http://livet.rusff.me/ livet ru-ru Mon, 16 Nov 2015 23:33:16 +0300 MyBB/mybb.ru http://livet.rusff.me/viewtopic.php?pid=3#p3 <div class="quote-box answer-box"><cite>say.my.name написал(а):</cite><blockquote><p>Благодарим за выбор нашего сервиса!</p></blockquote></div><div class="quote-box quote-main"><blockquote><p>Наблюдения<br />Основная статья: Астрономия<br />Описанное выше многообразие порождает целый спектр задач наблюдательного характера. В одну группу можно включить изучение отдельных феноменов и объектов, а это:<br />Феномен расширения. А для этого нужно измерять расстояния и красные смещения и как можно более далеких объектов. При ближайшем рассмотрении это выливается в целый комплекс задач, называемый шкалой расстояний.<br />Реликтовый фон.</p></blockquote></div><div class="quote-box spoiler-box"><div onclick="$(this).toggleClass('visible'); $(this).next().toggleClass('visible');">spoiler</div><blockquote><p>Отдельные удалённые объекты, как квазары и гамма-всплески.<br />Далёкие и старые объекты излучают мало света и необходимы гигантские телескопы, такие как обсерватория Кека, VLT, БТА, «Хаббл» и строящиеся E-ELT и «Джеймс Уэбб». Кроме того, для выполнения первой задачи необходимы и специализированные средства — такие, как Hipparcos и разрабатывающаяся Gaia.<br />Как было сказано, излучение реликтового лежит в микроволновом диапазоне длин волн, следовательно для его изучения необходимы радионаблюдения и, желательно, космическими телескопами, такими как WMAP и «Планк».Уникальные особенности гамма-всплесков требуют не только гамма-лабораторий на орбите, наподобие SWIFT, но и необычных телескопов — робот-телескопов — чьё поле зрения больше, чем у вышеупомянутых инструментов SDSS, и способных наблюдать в автоматическом режиме. Примерами таких систем может служить телескопы российской сети «Мастер» и российско-итальянский проект Tortora.</p></blockquote></div><div class="quote-box hide-box term-login"><cite>Скрытый текст:</cite><blockquote><p>Для просмотра скрытого текста - <a href="/login.php" rel="nofollow" target="_blank">войдите</a> или <a rel="nofollow" href="/register.php" target="_blank">зарегистрируйтесь</a>.</p></blockquote></div><p><span style="display: block; text-align: right">Шкала расстояний и космологическое красное смещение<br />Основная статья: Шкала расстояний в астрономии<br />Измерение расстояния в астрономии — многоступенчатый процесс. И основная сложность заключается в том, что наилучшие точности у разных методах достигаются на разных масштабах. Поэтому для измерений всё более и более далёких объектов используется всё более и более длинная цепочка методов, каждый из которых опирается на результаты предыдущего.<br />В основании всех эти цепочек лежит метод тригонометрического параллакса — базовый, единственный, где расстояние измеряется геометрически, с минимальным привлечением допущений и эмпирических закономерностей. Прочие методы, в большинстве своем, для измерения расстояния используют стандартную свечу — источник с известной светимостью. И расстояние до него можно вычислить[12]:<br />D^2=\frac{L}{4\pi F} <br />где D — искомое расстояние, L — светимость, а F — измеренный световой поток.<br />Метод тригонометрического параллакса<br />Схема возникновения годичного параллакса<br />Параллакс — это угол, возникающий благодаря проекции источника на небесную сферу. Различают два вида параллакса: годичный и групповой[13].<br />Годичный параллакс — угол, под которым был бы виден средний радиус земной орбиты из центра масс звезды. Из-за движения Земли по орбите видимое положение любой звезды на небесной сфере постоянно сдвигается — звезда описывает эллипс, большая полуось которого оказывается равной годичному параллаксу. По известному параллаксу из законов евклидовой геометрии расстояние от центра земной орбиты до звезды можно найти как[13]:<br />D=\frac{2R}{2 \sin \alpha/2}\approx \frac{2R}{\alpha} ,<br />где D — искомое расстояние, R — радиус земной орбиты, а приближённое равенство записано для малого угла (в радианах). Данная формула хорошо демонстрирует основную трудность этого метода: с увеличением расстояния значение параллакса убывает по гиперболе, и поэтому измерение расстояний до далеких звёзд сопряжено со значительными техническими трудностями.<br />Суть группового параллакса состоит в следующем: если некое звёздное скопление имеет заметную скорость относительно Земли, то по законам проекции видимые направления движения его членов будут сходиться в одной точке, называемой радиантом скопления. Положение радианта определяется из собственных движений звёзд и смещения их спектральных линий, возникшего из-за эффекта Доплера. Тогда расстояние до скопления находится из следующего соотношения[14]:<br />D=\frac{V_r \mathrm{tg}(\lambda)}{4.738\mu},<br />где &#956; и Vr — соответственно угловая (в секундах дуги в год) и лучевая (в км/с) скорость звезды скопления, &#955; — угол между прямыми Солнце—звезда и звезда—радиант, а D — расстояние, выраженное в парсеках. Только Гиады имеют заметный групповой параллакс, но до запуска спутника Hipparcos только таким способом можно откалибровать шкалу расстояний для старых объектов[13].<br />Метод определения расстояния по цефеидам и звёздам типа RR Лиры<br />На цефеидах и звёздах типа RR Лиры единая шкала расстояний расходится на две ветви — шкалу расстояний для молодых объектов и для старых[13]. Цефеиды расположены, в основном, в областях недавнего звёздообразования и поэтому являются молодыми объектами. Переменные типа RR Лиры тяготеют к старым системам, например, особенно их много в шаровых звёздных скоплениях в гало нашей Галактики.<br />Оба типа звёзд являются переменными, но если цефеиды — недавно образовавшиеся объекты, то звёзды типа RR Лиры сошли с главной последовательности — гиганты спектральных классов A—F, расположенные, в основном, на горизонтальной ветви диаграммы «цвет-величина» для шаровых скоплений. Однако, способы их использования как стандартных свеч различны:<br />Для цефеид существует хорошая зависимость «период пульсации — абсолютная звёздная величина». Скорее всего, это связано с тем, что массы цефеид различны.<br />Для звёзд RR Лиры средняя абсолютная звёздная величина примерно одинакова и составляет M_{RR}\approx0.78^m[13].<br />Определение данным методом расстояний сопряжено с рядом трудностей:<br />Необходимо выделить отдельные звёзды. В пределах Млечного Пути это не составляет особого труда, но чем больше расстояние, тем меньше угол, разделяющий звёзды.<br />Необходимо учитывать поглощение света пылью и неоднородность её распределения в пространстве.<br />Кроме того, для цефеид остаётся серьёзной проблемой точное определение нуль-пункта зависимости «период пульсации — светимость». На протяжении XX века его значение постоянно менялось, а значит, менялась и оценка расстояния, получаемая подобным способом. Светимость звёзд типа RR Лиры, хотя и почти постоянна, но всё же зависит от концентрации тяжёлых элементов.<br />Метод определения расстояния по сверхновым типа Ia<br />Кривые блеска различных сверхновых.<br />Вспышка сверхновой — колоссальный взрывной процесс, происходящий по всему телу звезды,при этом выделившейся энергии лежит в диапазоне от 1050 — 1051 эрг[15]. А также сверхновые типа Ia имеют одинаковую светимость в максимуме блеска. Вместе это позволяет измерять расстояния до очень далёких галактик.<br />Именно благодаря им в 1998 году две группы наблюдателей открыли ускорение расширения Вселенной[16]. На сегодняшний день факт ускорения почти не вызывает сомнений, однако, по сверхновым невозможно однозначно определить его величину: всё ещё крайне велики ошибки для больших z[12][17].</span></p> mybb@mybb.ru (livet) Mon, 16 Nov 2015 23:33:16 +0300 http://livet.rusff.me/viewtopic.php?pid=3#p3