидораха, почему ваши новейшие су-34 летают с туристическим не очень точным гармином, который к тому же привязан резиночкой?

>>12143972
>Старые картинки
>Сентябрь
>Старые
Ясно, эта пидораха обезумела

>>12144006
>в вм
А в психушке что сказали?

>>12144027
Что ты несёшь, полоумная свинья?

>>12144018
>>12144066
Хрюкните, Ванюши

Кори́чневые или бу́рые ка́рлики («субзвёзды» или «химические звёзды») — субзвёздные объекты (с массами в диапазоне от 0,012[1][2] до 0,0767[3][4] массы Солнца, или, соответственно, от 12,57 до 80,35 массыЮпитера). Так же как и в звёздах, в них идут термоядерные реакцииядерного синтеза на ядрах лёгких элементов (дейтерия, лития, бериллия,бора), но, в отличие от звёзд главной последовательности, вклад в тепловыделение таких звёзд ядерной реакции слияния ядер водорода(протонов) незначителен, и, после исчерпания запасов ядер лёгких элементов, термоядерные реакции в их недрах прекращаются, после чего они относительно быстро остывают, превращаясь в планетоподобные объекты, то есть такие звёзды никогда не находятся на главной последовательности Герцшпрунга — Рассела[5][6]. В коричневых карликах, в отличие от звёзд главной последовательности, также отсутствуютшаровые слои лучистого переноса энергии — теплоперенос в них осуществляется только за счёт турбулентной конвекции, что обуславливает однородность их химического состава по глубине.

Содержание

ИсторияТеорияРазличия между тяжёлыми коричневыми карликами и лёгкими звёздамиРазличия между малыми коричневыми карликами и большими планетамиПроисхождениеПрактикаТехнологии наблюденияОсновные вехиПоследние достиженияСпектральные классы коричневых карликовСпектральный класс MСпектральный класс LСпектральный класс TСпектральный класс YСамые известные коричневые карликиНекоторые упоминания звёзд — коричневых карликов в литературе и искусствеСм. такжеПримечанияСсылкиИсторияДеталиЗвёзды

ИсторияПравить

Коричневые карлики были первоначально названы чёрными карликами, и классифицировались как тёмные субзвёздные объекты, свободно плавающие в космическом пространстве и имеющие слишком малую массу, чтобы поддерживать стабильную термоядерную реакцию. В настоящее время понятие чёрный карлик имеет совсем другое значение.

В ранних моделях строения звёзд считалось, что для протекания термоядерных реакций масса звезды должна быть хотя бы в 80 раз больше массы Юпитера (или 0,08 массы Солнца). Гипотеза о существовании плотных звездоподобных объектов с массой меньше указанной (коричневые карлики) была выдвинута в начале 1960-х годов. Считалось, что образование их протекает во многом подобно образованию обычных звёзд, но обнаружить их очень сложно, так как они практически не испускают видимого света. Наиболее сильное излучение коричневых карликов наблюдается в инфракрасном диапазоне.

Но на протяжении нескольких десятилетий наземные телескопы, работающие в этом диапазоне, имели слишком низкую чувствительность и поэтому были неспособны обнаружить коричневые карлики. Позднее было выдвинуто предположение, что в зависимости от компонентов, участвующих в формировании звезды, критическая масса, необходимая для протекания такого же, как и в обычной звезде, термоядерного синтеза гелия с участием водорода, составляет 75 масс Юпитера. Субзвёздные объекты, достаточно быстро сформировавшиеся сжатием туманности, могут иметь массу меньше 13 масс Юпитера. В них вообще исключено протекание каких-либо термоядерных реакций.

С 1995 года, когда было впервые подтверждено существование коричневого карлика, было найдено более сотни подобных объектов. Считается, что они составляют большинство космических объектов вМлечном Пути. Самые близкие из них к Земле — два карлика в системеЛуман 16, находящиеся на расстоянии 6,5 световых лет от Солнца в созвездии Паруса, одиночный карлик WISE 1506+7027 в созвездии Малая Медведица (11,1 св. лет), обращающиеся друг вокруг друга компоненты B и C в тройной системе ε Индейца (12 св. лет), коричневый карлик в двойной системе SCR 1845-6357 в созвездии Павлина (12,6 св. лет) иUGPS 0722-05 в созвездии Единорога (13,4 св. лет).

В 2006 году, при наблюдении за зоной интенсивного звёздообразования в Туманности Ориона, впервые удалось непосредственно измерить массы двух коричневых карликов в затменно-переменной двойной системе Гевелий 240, которые оказались равны 5,5 % и 3,5 % от массы Солнца[7

Большой разрыв (англ. Big Rip) — космологическая гипотеза о судьбеВселенной, предсказывающая развал (разрыв) всей материи за конечное время.

Содержание

ОписаниеЭкспериментальные данныеСм. такжеПримечанияСсылки

ОписаниеПравить

Справедливость этой гипотезы сильно зависит от природы тёмной энергии, а именно, от параметра , равного отношению давления темной энергии к её плотности (см. уравнение состояния). Если  < −1, то Вселенная будет ускоренно расширяться, и величина масштабного фактора станет равной бесконечности за конечное время.

Если гипотеза «Большого разрыва» верна, то, по мере увеличения скорости расширения, расстояние до горизонта событий, — то есть той части Вселенной, которая удаляется от наблюдателя со скоростью света — будет уменьшаться. Все, что находится за горизонтом, недоступно наблюдению, потому что скорость света является пределом для любых взаимодействий. Объект, расположенный в центре наблюдаемой вселенной, не взаимодействует ни с чем, находящимся за горизонтом. Если размер горизонта событий становится меньше размеров какого-либо объекта, то между частями этого объекта невозможны никакие взаимодействия — ни гравитационное, ниэлектромагнитное, ни сильное или слабое.

Авторы этой гипотезы вычислили оставшееся время до конца существования Вселенной такой, какой мы её знаем.



где  — отношение давления темной энергии к её плотности, H0 —постоянная Хаббла, Ωm — текущее значение плотности всей материи во Вселенной.

В своей работе авторы рассмотрели следующий пример:

 = −1,5,H0 = 70 (км/с)/Мпк,Ωm = 0,3.

И в этом случае конец Вселенной (Большой разрыв) наступит приблизительно через 22 млрд лет[1].

За миллиард лет до Большого разрыва распадутся скопления галактик.Примерно за 60 млн лет до Большого разрыва гравитация станет слишком слабой, чтобы удерживать галактики. Распадётся и наша галактика.За 3 месяца до Большого разрыва Солнечная система станет гравитационно несвязанной.За 30 минут до Большого разрыва разрушится Земля.За 10−9 с (1 нс) до Большого разрыва разрушатся атомы.

Все эти значения, разумеется, относятся к объектам, которые будут существовать к тому времени вместо нашей галактики, Солнечной системы и Земли соответственно.

В этот момент, как и в момент Большого взрыва, перестают работать известные нам законы физики и дальнейшую судьбу Вселенной предсказать невозможно.

На сегодняшний день неизвестно, обладает ли тёмная энергия такими свойствами, при которых может реализоваться этот сценарий.

Экспериментальные данныеПравить

Большое сжатие



Большое сжатие



Уменьшение Вселенной при большом сжатии

В космологии, Большое сжатие — один из возможных сценариевбудущего Вселенной, в котором расширение Вселенной со временем меняется на сжатие, и Вселенная коллапсирует, в конце концов схлопываясь в сингулярность.

Содержание

ОбзорСм. такжеПримечания

ОбзорПравить

Если Вселенная конечна в пространстве, и скорость расширения не превышает скорость убегания, то совместное гравитационноепритяжение всей её материи в конце концов остановит расширение Вселенной и заставит её сжиматься. Вследствие возрастания энтропиикартина сжатия будет сильно отличаться от обращённого во времени расширения. В то время как ранняя Вселенная была очень однородной, сжимающаяся Вселенная будет разбиваться на отдельные изолированные группы. В конце концов, вся материя коллапсирует вчёрные дыры, которые затем будут срастаться, создавая в результате единую чёрную дыру — сингулярность Большого сжатия.

Постоянная Хаббла определяет текущее состояние расширения Вселенной, сила гравитации зависит от плотности и давления материи во Вселенной, а их соотношение задаётся критической плотностьюВселенной. Если плотность Вселенной больше критической, то гравитационные силы остановят расширение Вселенной, и она начнёт сжиматься. Если же плотность Вселенной меньше критической, Вселенная будет продолжать расширяться, и сил гравитации будет недостаточно, чтобы остановить это расширение. Этот сценарий развития приведёт к результату, известному как «Большое замерзание», когда Вселенная остывает по мере расширения и достигает состоянияэнтропии[1]. Некоторые теории говорят, что Вселенная может сжаться до состояния, с которого она началась, а затем произойдёт новый Большой Взрыв, и такие циклы сжатия-расширения будут продолжаться вечно[2].

Последние экспериментальные свидетельства (а именно наблюдение дальних сверхновых как объектов стандартной светимости (подробнее см. Шкала расстояний в астрономии), а также тщательное изучениереликтового излучения) приводят к выводу, что расширение Вселенной не замедляется гравитацией, а наоборот, ускоряется. Однако вследствие неизвестной природы тёмной энергии всё-таки возможно, что когда-нибудь ускорение поменяет знак и вызовет сжатие[3].

Циклическая модель (космология)

(перенаправлено с «Осциллирующая Вселенная»)

Циклическая модель (в космологии) — одна из космологических гипотез. В данной модели Вселенная, возникнув из сингулярностиБольшого Взрыва, проходит период расширения, после чего гравитационное взаимодействие останавливает расширение и начинается обратное сжатие Вселенной в сингулярность (Большое сжатие). Таким образом, Вселенная существует в период между двумя сингулярными состояниями в постоянно повторяющемся цикле расширений и коллапсов.

Содержание

Обзор циклической моделиСм. такжеЛитература

Обзор циклической моделиПравить

В 1930-х некоторые физики, включая и Альберта Эйнштейна, предполагалали модель циклической Вселенной как альтернативу вечному расширению (гипотезе тепловой смерти). Однако работа Ричарда Толмана (Richard C. Tolman), вышедшая в 1934, показала несостоятельность модели по причине проблемы энтропии: согласно Второму закону термодинамики, энтропия может только возрастать. Соответственно, последующие циклы увеличиваются в размере и продолжительности; экстраполяция назад во времени показывает, что предыдущие циклы становятся все более короткими, снова приводя к Большому Взрыву (но не заменяя его).

Новый этап в исследовании циклической модели наступил с началом 21-го века, с приходом в космологию понятий темной материи и темной энергии. Одна из новых циклических моделей основана на теории бран и выведена из предыдущей экпиротической модели (авторы — Paul Steinhardt и Neil Turok, Принстонский университет, 2001). Другая циклическая модель, основанная на роли фантомной энергии, предложена в 2007 физиками Lauris Baum и Paul Frampton (Университет Северной Каролины).

См. такжеПравить

Конформная циклическая космология



Модель механизма гравитационного коллапса

Гравитацио́нный колла́пс — катастрофически быстрое сжатие массивных тел под действием гравитационных сил. Гравитационным коллапсом может заканчиваться эволюция звёзд с массой свыше трёх солнечных масс. После исчерпания в таких звёздах материала для термоядерных реакций они теряют свою механическую устойчивость и начинают с увеличивающейся скоростью сжиматься к центру. Если растущее внутреннее давление останавливает гравитационное сжатие, то центральная область звезды становится сверхплотной нейтронной звездой, что может сопровождаться сбросом оболочки и наблюдаться как вспышка сверхновой звезды. Однако если масса звезды превыситпредел Оппенгеймера — Волкова, то коллапс продолжается до её превращения в чёрную дыру.

Содержание

См. такжеСсылки

См. такжеПравить

Звёздная эволюцияБелый карликПредел ЧандрасекараНейтронная звездаПредел Оппенгеймера — ВолковаЧёрная дыра

Чёрная дыра́ — область в пространстве-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света, в том числе кванты самогосвета. Граница этой области называется горизонтом событий, а её характерный размер — гравитационным радиусом. В простейшем случае сферически симметричной чёрной дыры он равен радиусу Шварцшильда.

Теоретически возможность существования таких областей пространства-времени следует из некоторых точных решений уравнений Эйнштейна, первое[1] из которых было получено Карлом Шварцшильдом в 1915 году. Точный изобретатель термина неизвестен[2], но само обозначение было популяризовано Джоном Арчибальдом Уилером и впервые публично употреблено в популярной лекции «Наша Вселенная: известное и неизвестное» (англ. Our Universe: the Known and Unknown) 29 декабря 1967 года[Комм 1]. Ранее подобные астрофизические объекты называли «сколлапсировавшие звёзды» или «коллапсары» (от англ. collapsed stars), а также «застывшие звёзды» (англ. frozen stars).[3]

Вопрос о реальном существовании чёрных дыр тесно связан с тем, насколько верна теория гравитации, из которой следует их существование. В современной физике стандартной теорией гравитации, лучше всего подтверждённой экспериментально, является общая теория относительности (ОТО), уверенно предсказывающая возможность образования чёрных дыр (но их существование возможно и в рамках других (не всех) моделей, см.: Альтернативные теории гравитации). Поэтому наблюдаемые данные анализируются и интерпретируются, прежде всего, в контексте ОТО, хотя, строго говоря, эта теория не является экспериментально подтверждённой для условий, соответствующих области пространства-времени в непосредственной близости от чёрных дыр звёздных масс (однако хорошо подтверждена в условиях, соответствующих сверхмассивным чёрным дырам).[4] Поэтому утверждения о непосредственных доказательствах существования чёрных дыр, в том числе и в этой статье ниже, строго говоря, следует понимать в смысле подтверждения существования астрономических объектов, таких плотных и массивных, а также обладающих некоторыми другими наблюдаемыми свойствами, что их можно интерпретировать как чёрные дыры общей теории относительности.[4]

Кроме того, чёрными дырами часто называют объекты, не строго соответствующие данному выше определению, а лишь приближающиеся по своим свойствам к такой чёрной дыре — например, это могут быть коллапсирующие звёзды на поздних стадиях коллапса. В современной астрофизике этому различию не придаётся большого значения,[5] так как наблюдаемые проявления «почти сколлапсировавшей» («замороженной») звезды и «настоящей» («извечной») чёрной дыры практически одинаковы. Это происходит потому, что отличия физических полей вокруг коллапсара от таковых для «извечной» чёрной дыры уменьшаются по степенным законам с характерным временем порядка гравитационного радиуса, делённого на скорость света.[6]

Различают 4 сценария образования чёрных дыр, два реалистичных:гравитационный коллапс (сжатие) достаточно массивной звезды

Альтернативные теории гравитации

Альтернативными теориями гравитации принято называть теориигравитации, существующие как альтернативы общей теории относительности (ОТО) или существенно (количественно или принципиально) модифицирующие её. К альтернативным теориям гравитации часто относят вообще любые теории, не совпадающие с общей теории относительности хотя бы в деталях или как-то обобщающие её. Тем не менее, нередко теории гравитации, особенноквантовые, совпадающие с общей теорией относительности в низкоэнергетическом пределе, «альтернативными» не называют.

Содержание

Классификация альтернативных теорий гравитацииПричины создания альтернативных теорий гравитацииОбозначенияРанние теории, 1686—1916Теория Ньютона (1686)Механические модели (1650—1900)Электрические модели (1870—1900)Лоренц-инвариантные модели (1905—1910)Эйнштейн (1912), Эйнштейн и Гроссман (1913)Две теории Нордстрёма (1912), (1913)Абрагам (1914)Эйнштейн и Фоккер (1914)Общая теория относительностиТеории с 1917 до 1980-х ггКлассификация теорий гравитацииСкалярные теорииБиметрические теорииКвазилинейные теорииСкалярно-тензорные теорииТеории Хеллингса и НордведтаНеметрические теорииТестирование альтернативных теорий гравитацииТеории, не проходящие теста на основанияЭйнштейновский принцип эквивалентности (ЭПЭ)Параметризованный постньютоновский (ППН) формализмСильные поля и гравитационные волныКосмологические тестыРезультаты проверокППН параметры для различных теорийТеории, не проходящие других тестовСовременные теории: от 1980-х гг. до настоящего времениПричины появления новых теорийКосмологическая постоянная и квинтэссенция Релятивистская МОНД (МОдифицированная Ньютоновская Динамика)Теории гравитации МоффатаСм. такжеПримечанияЛитература

Классификация альтернативных теорий гравитацииПравить

В физике XVII—XIX столетий доминирующей теорией гравитации была теория Ньютона. В настоящее время большинство физиков основной теорией гравитации считают общую теорию относительности (ОТО), поскольку весь существующий массив экспериментов и наблюдений согласуется с ней (см. Тесты общей теории относительности). Однако ОТО имеет ряд существенных проблем, что приводит к попыткам модификации ОТО или к представлению новых теорий. Современные теории гравитации можно разбить на следующие основные классы:

Метрические теории. Сюда относятся ОТО, релятивистская теория гравитации (РТГ) Логунова, и другие.Неметрические теории наподобие теории Эйнштейна-Картана.Векторные теории.Скалярно-тензорные теории. Такова, в частности, теория Йордана-Бранса-Дике.Теории, альтернативные классической теории Ньютона. Известными теориями являются гравитация Ле-Сажа и модифицированная ньютоновская динамика (МОНД).Теории квантовой гравитации, представленные целой серией разновидностей.Теории объединения различных физических взаимодействий. Здесь можно указать теорию супергравитации и теорию струн.

Общий список теорий гравитации со ссылками приведён ниже.

Релятивистская теория гравитации

Релятиви́стская тео́рия гравита́ции (РТГ) — биметрическая теория гравитации, развиваемая в рамках специальной теории относительности (в авторской интерпретации) и основанная на представлении гравитационного поля как симметричного тензорногофизического поля валентности 2 в пространстве Минковского. Оно формирует метрику эффективного риманова пространства, которое только и чувствуют прочие поля и частицы. В последних версиях утверждается, что теория содержит массивные гравитоны. Разрабатывалась академиком РАН А. А. Логуновым с группой сотрудников[1][2].

Теория не широко известна и мало цитируется за пределами русскоязычной группы Логунова[3]. Суждения группы Логунова по отношению к общей теории относительности подверглись существенной и разносторонней критике.

Содержание

Отличия от общей теории относительностиОтзывыПоложительныеКритика и возражения на нееЛитератураПримечания

Отличия от общей теории относительностиПравить

В ряде работ авторы теории утверждают, что РТГ имеет следующие отличия от общей теории относительности (ОТО)[4]:

Гравитация есть не геометрическое поле, а реальное физическое силовое поле в духе Фарадея-Максвелла, описываемое тензором.Гравитационные явления следует рассматривать в рамках плоскогопространства Минковского, в котором однозначно выполняются законы сохранения энергии-импульса и момента количества движения. Тогда движение тел в пространстве Минковского эквивалентно движению этих тел в эффективном римановом пространстве.В тензорных уравнениях для определения метрики следует учитывать массу гравитона, а также использовать калибровочные условия, связанные с метрикой пространства Минковского. Это не позволяет уничтожить гравитационное поле даже локально выбором какой-то подходящей системы отсчёта.Конусы причинности эффективного риманова пространства должны везде лежать внутри конусов причинности пространства Минковского (принцип причинности РТГ).

Как и в ОТО, в РТГ под веществом понимаются все формы материи (включая и электромагнитное поле), за исключением самого гравитационного поля. Однако плотность лагранжиана гравитационного поля  в ней зависит как от метрического тензора , так и от гравитационного поля , чем она и отличается от ОТО, в которой плотность лагранжиана зависит лишь от метрического тензора риманова пространства [5].

Теория красного смещенияПравить

В обоих случаях (Доплеровского эффекта или эффектов ОТО) параметр смещения  определяется как [1] ,
где  и  — значения длины волны в точках наблюдения и испускания излучения соответственно.

Доплеровское смещение длины волны в спектре источника, движущегося с лучевой скоростью  и полной скоростью , равно



Гравитационное красное смещение было предсказано А. Эйнштейном(1911) при разработке общей теории относительности (ОТО). В линейном относительно гравитационного потенциала приближении  ,
где  и  — значения гравитационного потенциала в точках наблюдения и излучения соответственно.

 в том случае, когда в точке наблюдения потенциал больше (а модуль его меньше, так как потенциал — величина отрицательная).

Для массивных компактных объектов с сильным полем тяготения (напр.,нейтронных звёзд и чёрных дыр) следует пользоваться точными формулами. В частности, гравитационное красное смещение в спектре сферического тела массой  и радиусом 

( — гравитационный радиус,  — гравитационная постоянная) определяется выражением



Наблюдение красного смещенияПравить

Каждый химический элемент поглощает или излучает электромагнитные волны на строго определённых частотах. Поэтому каждый химический элемент образует в спектре неповторимую картину из линий, используемую в спектральном анализе. В результате эффекта Доплера и/или эффектов ОТО, частота излучения от удалённых объектов, например,звёзд, может изменяться (понижаться или повышаться), а линии соответственно будут смещаться в красную (длинноволновую) или синюю (коротковолновую) часть спектра, сохраняя, однако, своё неповторимое относительное расположение. Смещение линий в красную сторону (обусловленное удалением объекта) и называется «красным смещением».

См. также

Си́нее смеще́ние (также фиоле́товое смеще́ние) — уменьшение длины волны (и увеличение частоты) монохроматического компонента спектра источника излучения в системе отсчёта наблюдателя по сравнению с длиной волны (частотой) этого компонента в собственной системе отсчёта. Противоположно красному смещению. Термин возник первоначально для линий видимого электромагнитного излучения, смещающихся к коротковолновому (фиолетовому, синему) концу видимого спектра, однако эффект наблюдается и для электромагнитных волн вне оптического диапазона, поэтому «цветовой» эпитет является условным. Как синее, так и красное смещение описываются параметром смещения z, который определяется как  (где λ и λ0 — длина волны в точках приёма и испускания, соответственно), однако для красного смещения параметр z положителен (лежит в диапазоне от 0 до +∞), а для синего — отрицателен (лежит в диапазоне от −1 до 0).

Гравитационное синее смещение является абсолютным (повышение частоты самого кванта при его попадании в более сильное гравитационное поле).Доплеровское синее смещение является относительным (производным от движения наблюдателя относительно кванта).

В некоторых космологических моделях на определённых стадиях эволюции (например, в замкнутой вселенной на стадии коллапса) свободная электромагнитная волна испытывает космологическое синее смещение, связанное с уменьшением масштабного фактора.

Во всех трёх случаях (гравитационное, доплеровское и космологическое синее смещение) параметр смещения z не зависит от длины волны — линии в разных частях спектра уменьшают свою длину волны в одинаковое число раз, λ = (z + 1)λ0.

Содержание

В массовой культуреСм. такжеЛитература

В массовой культуреПравить

Термин «синее смещение» используется в названии компьютерной игрыHalf-Life: Blue Shift.

Эффе́кт До́плера — изменение частоты и, соответственно, длины волныизлучения, воспринимаемое наблюдателем (приёмником), вследствие движения источника излучения и/или движения наблюдателя (приёмника). Эффект назван в честь австрийского физика К. Доплера.

Содержание

История открытияКритика публикации ДоплераЭкспериментальная проверкаСущность явленияМатематическое описаниеРелятивистский эффект ДоплераНаблюдение эффекта ДоплераПрименениеИскусство и культураСм. такжеПримечанияСсылки

История открытияПравить

Исходя из собственных наблюдений за волнами на воде, Доплерпредположил, что подобные явления происходят в воздухе с другими волнами. На основании волновой теории он в 1842 году вывел, что приближение источника света к наблюдателю увеличивает наблюдаемую частоту, отдаление уменьшает её (статья «О цветном свете двойных звезд и некоторых других звезд на небесах (англ.)»). Доплер теоретически обосновал зависимость частоты звуковых и световых колебаний, воспринимаемых наблюдателем, от скорости и направления движения источника волн и наблюдателя относительно друг друга. Это явление впоследствии было названо его именем.

Доплер использовал этот принцип в астрономии и провел параллель между акустическим явлением и оптическим. Он полагал, что все звёзды излучают белый свет, однако цвет меняется из-за их движения к или от Земли (этот эффект для рассматриваемых Доплером двойных звёзд очень мал). Хотя изменения в цвете невозможно было наблюдать с оборудованием того времени, теория о звуке была протестирована уже в 1845 году. Только открытие спектрального анализа дало возможность экспериментальной проверки эффекта в оптике.

Критика публикации ДоплераПравить

Главным основанием для критики являлось то, что статья не имела экспериментальных подтверждений и была исключительно теоретической. Хотя общее объяснение его теории и вспомогательные иллюстрации, которые он привел для звука, и были верны, объяснения и девять поддерживающих аргументов об изменении цвета звёзд не были. Ошибка произошла из-за заблуждения, что все звёзды излучают белый свет, и Доплер, видимо, не знал об открытиях инфракрасного (У.Гершель, 1800 год) и ультрафиолетового излучения (И.Риттер, 1801 год)[1].

Хотя к 1850 году эффект Доплера был подтверждён экспериментально для звука, его теоретическая основа была подвержена сильным дебатам, которые спровоцировал Дж.Петцваль[en][2]. Основные возражения Петцваля были основаны на преувеличении роли высшей математики. Он ответил на теорию Доплера своей работой «Об основных принципах волнового движения: закон сохранения длины волны», представленной на встрече Академии Наук 15 января 1852 года. В ней он утверждал, что теория не может представлять ценности, если она опубликована всего на 8 страницах и использует только простые уравнения. В своих возражениях Петцваль смешал два абсолютно разных случая движения наблюдателя и источника и движения среды. В последнем случае, согласно теории Доплера, частота не меняется[3].

Экспериментальная проверкаПравить

В 1845 году голландский метеоролог из Утрехта, Христофор Хенрик Дидерик Бёйс-Баллот, подтвердил эффект Доплера для звука на железной дороге между Утрехтом и 

Электромагни́тные во́лны, электромагни́тное излуче́ние — распространяющееся в пространстве возмущение (изменение состояния)электромагнитного поля.

Среди электромагнитных полей вообще, порождённых электрическими зарядами и их движением, принято относить собственно к излучению ту часть переменных электромагнитных полей, которая способна распространяться наиболее далеко от своих источников — движущихся зарядов, затухая наиболее медленно с расстоянием.

Электромагнитные волны подразделяются на:

радиоволны (начиная со сверхдлинных),терагерцовое излучение,инфракрасное излучение,видимый свет,ультрафиолетовое излучение,рентгеновское излучение и жёсткое (гамма-излучение) (см. ниже, см. также рисунок).

Электромагнитное излучение способно распространяться практически во всех средах. В вакууме (пространстве, свободном от вещества и тел, поглощающих или испускающих электромагнитные волны) электромагнитное излучение распространяется без затуханий на сколь угодно большие расстояния[источник не указан 693 дня], но в ряде случаев достаточно хорошо распространяется и в пространстве, заполненном веществом (несколько изменяя при этом своё поведение).



Классификация диапазонов спектра электромагнитного излучения по-английски. Колонки: 1 (чёрная) — аббревиатуры обозначения диапазонов, 2 — частота, 3 — длина волны, 4 — энергия фотона.

Содержание

Характеристики электромагнитного излученияДиапазоны электромагнитного излученияРадиоволныМикроволновое излучениеИнфракрасное излучение (тепловое)Видимое излучение (оптическое)Ультрафиолетовое излучениеЖёсткое излучениеОсобенности электромагнитного излучения разных диапазоновИстория исследованийЭлектромагнитная безопасностьВлияние на живые существаОптический диапазонРадиоволныИонизирующее излучениеВлияние на радиотехнические устройстваСм. такжеПримечанияЛитератураСсылки

Характеристики электромагнитного излученияПравить

Основными характеристиками электромагнитного излучения принято считать частоту, длину волны и поляризацию.

Длина волны прямо связана с частотой через (групповую) скорость распространения излучения. Групповая скорость распространения электромагнитного излучения в вакууме равна скорости света, в других средах эта скорость меньше. Фазовая скорость электромагнитного излучения в вакууме также равна скорости света, в различных средах она может быть как меньше, так и больше скорости света[1].

Описанием свойств и параметров электромагнитного излучения в целом занимается электродинамика, хотя свойствами излучения отдельных областей спектра занимаются определённые более специализированные разделы физики (отчасти так сложилось исторически, отчасти обусловлено существенной конкретной спецификой, особенно в отношении взаимодействия излучения разных диапазонов с веществом, 

которых y = 0.

Длина́ волны́ — расстояние между двумя ближайшими друг к другу точками в пространстве, в которых колебания происходят в одинаковойфазе.[1][2]

Длина волны (в линии передачи) — расстояние в линии передачи, на котором фаза электромагнитной волны вдоль направления распространения меняется на 2π[3]

Длину волны можно также определить:

как расстояние, измеренное в направлении распространения волны, между двумя точками в пространстве, в которых фаза колебательного процесса отличается на 2π;как путь, который проходит фронт волны за интервал времени, равный периоду колебательного процесса;как пространственный период волнового процесса.

Представим себе волны, возникающие в воде от равномерно колеблющегося поплавка, и мысленно остановим время. Тогда длина волны — это расстояние между двумя соседними гребнями волны, измеренное в радиальном направлении. Длина волны — одна из основных характеристик волны наряду с частотой, амплитудой, начальной фазой, направлением распространения и поляризацией. Для обозначения длины волны принято использовать греческую букву , размерность длины волны — метр.

Как правило, длина волны используется применительно к гармоническому или квазигармоническому (например, затухающему или узкополосному модулированному) волновому процессу в однородной, квазиоднородной или локально однородной среде. Однако формально длину волны можно определить по аналогии и для волнового процесса с негармонической, но периодической пространственно-временной зависимостью, содержащей в спектре набор гармоник. Тогда длина волны будет совпадать с длиной волны основной (наиболее низкочастотной, фундаментальной) гармоники спектра.

Содержание

Длина волны — пространственный период волнового процессаСвязь с частотойДлина волны в средеВолны де БройляПримерыПримечанияЛитература

Длина волны — пространственный период волнового процесса

Преобразование Фурье

Преобразование Фурье (ℱ) — операция, сопоставляющая однойфункции вещественной переменной другую функцию, также вещественной переменной. Эта новая функция описывает коэффициенты («амплитуды») при разложении исходной функции на элементарные составляющие — гармонические колебания с разными частотами.

Преобразование Фурье функции  вещественной переменной являетсяинтегральным и задаётся следующей формулой:



Разные источники могут давать определения, отличающиеся от приведённого выше выбором коэффициента перед интегралом, а также знака «−» в показателе экспоненты. Но все свойства будут те же, хотя вид некоторых формул может измениться.

Кроме того, существуют разнообразные обобщения данного понятия (см. ниже).

Содержание

СвойстваПримененияРазновидностиМногомерное преобразованиеРяды ФурьеДискретное преобразованиеОконное преобразованиеДругие вариантыИнтерпретация в терминах времени и частотыВажные формулыСм. такжеЛитератураСсылки

СвойстваПравить

Хотя формула, задающая преобразование Фурье, имеет ясный смысл только для функций класса , преобразование Фурье может быть определено и для более широкого класса функций и даже обобщённых функций. Это возможно благодаря ряду свойств преобразования Фурье:

Преобразование Фурье является линейным оператором:Справедливо равенство Парсеваля: если , то преобразование Фурье сохраняет -норму:

Это свойство позволяет по непрерывности распространить определение преобразования Фурье на всё пространство . Равенство Парсеваля будет при этом справедливо для всех .

Формула обращения:

справедлива, если интеграл в правой части имеет смысл. В частности, это верно, если функция  является достаточно гладкой. Если , то формула также верна, поскольку равенство Парсеваля позволяет придать интегралу в правой части смысл с помощью предельного перехода.

Эта формула объясняет физический смысл преобразования Фурье: правая часть — (бесконечная) сумма гармонических колебаний  с частотами , амплитудами  и фазовыми сдвигами соответственно.

Теорема о свёртке: если , тогда, где

Линейное отображение

(перенаправлено с «Линейный оператор»)

У этого термина существуют и другие значения, см. Отображение (значения).

Лине́йное отображе́ние, лине́йный опера́тор — обобщение линейной числовой функции (точнее, функции ) на случай более общегомножества аргументов и значений. Линейные операторы, в отличие отнелинейных, достаточно хорошо исследованы, что позволяет успешно применять результаты общей теории, так как их свойства не зависят от природы величин.

Содержание

Формальное определениеПространство линейных отображенийОграниченные линейные операторы. Норма оператораОбратный операторМатрица линейного оператораПример преобразованияВажные частные случаиСвязанные понятияПримерыПримечанияСм. также

Формальное определениеПравить

Лине́йным отображе́нием векторного пространства  над полем  в векторное пространство  над тем же полем  (лине́йным опера́тором из  в ) называется отображение

,

удовлетворяющее условию линейности

,.

для всех  и .

Пространство линейных отображенийПравить

Если определить операции сложения и умножения на скаляр из основного поля  как



множество всех линейных отображений из  в  превращается в векторное пространство, которое обычно обозначается как 

Ограниченные линейные операторы. Норма оператораПравить

Если векторные пространства  и  являются линейными топологическими пространствами, то есть на них определены топологии, относительно которых операции этих пространств непрерывны, то можно определить понятие ограниченного оператора: линейный оператор называется ограниченным, если он переводит ограниченные множествав ограниченные (в частности, все непрерывные операторы ограничены). В частности, в нормированных пространствах множество ограничено, если норма любого его элемента ограничена, следовательно, в этом случае оператор называется ограниченным, если существует число Nтакое что . Можно показать, что в случае нормированных пространств непрерывность и ограниченность операторов эквивалентны. Наименьшая из постоянных N, удовлетворяющая указанному выше условию, называется нормой оператора:



Введение нормы операторов позволяет рассматривать пространство линейных операторов как нормированное линейное пространство (можно проверить выполнение соответствующих аксиом для введенной нормы). Если пространство  — банахово, то и пространство линейных операторов тоже банахово.

Обратный оператор

Топологическое векторное пространство

(перенаправлено с «Линейное топологическое пространство»)

Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 16 июня 2014; проверки требует 1 правка.



Топологическое векторное пространство, или топологическое линейное пространство — векторное пространство, наделённое топологией, относительно которой операции сложения и умножения на числонепрерывны. Термин используется в основном в функциональном анализе.

Содержание

ОпределениеТипы линейных топологических пространствЛитература

ОпределениеПравить

Множество  называется топологическим векторным пространством, если

 представляет собой векторное пространство над полемвещественных или комплексных чисел; является топологическим пространством;Операции сложения и умножения на число непрерывны относительно заданной в  топологии, то естьесли , то для каждой окрестности  точки  можно указать такие окрестности  и  точек  и  соответственно, что  при , ;если , то для каждой окрестности  точки  существуют такая окрестность  точки  и такое число , что  при  и .

Типы линейных топологических пространствПравить

В зависимости от конкретных приложений, 

Мю Же́ртвенника (μ Ara, μ Arae) — солнцеподобная звезда в созвездииЖертвенника.

Звезда имеет планетную систему, состоящую из четырёх известныхэкзопланет, три из которых по массе сравнимы с Юпитером. Ближайшая к светилу планета была первой обнаруженной планетой класса «горячий нептун или суперземля».

Содержание

ЗвездаПланета bПланета cПланета dПланета eПримечания

ЗвездаПравить



Орбиты внешних трех планет в системе Мю Жертвенника по сравнению с орбитами планет в Солнечной системе. Центральная звезда дана не в масштабе. В масштабах этой иллюстрации, внутренняя планета будет расположена на краю диска, представляющего центральную звезду.

Жёлтый карлик (возможно, субгигант) типа G3IV–V, находится на расстоянии 50,6 светового года от Солнца. Видна невооружённым глазом (звёздная величина 5,12). Светимость 1,9 солнечной. Эффективная Земная орбита составляет 1,3 а. е.

Планета bПравить

Открыта в 2001 году методом доплеровской спектроскопии. В то время предполагалось, что планета находится на орбите с высокимэксцентриситетом и периодом обращения около 743 дней[8]. Дальнейшие наблюдения показали наличие в системе ещё одного объекта (ныне обозначенного как Мю Жертвенника e).

По уточнённым данным, период обращения планеты b составляет 643,25 ± 0,90 суток, большая полуось орбиты 1,497 а. е., эксцентриситет 0,128 ± 0,017. Масса 1,676 Юпитера, тип — газовый гигант[9].

Планета расположена в зоне обитаемости Мю Жертвенника, где возможно наличие жидкой воды. Это исключает возможность формирования землеподобных планет в этой области, однако крупныеестественные спутники этого газового гиганта потенциально могут иметь жидкую воду. С другой стороны, неясно, могут ли в действительности такие массивные луны формироваться вокруг планет типа газового гиганта, из-за очевидного закона подобия между массой планеты и её спутников[10]. К тому же, измерение ультрафиолетового излучения звезды позволяет предположить, что оно недостаточно для запуска формирования биомолекул на потенциально обитаемых планетах[11]. Апланета d, которая получает поток излучения, сравнимый с земным, и лежит в ультрафиолетовой зоне обитаемости, — слишком горячая, чтобы на её потенциальных спутниках могла существовать жидкая

Газовая планета

Вопросы по странице(перенаправлено с «Газовый гигант»)

Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 2 июня 2015; проверки требуют 4 правки.





Планеты-гиганты в сравнении с Солнцем



Художественное изображение планеты-гиганта

Га́зовая плане́та — планета, состоящая в значительном составе изводорода, гелия, аммиака, метана и других элементов. 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.

В Солнечной системе это Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Согласногипотезе происхождения Солнечной системы, планеты-гигантыобразовались раньше, чем планеты земной группы. К этому времени большая часть тугоплавких веществ (окислы, силикаты, металлы) уже выпали из газовой фазы, и из них образовались внутренние планеты (от Меркурия до Марса). Существует гипотеза о пятом газовом гиганте, вытолкнутом при формировании современного облика Солнечной системы на её далёкие окраины (ставшим гипотетической планетой Тюхеили другой «Планетой X») или за её пределы (ставшим планетой-сиротой).

Самой большой известной планетой-гигантом является экзопланета TrES-4b.

Период очень быстрого вращения газовых гигантов вокруг своей оси составляет 9—17 часов.

Гипотезы о внутреннем строении газовых планет предполагают наличие нескольких слоёв. На определённой глубине давление в атмосферахгазовых планет достигает высоких значений, достаточных для перехода водорода в жидкое состояние. Если планета достаточно велика, то ещё ниже может размещаться слой металлического водорода (напоминающего жидкий металл, где протоны и электроны существуют раздельно), электрические токи в котором порождают мощное магнитное поле планеты. Предполагается, что газовые планеты имеют также относительно небольшое каменное или металлическое ядро.

Как показали измерения спускаемого аппарата «Галилео», давление и температура быстро растут уже в верхних слоях газовых планет. На глубине 130 км в атмосфере Юпитера температура составила около 420 кельвинов (145 градусов Цельсия), давление — 24 атмосферы. Все газовые планеты Солнечной системы излучают заметно больше тепла, чем получают от Солнца, вследствие выделения гравитационной энергии при сжатии. Предложены модели, допускающие выделение крайне незначительных количеств тепла внутри Юпитера при реакцияхтермоядерного синтеза, но эти модели не имеют наблюдательного подтверждения[1].

В атмосферах газовых планет дуют мощные ветры со скоростями до тысяч километров в час. Имеются постоянные атмосферные образования, представляющие собой гигантские вихри. Например,Большое красное пятно (размером в несколько раз больше Земли) на Юпитере наблюдают уже более 300 лет. Имеется Большое тёмное пятнона Нептуне, более мелкие пятна на Сатурне.

Для всех газовых планет Солнечной системы отношение суммарной массы их спутников к массе планеты составляет около 0,01 % (1 к 10 000). Для объяснения этого факта разработаны модели формирования спутников из газо-пылевых дисков с большим количеством газа (при этом действует механизм, ограничивающий рост спутников).

Газовыми могут являться лишь крупные планеты, так как небольшие небесные тела не способны удержать такой лёгкий газ, как водород.

Большинство обнаруженных экстрасолнечных планет столь велики, что предположительно тоже являются газовыми гигантами. На одной и крупнейшей из известных из них (обращающейся очень близко от звезды) удалось обнаружить разогретую атмосферу.[уточнить]

Газовые планеты также называют газовыми гигантами.

VY Большого Пса

Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 8 октября 2015; проверки требуют 3 правки.



VY Большого ПсаЗвезда
Сравнение размеров Солнца и VY CMaИстория исследованияОбозначения

HD 58061[1], HIP 35793[1], IRAS 07209-2540[1], SAO 173591[1],GSC 06541-02525[1], 2MASS J07225830-2546030[1] и AAVSO 0718-25[1]

Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)Прямое восхождение

07ч 22м 58,3315с

Склонение

-25° 46′ 03,174″

Расстояние

~3 900 св. лет (~1 170 пк)[2]

Видимая звёздная величина (V)

7,9607[3] (варьирует от 6,5 до 9,6[4])

Созвездие

Большой Пёс

АстрометрияЛучевая скорость (Rv)

49±10[5] км/c

Собственное движение (μ)

RA: 9,84[5] mas в год
Dec: 0,75[5] mas в год

Параллакс (π)

1,78±3,54[5] mas

ХарактеристикиСпектральный класс

M4 (М3-М4,5)[2][5]/M5Ia[6]

Показатель цвета (B − V)

2,24

Переменность

SR[7]

Физические характеристикиМасса

17 ± 8[2] M☉

Радиус

1420 ± 120[2] R☉

Температура

3490±90[2] K

Светимость

~270,000[2] L☉

Другие обозначенияVY Canis Majoris, VY CMa, HD 58061[6], HIP 35793[3]Информация в базах данныхSIMBAD

данные

Источники: [5]

[информация] в Викиданных

VY Большого Пса (лат. VY Canis Majoris, VY CMa) — звезда в созвездииБольшого Пса, гипергигант. Является одной из самых крупных и одной из самых ярких известных звёзд.

Расстояние от Солнца до VY Большого Пса составляет примерно 1170парсек (3900 световых лет).

Радиус звезды был уточнён в 2012 году — он лежит в диапазоне от 1300 до 1540 радиусов Солнца. Диаметр этого сверхгиганта составляет порядка 2 миллиарда километров (≈13.2 а. е.). Если VY Большого Пса поместить на место Солнца, то поверхность звезды будет находиться между Сатурном и Юпитером. Для того, чтобы облететь звезду по кругу, свету потребовалось бы 8 часов[8]. Для того, чтобы облететь её на сверхзвуковом самолете со скоростью 4500 км/ч, понадобилось бы более 50 лет (при радиусе в 1420 солнечных). Основное излучение звезды происходит в инфракрасном свете.

Масса звезды оценивается в 17 масс Солнца, что указывает на ничтожно малую плотность звезды в недрах. Плотность звезды приблизительно составляет 0,000005—0,00001 кг/м³ (для сравнения, плотность воздухапри 0 °C составляет 1,2929 кг/м³). Кубический километр звезды весит примерно 5—10 тонн.

О свойствах звезды идут противоречивые споры. Одна из точек зрения состоит в том, что эта звезда — очень большой красный гипергигант[9]. Другая — что это очень большой красный сверхгигант с диаметром лишь в 600 раз больше солнечного, а не в 2000. В этом случае его расширение будет продолжаться и в дальнейшем[10].

Содержание

Природа VY Большого ПсаИзмерение расстоянияРазмерСветимостьСпорыВозрастСм. такжеПримечанияСсылки

Природа VY Большого Пса

Гипергигант



Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Спектральный класс

Коричневые карлики

Белые карлики

Красные карлики

Субкарлики

Главная последовательность (карлики)

Субгиганты

Гиганты

Яркие гиганты

Сверхгиганты

Гипергиганты

Абсолютная

звёздная

величина

(MV)

Гипергига́нт — звезда огромной массы и размеров, имеющая надиаграмме Герцшпрунга — Рассела класс светимости 0. Гипергиганты определяются как самые мощные, самые тяжёлые, самые яркие и одновременно самые редкие и короткоживущиесверхгиганты.

Содержание

Характеристики гипергигантаИзвестные гипергигантыЯркие голубые переменныеГолубые гипергигантыЖёлтые гипергигантыКрасные гипергигантыСм. такжеСсылки

Характеристики гипергигантаПравить

Масса гипергиганта намного превышает массу любой звезды, даже сверхгиганта — так, типичный гипергигант в 6 раз более массивный, чем такая мощная звезда, как Ригель. Типичная масса гипергиганта — 100—120 масс Солнца и более, вплоть до 200—250 масс Солнца (самой массивной известной на данный момент считается R136a1, имеющая 265 масс Солнца). По размерам гипергиганты не больше сверхгигантов, однако их масса намного больше, поэтому они приближаются к теоретическому пределу массы, являющейся критической, на грани перехода к формированию чёрной дыры и крайне неустойчивы. Самой большой известной науке по размерам звездой является UY Щита. Радиус звезды равен 1708 радиусов Солнца. Излучение их тоже очень велико, а процессы, которые проходят в ходе их очень быстройэволюции, грандиозны.

Светимость гипергигантов может превышать 500 тысяч светимостей Солнца, а иногда она составляет миллионы светимостей Солнца, так, типичный гипергигант более чем в десять раз ярче Ригеля.

Температура поверхности гипергигантов сильно различается — она может быть как 3200 К, так и выше 35 000 К. Большинство гипергигантов классифицируются как яркие голубые переменные звёзды типа S Золотой Рыбы.

Гипергиганты имеют крайне маленькую продолжительность жизни — так, продолжительность жизни гипергиганта равна в среднем одному-двум, максимум — нескольким миллионам лет, но некоторые могут жить лишь и считанное число сотен тысяч лет, и коллапсировать сразу в чёрную дыру. Причина этого в том, что из-за громадной массы гипергигант должен создавать громадное противодавление, компенсирующее силы гравитации, чтобы не сколлапсировать. Такие массивные звёздыявляются большой редкостью, в нашей Галактике всего насчитывается примерно десяток гипергигантов.

Известные гипергиганты

Переменная звезда

У этого термина существуют и другие значения, см. Переменная звезда (значения).

Переме́нная звезда́ — звезда, блеск которой изменяется со временем в результате происходящих в её районе физических процессов. Строго говоря, блеск любой звезды меняется со временем в той или иной степени. Например, величина выделяемой Солнцем энергии изменяется на 0,1 % в течение одиннадцатилетнего солнечного цикла, что соответствует изменению абсолютной звёздной величины на одну тысячную. Переменной называется звезда, изменения блеска которой были надёжно обнаружены на достигнутом уровне наблюдательной техники. Для отнесения звезды к разряду переменных достаточно, чтобы блеск звезды хотя бы однажды претерпел изменение.

Переменные звёзды сильно отличаются друг от друга. Изменения блеска могут носить периодический характер. Основными наблюдательными характеристиками являются период, амплитуда изменений блеска, формакривой блеска и кривой лучевых скоростей.

Причинами изменения блеска звёзд могут быть: радиальные и нерадиальные пульсации, хромосферная активность, периодические затмения звёзд в тесной двойной системе, процессы, связанные с перетеканием вещества с одной звезды на другую в двойной системе, катастрофические процессы такие как взрыв сверхновой и др.

Не следует путать переменность звёзд с их мерцанием, которое происходит из-за колебаний воздуха земной атмосферы. При наблюдении из космоса звёзды не мерцают.

Содержание

История изученияКаталоги переменных звёздСистема обозначений переменных звёздКлассификация переменных звёздСистема ГузоСистема классификации, принятая в ОКПЗ-3Пульсирующие переменные звёздыЭруптивные переменные звёздыНеправильные переменные, связанные с диффузными туманностями, и быстрые неправильныеНовые и новоподобные звёздыЗатменные переменные звёздыСистема классификации, принятая в ОКПЗ-4СолнцеНекоторые известные переменные звёздыПримечанияСсылки

История изученияПравить

Top-10 созвездий по числу переменных звёзд
согласно каталогу ОКПЗ-4[1]



Первая переменная звезда была определена в 1638 году, когда Иоганн Хольварда заметил, что звезда Омикрон Кита, позже названная Мирой, пульсирует с периодом в 11 месяцев. До этого звезда была описана как новая астрономом Давидом Фабрициусом в 1596 г. Это открытие, в сочетании с наблюдениями сверхновых в 1572 г. и 1604 г., доказало, чтозвездное небо не является чем-то вечно неизменным, как тому училиАристотель и другие философы древности. Открытие переменных звезд, тем самым, внесло свой вклад в революцию астрономических взглядов, произошедшую в шестнадцатом и начале семнадцатого века.

Второй переменной звездой, которая была описана в 1669 г. Джеминиано Монтанари, стала затменная переменная Алголь. Верное объяснение причин её переменности было дано в 1784 году Джоном Гудрайком. В 1686 году астрономом Готфридом Кирхи была обнаружена звезда Хи Лебедя (χ Cygni), а в 1704 году благодаря Джованни Маральди стала известна R Гидры (R Hydrae). К 1786 году было известно уже 10 переменных звезд. Джон Гудрайк своими наблюдениями добавил в их число Дельту Цефея (δ Cephei) и Шелиак (β Lyr). С 1850 года количество известных переменных звезд резко увеличилось, особенно с 1890 г., когда для их обнаружения стало возможным использование фотографии.

В последнем издании Общего каталога переменных звезд (2008) перечислено более 46000 переменных звезд из нашей галактики, а также 10000 из других галактик и ещё 10000 возможных переменных.

Каталоги переменных звёздПравить

Первый каталог переменных звёзд был составлен английскимастрономом Эдуардом Пиготтом в 1786 году. В этот каталог входило 12 объектов: двесверхновые, одна новая, 4 звезды типа ο Cet(Мириды), две цефеиды (δ Cep, η Aql), две затменные (β Per, β Lyr) и P Cyg. В XIX — начале XX вв. ведущую роль в изучении переменных звёзд занялинемецкие астрономы. После второй мировой войны по решениюМеждународного астрономического союза(МАС) от 1946 года работа по созданию каталогов переменных была поручена советскимастрономам —Государственному астрономическому институту им. П. К. Штернберга (ГАИШ)и Астросовету АН СССР (ныне ИНАСАН). Приблизительно раз в 15 лет эти организации издают Общий каталог переменных звёзд (ОКПЗ,англ. GCVS). Последнее 4-е издание выходило с1985 по 1995 гг. В промежутках между очередными изданиями ОКПЗ публикуются дополнения к нему. Параллельно с созданием ОКПЗ ведётся работа по созданию каталогов звёзд, заподозренных в переменности блеска (КПЗ, англ. NSV).

Четвёртое издание ОКПЗ остается последним «бумажным» изданием. В XXI в., как и многие другие астрономические каталоги, ОКПЗ поддерживается в электронной форме и доступен в системе VisieR под названием General Catalog of Variable Stars. Он состоит из 3-х частей: каталог переменных звезд, каталог звезд, заподозренных в переменности, и каталог внегалактических переменных.

Каталоги

Цефеиды

(перенаправлено с «Цефеида»)

Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 25 июля 2015; проверки требует 1 правка.





Рис. 1. Пульсация цефеиды



Рис. 2. Область пульсирующих звёзд надиаграмме Герцшпрунга — Рассела

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.

Содержание

Природа переменности цефеидТипы цефеидЗначимостьСсылки

Природа переменности цефеидПравить

Цефеиды представляют собой жёлтые яркие гиганты, гиганты илисверхгиганты спектральных классов F и G, блеск которых изменяется самплитудой в 0,5 до 2,0m и периодом 1—200 суток. Они в 103—105 раз ярчеСолнца. Причиной переменности является пульсация внешних слоёв цефеид, что приводит к периодическим изменениям радиуса и температуры их фотосфер. В цикле пульсации звезда становится то больше и холоднее, то меньше и горячее. Наибольшая светимостьдостигается при наименьшем диаметре.

Зависимость светимости от периода классических цефеид выражается формулой [источник не указан 2316 дней], где  — средняя абсолютная звёздная величина в жёлтых лучах,  — период в сутках (Feast & Catchpole, 1997, калибровка потригонометрическому параллаксу). Существование этой зависимости объясняется тем, что для цефеид, как и для любых звёзд одного класса, существует зависимость масса — светимость (они ярче примерно на 1mзвездной величины звёзд главной последовательности такой же массы), то есть цефеиды большей массы имеют большую светимость и больший период.

Типы цефеидПравить

Различают два типа цефеид: классические цефеиды, принадлежащие к молодой плоской составляющей звёздного населения I Галактики и цефеиды типа W Девы, относящиеся к старой сферической составляющей населения II. Классические цефеиды встречаются, как правило, в рассеянных звёздных скоплениях, а цефеиды типа W Девы — вшаровых скоплениях, их светимость примерно в 4 раза (на 1,5m) ниже, чем у классических цефеид.

Яркий гигант



Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Спектральный класс

Коричневые карлики

Белые карлики

Красные карлики

Субкарлики

Главная последовательность (карлики)

Субгиганты

Гиганты

Яркие гиганты

Сверхгиганты

Гипергиганты

Абсолютная

звёздная

величина

(MV)

Яркие гиганты — звезды, лежащие между гигантами исверхгигантами. С одной стороны, эти звёзды обладают светимостью, сравнимой сосветимостьюсверхгигантов, но с другой стороны обычно недостаточно массивны, чтобы быть классифицированы, как сверхгиганты. Масса ярких гигантов может не превышать несколько массСолнца.

Яркие гиганты находятся на диаграмме Герцшпрунга — Рассела под сверхгигантами и включают звёзды спектрального класса от «B» до «M». В своей левой (горячей) части их трек круто спускается — от «B» до «A», далее проходит почти горизонтально. По светимости яркие гиганты превосходят Солнцев среднем в 650 раз.

В Йеркской классификации с учётом светимости ярким гигантам присвоен класс светимости II, что предполагает среднюю абсолютную звёздную величину −2,2m.

Примечательные яркие гигантыСобственное имяОбозначения БайераСпектральный классМирцамβ Большого ПсаB1 II—IIIАдараε Большого ПсаB2 labМулифенγ Большого ПсаB8 IIФеркадγ Малой МедведицыA3IabСаргасθ СкорпионаF1 IIШамα СтрелыG1 IIКразβ ВоронаG5 IIДабихβ1 КозерогаK0 IIАль Кабι ВозничегоK3 IIАльфардα ГидрыK3 II—IIIШеатβ ПегасаM2.5 II—III*Рас Альгети Aα ГеркулесаM5 II

Содержание

См. также

См. такжеПравить

СверхгигантГигантКрасный гигантСпектральный класс

Йота Возничего

Аль КабЗвездаИстория исследованияОбозначения

HD 31398[1], HIP 23015[1], HR 1577[1], IRAS 04537+3305[1],SAO 57522[1], 2MASS J04565963+3309578[1], GSC 02391-01446[1] и AAVSO 0450+33[1]

Наблюдательные данные
(Эпоха J2000,0)Прямое восхождение

04ч 56м 59.6с

Склонение

+33° 09′ 58″

Расстояние

~510 св. лет (~160 пк)

Видимая звёздная величина (V)

от +2.63 до +2.78

Созвездие

Возничий

АстрометрияЛучевая скорость (Rv)

+17.5 км/c

Собственное движение (μ)

RA: +3.63 mas в год
Dec: -18.54 mas в год

Параллакс (π)

6.37±0.96 mas

Абсолютная звёздная величина (V)

от -3.35 до -3.20

ХарактеристикиСпектральный класс

K3II

Показатель цвета (B − V)

1.53

Показатель цвета (U − B)

1.78

Переменность

возможна

Физические характеристикиМасса

7-9 M☉

Радиус

106-128 R☉

Возраст

30-45 млн. лет

Температура

4390 K

Светимость

5400 L☉

Вращение

< 17 км/с (2,7 дня)

Другие обозначенияКабдилинан, Кадхилинан, Хассалех
Fl 3 Aur
BD +32°855, FK5 181, HD 31398, HIP 23015, HR 1577, SAO 57522, GC 6029,
ι AurИнформация в базах данныхSIMBAD

данные

[информация] в Викиданных

Йота Возничего (ι Aur, ι Aurigae) — оранжевый яркий гигант в созвездииВозничего. Имеет историческое название Аль Каб, сокращённо отКабдилинан (иногда Кадхилинан) происходит от арабского الكعب ذي العنان —щиколотка Возничего. Она также называется Хассалех, название приведенное чешским астрономом Антонином Бечваржем (Antonín Bečvář) в атласе 1951 года, но что оно обозначает неизвестно.

Аль Каб имеет среднюю звёздную величину +2,69m, которая из-за межзвездной пыли ослаблена на 0,6m.

Аль Каб вступил на заключительные стадии звёздной эволюции: углеродв его ядре уже начал синтезироваться из гелия. Аль Каб начал свою жизнь 30-45 млн лет назад как яркий гигант спектрального класса B. Обладая массой от 7 до 9 солнечных, Аль Каб вполне может закончить жизнь как сверхновая. Если же массы все-таки не хватит, то он станет массивным белым карликом.

Аль Каб также является одним из мощнейших источниковрентгеновского излучения, благодаря своей горячей короне, подобной той. что окружает Солнце[2].

Содержание

Примечания

ПримечанияПравить

↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 SIMBAD Astronomical Database↑ Al Kab (Stars, Jim Kaler)  (англ.)

Читать на другом языке

Putin khuilo!



Putin khuilo! song



"Putin khuylo!" graffiti in Luhansk



Vladimir Putin

"Putin – khuilo!" (Ukrainian: Путін - хуйло, Russian: Путин - хуйло; IPA: [ˈputʲɪn xʊjˈlo], a possible English translation: Putin is a dickhead)[1] is a Ukrainian- andRussian-language slogan deriding the Russian President Vladimir Putin. The slogan was originated in Ukraine in 2014 having grown from a football chantfirst performed by FC Metalist Kharkiv ultras in March 2014 on the onset of theRussian annexation of Crimea and military intervention in Ukraine. The performance became an instant nationwide hit in Ukraine and received significant international media coverage.

The words are identical in both Russian and Ukrainian and the chant has become widely popular in Ukrainophone cities in the west of the country and in largely Russophone cities of eastern and southern Ukraine, as well as in Kiev, the nation's capital.

Do you want to try some new features? By joining the beta, you will get access to experimental features, at the risk of encountering bugs and issues.

Okay No thanks

Contents

Language and meaningHistoryIn mainstream rock musicReferences by notable Ukrainian politiciansOleh LyashkoAndriy DeshchytsyaArsen AvakovInternational receptionNamesakesGallerySee alsoNotesReferencesExternal links

Language and meaningEdit



"ПТН X̆ЛО" made of stickers "Do not buy Russian goods!"

The vulgar term (Ukrainian and Russian mat ) хуйло́ is variously transliterated as huilo, huylo, khuilo, khuylo, or xujlo. Its core is хуй (khuy), literally "dick" in both Russian and Ukrainian. In combination with "-lo" it may be translated as"dickwad", "dickhead", "prick". The words are identical in Russian, Ukrainian, andBelarusian. In West Slavic, the word does not exist, although Polish does havechuj; Polish transliterates хуйло as chujło, Czech and Slovak as chujlo.

In May 2014, media outlets reported that the Russian profanity khuilo had been added to the Urban Dictionary as a synonym for Vladimir Putin.[2][3][4][5][6]

The expression, for the reason of circumventing censorship, may be abbreviated as "птн x̆ло" (ptn kh̆lo). (The letter x̆ is an overlay of the Cyrillic letters х, у and й, a well-known joke about "a new Russian letter".[7]) Another abbreviation containing a similarly suggestive meaning is "ПТН ПНХ" (PTN PNKh), which stands for "Путин, пошёл на хуй" (Putin, poshol na khuy, which is similar to "Putin, go fuck yourself", which could be rendered in English as "PTN GFY").[8]

HistoryEdit

The chant has its origins in "Surkis Khuylo!", a football chant that was initiated by the ultras of FC Metalist Kharkiv some time in 2010, during the height of a feud between two Ukrainian oligarchs, Oleksandr Yaroslavsky, then-owner of "Metalist", and Hryhoriy Surkis, then-president of the Football Federation of Ukraine who had strong historic and family ties with FC Dynamo Kyiv.[9] The Kharkiv fans, who sided with their club president, chanted "Surkis Khuylo!" to express their dislike of the Football Federation president in vulgar and profane form.

The first recorded public performance of the "Putin khuylo!" chant and the song that grew from it took place in in March 2014 in Kharkiv when the local fans chanted it during their street march. The recording was soon posted to Youtubewhere it went viral.[10] Various groups of Ukrainian ultras of all major Ukrainian clubs except one have been historically holding strong pro-Ukrainian, sometimes nationalistic, political views and on the onset of the Russian annexation of Crimea and military intervention in Ukraine combined with Russia-incited anti-Ukrainian violence in the East and South of Ukraine, when the city ofKharkiv was in turmoil, the football fans immediately and unequivocally sided with Ukraine in its conflict with Russia.[11][12] Soon the song that vulgarly derided Putin gained much wider popularity, spreading among other clubs, such as the fans of Shakhtar Donetsk (Donetsk) and Dynamo Kyiv (Kiev), who were formerly feuding but sang the song together.[11][13] During the Russian intervention and partial occupation of Ukraine,[nb 1] the ultras of various Ukrainian clubs set aside their rivalries and chanted the song in joint street marches.[9] The chant continued to grow in popularity and became "a nationwide cultural meme" according to The Guardian.[17] Alexander J. Motyl reported, "A shorthand, more modest version of the lyrics has even entered the popular discourse. If you want to express your views of Putin, all you need do is say 'la-la la-la la-la', and everything's quite clear."[18]

Artemy Troitsky identified the melody of the chant[19] as coming from the song "Speedy Gonzales", a hit for American singer Pat Boone in 1962.

In June 2015 Russian Federal Security Service started criminal prosecution and investigation of activist Daria Poludova for using the song in social networkVK.[20]

In mainstream rock musi

Putin khuilo!

Halaman ini ada beberapa isu

Putin khuilo! adalah sebuah lagu ukrainian mengenai Vladimir Putin. ].[1][2][3]Lagu ini asalnya untuk penyokong bola sepak tetapi menjadi popular apabila rusia campur tangan hal ehwal ukrainian.

↑ "Украинский хит шагает по планете" [Ukrainian hit sweeping the planet](dalam bahasa Rusia). TSN. June 10, 2014. Diarkibkan daripada asal pada June 15, 2014. Diperoleh pada June 15, 2014.↑ Washingtonpost: Khuilo, the offensive term that has attached itself to Putin↑ "Ukraine minister's abusive remarks about Putin spark diplomatic row".The Guardian. June 15, 2014. Diarkibkan daripada asal pada June 15, 2014. Diperoleh pada June 15, 2014.




 Rencana ini merupakan rencana tunas. Anda boleh membantu Wikipedia dengan mengembangkannya.

Baca dalam bahasa lain

Last edited 1 year ago by EmausBot

Putin Chuilo!



Wixxa-Plakat voa da russischn Botschoft in Ottawa,Kanada



"Putin Chuilo!" Graffiti z Luhansk



Da Putin ois KGB Spitzl und Stasi-Kollega in da DDR

"Putin — Chuilo!", Schreibweis aa: "Putin - Huilo!" oda "Putin - Huylo!", engl. "Putin — khuylo!" (ukrainisch: Путiн - хуйло, 'putin xuj'lo; russisch: Путин - хуйло, 'putʲɪn xʊj'lo)[1] is a russischa und ukrainischa Ausruaf bzw. Gsang, dea wo si iwan russischn Presidentn Vladimir Putin (Spitznam: Bloodymir undobasta Terrorrusse) lustig mocht. Auf Boarisch hoasst dea Spruch: "Da Putin is a Zipfeklatscha!" bzw. "Da Putin is a Wixxa!" (dt. "Putin ist ein Volldepp!" oda "Putin ist ein Schwachkopf!" oda "Putin ist eine Arschgeige!" oda "Putin ist ein Wixer!", engl. "Putin is a dickwad!" oda "Putin is a dipshit!").

Dea Ausruaf is ausm Schlochtgsangl vo Fuassboifans vo FC Metalist Kharkiv im Meaz 2014 entstandn,[2] und is mitm russischn Iwafoi auf de Ukraine anno 2014 wäidweit populea worn.

Inhoitsvazeichnis

Urban DictionaryA neia russischa BuachstobGalleryNamasstiftungBelegIm Netz

Urban DictionaryBearbeiten

Im Mai 2014 is huylo ins amerikanische Szeneweatabuach Urban Dictionary ois Synonym fian Vladimir Putin aufgnumma worn.[3]

huyloIs a typical russian insult. A person who cant be trusted, who is full of shit and he knows that, but still behaves like he does believe in his words. Sort of an english dickhead but much ruder. Comes from 'huy' which is russian for dick.Putin 'Huylo' Vladimirovich[4]

A neia russischa BuachstobBearbeiten

Dea Ausdruck wead obkiazt ois: птн x̆ло (ptn kh̆lo). Dea Buachstob ' x̆ ' is a Iwalogarung vo de kyrillischn Buachstom х, у, й, ois Running Gag "a neicha russischa Buachstob"[5].

>>12144548
Хуйло хуй сосёт