"Физика Космоса", 1986
|
- редкий тип нестационарных звезд, нахдящихся на ранней стадии звездной эволюции, названа по звезде FU Ориона (FU Ori). Блеск этой звезды в течение полугода (в 1936-1937 гг.) возрос от 16 до 10 m и в последующие 40 лет ослабел всего лишь на 1,5 m . Сейчас по распределению энергии в оптич.
- спектральные линии поглощения (а также комплексы линий - полосы) в спектрах Солнца, звезд и др. космич. объектов. Названы в честь нем. физика и астронома Й. Фраунгофера, детально исследовавшего эти линии в спектре Солнца (1814 г.). Ф.л. - важный источник информации о хим. составе атмосфер Солнца и звезд, а также о физ. условиях в них (см.
- эл.-магн. излучение Вселенной, не искаженное ближайшими источниками (атмосферой Земли, излучением Галактики и т.п.). Именно Ф.и.В. должны были бы воспринимать приборы с широким полем зрения, вынесенные в пространство между галактиками. К сожалению, такой эксперимент невозможен. Астрономы изучают Ф.и.В., используя наземные и внеатмосферные приборы.
- волокнистые образования в хромосферном слое центров активности, наблюдаемые в проекции на диск Солнца (см. Солнечная хромосфера). Ф. видны только в свете фраунгоферовых линий средней и большой интенсивности на специально получаемых в частотах этих линий снимках Солнца (т.н. спектрограммах). Ф.
- вращение плоскости (в общем случае эллипса) поляризации эл.-магн. волны при распространении ее в гиротропной среде. Наиболее важным в астрофизике частным случаем гиротропной среды явл. разреженная плазма с магн. полем. В ней для каждого направления и частоты излучения имеетсяя два типа независимо распространяющихся собств. колебаний (нормальных волн, НВ) с различными (вообще говоря, эллиптическими) поляризациями (см.
Земная атмосфера прозрачна почти полностью для падающего извне излучения лишь в двух сравнительно узких окнах: оптическом - в диапазоне длин волн от 0,3 мкм (3000 ) до 1,5-2 мкм (область до 8 мкм состоит из ряда узких полос пропускания) и в радиодиапазоне - для волн длиной от 1 мм до 15-30 м.
собственные колебания колебания звезд, проявляющиеся в их периодическом сжатии и расширении. Простейший вид собств. колебаний звезды - радиальные сферически-симметричные пульсации, при к-рых она периодически расширяется и сжимается, сохраняя при этом форму шара (в общем случае нерадиальных колебаний меняется и форма звезды, напр., звезда периодически принимает форму то вытянутого, то сплюснутого эллипсоида). По совр.
1. Открытие пульсаров 2. Основные характеристики наблюдаемого излучения пульсаров 3. Физика пульсаров П. - источники космич. импульсного радиоизлучения с очень большой стабильностью периода. Они излучают в широком спектр. диапазоне - от метровых до сантиметровых волн включительно, а в ряде случаев - даже в оптич., рентг. и гамма-диапазонах. Осн. особенностью П.
Рис. 1. Эруптивный протуберанец. - крупные образования в атмосфере Солнца, отличающиеся от окружающего их вещества повышенной плотностью и пониженной темп-рой; ниаболее заметный тип проявления активности в солнечной короне. В моменты полной фазы солнечного затмения они могут наблюдаться невооруженным глазом в виде ярких выступов у края диска Луны (отсюда их название от лат. protubero - вздуваюсь).
- элементарная частица с единичным (в ед. e) положительным электрич. зарядом и спином 1/2 (в ед. ), ядро атома водорода. П. относится к классу адронов и входит в группу барионов; подчиняется статистике Ферми-Дирака. Масса покоя П. МэВ. Магн. момент П. , где эрг/Гс - ядерный магнетон. Согласно кварковой модели адронов, П. |
|
