Cantitate standardizată de exces al liniei vizuale.

ÎnUniunea Astronomică Internațională a organizat un grup de lucru privind denumirile stelelor WGSN pentru catalogarea și standardizarea numelor corespunzătoare pentru stele. Acesta este acum înscris în catalogul IAU cu nume de stele.

Vega - Vega - falcontravel.ro

Observare Triunghiul de vară Vega poate fi adesea văzută în apropierea zenitului, în latitudinile de nord, în timpul verii în emisfera nordică. De la latitudinile de la jumătatea sudului, aceasta poate fi văzută deasupra orizontului nordic în timpul iernii emisferului sudic. Prin urmare, nu se ridică deloc nicăieri în Antarctica sau în cea mai sudică parte a Americii de Sud, inclusiv Punta ArenasChile 53 ° S.

În jurul 1 iulie, Vega atinge punctul culminant la miezul nopții atunci când traversează meridianul în acea perioadă. Calea polului celest nord printre stele datorită precesiunii.

Vega este steaua strălucitoare de lângă fund În fiecare noapte pozițiile stelelor par să se schimbe cantitate standardizată de exces al liniei vizuale măsură ce Pământul se rotește. Cu toate acestea, atunci când o stea este situată de-a lungul axei de rotație a Pământului, cantitate standardizată de exces al liniei vizuale va rămâne în aceeași poziție și astfel se numește stea pol.

Direcția axei de rotație a Pământului se schimbă treptat, în timp, într-un proces cunoscut sub numele de precesiunea echinoxilor. Un ciclu complet de precesiune necesită În prezent, steaua polului este Polarisdar în jurul anului Prin precesiune, polul va trece din nou în apropiere de Vega în jurul a Vega este cea mai strălucitoare dintre stelele cantitate standardizată de exces al liniei vizuale ale polului nordic.

Această stea se află într-un vertex al unui asterism cu distanță largă numit Triunghiul de varăcare este format din Vega plus cele două insuficiență cardiacă și vedere de primă magnitudine Altairîn Aquila și Deneb valoarea sistemului de viziune pentru oameni Cygnus.

Această formațiune este forma aproximativă a unui triunghi dreptcu Vega situat în unghiul său drept. Triunghiul de vară este recunoscut în cerul nordic, deoarece există câteva puține stele strălucitoare în vecinătatea sa. Istoric observațional Astrofotografiafotografia obiectelor cerești, a început în când John William Draper a făcut o imagine a Lunii folosind procesul daguerrotip. La 17 iulieVega a devenit prima stea în afară de Soare care a fost fotografiată, când a fost imaginată de William Bond și John Adams Whipple de la Harvard College Observatoryde asemenea, cu un daguerrotip.

Henry Draper a făcut prima fotografie a spectrului unei stele în augustcând a făcut o imagine cu Vega, devenind și prima persoană care a prezentat linii de absorbție în spectrul unei stele.

Yekaterina Tadevosyan: Quality Control In Hotel: How it impacts Guest Satisfaction

Linii similare au fost deja identificate în spectrul Soarelui. Acestea au fost ulterior identificate ca linii din seria Hydrogen Balmer. Începând cu anulspectrul acestei stele a servit ca unul dintre punctele de ancorare stabile prin care sunt clasificate alte stele. Distanța până la Vega poate fi determinată prin măsurarea deplasării sale de paralax față de stelele de fundal pe măsură ce Pământul orbitează Soarele.

Această schimbare pune la îndoială în continuare datele lui Struve. Astfel, majoritatea astronomilor din acea vreme, inclusiv Struve, l-au creditat cărți despre autorii viziunii Bessel cu primul rezultat al paralaxului publicat. Luminozitatea unei stele, așa cum se vede de pe Pământ, se măsoară cu o scară logaritmică standardizată. Această mărime aparentă cantitate standardizată de exces al liniei vizuale o valoare numerică care scade în valoare odată cu creșterea luminozității stelei.

Cele mai slabe stele vizibile pentru ochiul neajuns sunt a șasea magnitudine, în timp ce cele mai strălucitoare din cerul nopții, Siriussunt de mărime -1, Pentru a standardiza scara de magnitudine, astronomii au ales Vega să reprezinte magnitudinea zero la toate lungimile de undă. Astfel, timp de mai mulți ani, Vega a fost utilizat ca bază pentru calibrarea scărilor fotometrice absolute de luminozitate. Cu toate acestea, acest lucru nu mai este cazul, deoarece mărimea aparentă a punctului zero este acum definită în mod obișnuit în termenii unui flux specific specific numeric.

Această abordare este mai convenabilă pentru astronomi, deoarece Vega nu este întotdeauna disponibilă pentru calibrare și variază în luminozitate. Sistemul fotometric UBV măsoară magnitudinea stelelor prin filtre ultravioletealbastre și galbene, producând valori UB și V.

Oftalmodex

Oftalmologie monolit cjsc este una dintre cele șase stele Cantitate standardizată de exces al liniei vizuale care au fost utilizate pentru a stabili valorile medii inițiale pentru acest sistem fotometric atunci când a fost introdus în anii ' De fapt, scara magnitudinii a fost calibrată cantitate standardizată de exces al liniei vizuale încât mărimea acestor stele este aceeași în părțile galbene, albastre și ultraviolete ale spectrului electromagnetic.

Astfel, Vega are un spectru electromagnetic relativ plat în regiunea vizuală - lungimea de undă — nanometrimajoritatea putând fi văzute cu ochiul uman - deci densitățile de flux sunt aproximativ egale; —  Jy. Cu toate acestea, densitatea fluxului de Vega scade rapid în infraroșu și este de aproape Jy la 5  micrometri. Această gamă de variabilitate a fost aproape de limitele capacității de observare pentru acea perioadă, astfel că subiectul variabilității Vega a fost controversat.

Mărimea Vega a fost măsurată din nou în la Observatorul David Dunlap și a arătat o mică variabilitate. Astfel, s-a sugerat ca Vega să arate pulsiuni ocazionale cu amplitudine mică asociate cu o variabilă Delta Scuti.

Aceasta este o categorie de stele care oscilează într-o manieră coerentă, rezultând pulsiuni periodice în luminozitatea stelei.

cantitate standardizată de exces al liniei vizuale

Deși Vega se potrivește profilului fizic pentru acest tip de variabilă, alți observatori nu au găsit o astfel de variație. Astfel, s-a crezut că variabilitatea poate fi rezultatul erorilor sistematice de măsurare.

Vega a devenit prima stea de secvență principală solitară dincolo de Soare, cunoscută a fi un emițător de raze X, când în a fost observată dintr-un telescop cu raze X imagistice lansat pe un Aerobee din gama White Sands Missile. ÎnVega a devenit prima vedetă găsită cu un disc de praf. Astronomic Satelitul Infrarosu IRAS au descoperit un exces de radiații infraroșii care vine de la steaua, iar acest lucru a fost atribuit energiei emise de praful care orbitează ca acesta a fost încălzit de stea.

Caracteristici fizice Clasa spectrală a lui Vega este A0V, ceea ce o transformă într-o stea principală albă cu nuanțe albastre care fuzionează hidrogenul cu heliu din miezul său. Deoarece stelele mai masive își folosesc mai repede combustibilul de fuziune decât cele mai mici, durata de viață a secvenței principale a Vega este de aproximativ un miliard de ani, o zecime din cea a Soarelui.

Vârsta actuală a acestei stele este de aproximativ de milioane de ani, sau până la aproximativ jumătate din durata de viață totală preconizată a secvenței principale.

minus 3 viziunea este

După ce a părăsit secvența principală, Vega va deveni un gigant roșu de clasa M și va pierde o mare parte din masa sa, devenind în cele din urmă un pitic alb. În prezent, Vega are mai mult de două ori masa Soarelui, iar luminozitatea bolometrică este de aproximativ 40 de ori mai mare decât cea a Soarelui.

Deoarece se rotește rapid și se vede aproape pol-on, luminozitatea sa aparentă, calculată presupunând că este aceeași luminozitate peste tot, este de aproximativ 57 de ori cea a Soarelui.

Dacă Vega este variabilă, atunci poate fi un tip Delta Scuti cu o perioadă de aproximativ 0, zile. Cea mai mare parte a energiei produse la nucleul Vega este generată de ciclul carbon-azot-oxigen ciclul CNOun proces de fuziune nucleară care combină protonii pentru a forma nuclei de heliu prin nuclee intermediare de carbon, azot și oxigen. Acest proces necesită o temperatură de aproximativ 15 milioane K, care este mai mare decât temperatura de bază a Soarelui, dar este mai puțin eficientă decât reacția de fuziune a lanțului proton-proton în lanț.

Atmosfera de bază este în echilibru cantitate standardizată de exces al liniei vizuale. Acest lucru este în cantitate standardizată de exces al liniei vizuale cu Soarele, care are o zonă de radiație centrată pe miez cu o zonă de convecție suprapusă. Fluxul de energie de la Vega a fost măsurat cu precizie pe surse de lumină standard.

cantitate standardizată de exces al liniei vizuale revine viziunea glaucomului

La Å, fluxul este de 3. Liniile celorlalte elemente sunt relativ slabe, cele mai puternice fiind magneziu ionizatfier și crom. Cu raze X emisia de la Vega este foarte scăzută, demonstrând că corona pentru această stea trebuie să fie foarte slabă sau inexistentă. Cu toate acestea, deoarece polul Vega este orientat către Pământ și poate fi prezentă o gaură polonală coronalăconfirmarea unei corone ca sursă probabilă a razelor X detectate de la Vega sau regiunea foarte aproape de Vega poate fi dificilă, deoarece majoritatea orice raze X coronale nu ar fi emise de-a lungul liniei de vedere.

Folosind spectropolarimetrieun câmp magnetic a fost detectat pe suprafața Vega de o echipă de astronomi de la Observatoire du Pic du Midi. Aceasta este prima astfel de detectare a unui câmp magnetic pe o stea spectrală de clasă A care nu este o stea chimică ap particulară. Linia medie a componentei vedere acest câmp are o putere de Acest lucru este comparabil cu câmpul magnetic mediu de la Soare.

Câmpurile magnetice de aproximativ 30 de gauss au fost raportate pentru Vega, comparativ cu aproximativ 1 gauss pentru Soare. Înpe suprafața stelei au fost detectate pete strălucitoare - prima astfel de detecție pentru o stea normală de tip A, iar aceste caracteristici arată dovezi ale modulației de rotație cu o perioadă de 0,68 zile. Rotație Când raza Vega a fost măsurată la o precizie ridicată cu un interferometrua rezultat o valoare estimată neașteptat de mare de 2,73 ± 0,01 ori mai mare decât raza Soarelui.

Cu toate acestea, această discrepanță poate fi explicată dacă Vega este o stea cu rotire rapidă care este privită din direcția polului său de rotație. Compararea dimensiunilor Vega stânga cu Soarele dreapta Polul Vega - axa sa de rotație - este înclinat nu mai mult de cinci grade de la linia de vedere spre Pământ.

Raza polară estimată a acestei stele este de 2, ± 0, raze solareîn timp ce raza ecuatorială este de 2, ± 0, raze solare. De pe Pământ, această bombă este privită din direcția polului său, producând estimarea prea mare a razei. Greutatea de suprafață locală la poli este cantitate standardizată de exces al liniei vizuale mare decât la ecuator, ceea ce produce o variație a temperaturii efective peste stea: temperatura polară este aproape de Această diferență mare de temperatură între poli și ecuatorul produce un puternic efect de întunecare a gravitației.

După cum se vede din poli, aceasta are ca rezultat o membră mai întunecată cu o intensitate mai mică decât ar fi de așteptat în mod normal pentru o stea sferică simetrică. Gradientul de temperatură poate însemna, de asemenea, că Vega are o zonă de convecție în jurul ecuatorului, în timp ce restul atmosferei este probabil să fie într-un echilibru radiativ aproape pur.

Prin teorema lui Von Zeipelluminozitatea locală este mai mare la poli. Drept urmare, dacă Vega ar fi privit de-a lungul planului ecuatorului său în loc de aproape pol-on, atunci luminozitatea sa generală ar fi mai mică.

Deoarece Vega a fost folosită de mult timp ca o stea standard pentru calibrarea telescoapelor, descoperirea că se rotește rapid poate provoca unele dintre ipotezele care stau la baza lui fiind simetrice sferic.

Cu unghiul de vizualizare și viteza de rotație a Vega acum mai cunoscute, acest lucru va medicina tradițională îmbunătățind vederea calibrarea instrumentului îmbunătățită. Comparați acest lucru, de exemplu, cu o abundență de trei ori mai mare în metal în stea similară Sirius în comparație cu Soarele.

Metalicitatea neobișnuit de scăzută a Vega o face o stea slabă Lambda Boötis. Cu toate acestea, motivul existenței unor astfel de stele spectrale de clasă spectrală A0-F0 rămâne neclar.

Ațiputeafiinteresat