|
|
|
Polski Serwis Naukowy - OnLine od 1999 roku
 RSS
Dodaj do:
Warto przeczytać: Czy gwiazdy w galaktykach powstają w następstwie gwałtownych i burzliwych połączeń czy raczej w toku bardziej stabilnych i łagodnych procesów? Dzięki analizie tysięcy galaktyk z ostatnich 11 mld lat historii kosmosu, prowadzonej przez obserwatorium kosmiczne Herschela Europe... Moc atrakcji w noc "spadających gwiazd" przygotowało Centrum Hewelianum. 12 sierpnia oprócz obserwacji meteorów w gdańskim centrum nauki będzie można wziąć udział w koncercie "Dźwięki kosmosu", w pokazie o bolidach, meteora... Dwa instytuty Polskiej Akademii Nauk - Centrum Badań Kosmicznych (CBK) i Centrum Astronomiczne im. Mikołaja Kopernika (CAMK) - we współpracy z Instytutem Astronomicznym Uniwersytetu Wrocławskiego (IAUWr) zbudują pierwszego polskiego satelitę naukowego BRITE-PL. Akronim BRITE pochodzi od angielskiej nazwy mię... Kopuła astronomiczna, dzięki której młodzież będzie mogła lepiej poznać tajemnice kosmosu powstała na dachu liceum ogólnokształcącego w Tuchowie (woj. małopolskie) - informuje rzecznik prasowy Starostwa Powiatowego w Tarnowie ... W najbliższy poniedziałek, 28 lutego, w Centrum Astronomicznym im. Mikołaja Kopernika PAN w Warszawie prof. Joanna Mikołajewska opowie o otyłości... gwiazd. Będzie to kolejna odsłona wiosennego cyklu popularnonaukowych odczytów pt. "Spotkani...
Ostatnio na Forum:
Dyskusje
8
odp.
4
odp. Reklama:
 Gromada otwartaTo hasło encyklopedii posiada podstrony: [1][2] 3 Czy wiesz że...? Spektroskopia – nauka o powstawaniu i interpretacji widm powstających w wyniku oddziaływań wszelkich rodzajów promieniowania na materię rozumianą jako zbiorowisko atomów i cząsteczek. Spektroskopia jest też często rozumiana jako ogólna nazwa wszelkich technik analitycznych polegających na generowaniu widm. Cefeidy (zwane też gwiazdami typu δ Cephei lub cefeidami klasycznymi od nazwy gwiazdozbioru Cefeusza) – gwiazdy zmienne pulsujące, nadolbrzymy, których jasność zmienia się z okresem od 1 do 150 dni. Amplitudy zmian blasku wynoszą od 0,1 do 2 wielkości gwiazdowych. Jasności absolutne (MV) cefeid wynoszą od -2 do -6 wielkości gwiazdowych. Podczas pulsacji zmienia się również ich promień oraz typ widmowy od A lub F w maksimum blasku do G lub K w minimum. Gromady otwarte i astronomiczna skala odległości
Dla zrozumienia natury obiektów astronomicznych kluczowym jest wyznaczenie odległości do nich. Większość ciał niebieskich znajduje się jednak zbyt daleko, by tę odległość wyznaczyć bezpośrednio. Kalibracja skali odległości we Wszechświecie jest wynikiem łączenia serii pośrednich i często mało dokładnych pomiarów, wiążących obiekty najbliższe (do których odległość da się zmierzyć bezpośrednio) z coraz dalszymi. Istotnym etapem tej metody są właśnie gromady otwarte. Teleskop (gr. tēle-skópos – daleko widzący) – przyrząd optyczny złożony z dwóch elementów optycznych: obiektywu i okularu (teleskop soczewkowy) lub z okularu i zwierciadła (teleskop zwierciadlany), połączonych tubusem. Służy do powiększania odległych obrazów. Zarówno teleskop soczewkowy, jak i teleskop zwierciadlany dają obraz rzeczywisty powiększony, odwrócony lub prosty.
Beryl (Be, łac. beryllium) – pierwiastek chemiczny, metal należący do drugiej grupy głównej układu okresowego. Jedynym stabilnym izotopem jest 9Be. Został odkryty przez Louisa Vauquelina w 1798 r. Odległości do najbliższych gromad otwartych mogą być wyznaczone z dobrą dokładnością przy użyciu dwóch metod. Pierwszą z nich jest metoda paralaksy, czyli określania odległości do gwiazdy w gromadzie na podstawie niewielkiej zmiany jej pozornej pozycji na sferze niebieskiej, wywołanej rocznym ruchem Ziemi dokoła Słońca. Metodę tę daje się stosować dla gromad w odległości do około 500 lat świetlnych, czyli Hiad, Plejad i kilku innych gromad. Szczególnie dużą dokładność mają pomiary paralaksy przy użyciu satelity Hipparcos. Grawitacja (ciążenie powszechne) - jedno z czterech oddziaływań podstawowych, będące zjawiskiem naturalnym polegającym na tym, że wszystkie obiekty posiadające masę oddziałują na siebie wzajemnie przyciągając się.
Wiatr gwiazdowy – strumień cząstek materii z zewnętrznych warstw atmosfery gwiazdy. Intensywny wiatr gwiazdowy może prowadzić do znacznej utraty masy przez gwiazdę w trakcie jej ewolucji. Zjawisko jest wywołane przez ciśnienie promieniowania emitowanego przez gwiazdę (por. jasność Eddingtona) i przez zjawiska magnetyczne zachodzące w jej atmosferze. Inna bezpośrednia metoda, specyficzna dla gromad otwartych, to metoda ruchu własnego. Opiera się ona na założeniu, że wszystkie gwiazdy w gromadzie mają niemal identyczny wektor prędkości względem Słońca. Jeżeli do tego rozmiar gromady jest porównywalny z jej odległością od Słońca, a przy tym możemy zaobserwować ruch własny poszczególnych gwiazd z gromady oraz ich prędkości radialne, to odległość do gromady daje się dokładnie wyznaczyć z prostej trygonometrii. Metoda ruchów własnych zastosowana do Hiad pozwoliła na określenie odległości do środka gromady na 46,3 parseków. Paralaksa – efekt niezgodności różnych obrazów tego samego obiektu obserwowanych z różnych kierunków. W szczególności paralaksa odnosi się do jednoczesnego obserwowania obiektów leżących w różnych odległościach od obserwatora lub urządzenia obserwującego, a objawia się tym, że obiekty te na obu obrazach są oddalone od siebie o odmienną odległość kątową lub też nachodzą na siebie na tych obrazach w odmiennym stopniu.
Fala uderzeniowa – cienka warstwa, w której następuje gwałtowny wzrost ciśnienia gazu, rozchodząca się szybciej niż dźwięk. Fale uderzeniowe powstają podczas silnego wybuchu, ruchu ciała z prędkością ponaddźwiękową (np. samolot). Znajomość odległości do bliskich gromad pozwala na rozszerzenie skali odległości do gromad bardziej odległych. Jest to możliwe dzięki wykorzystaniu statystycznych zależności między barwą a absolutną jasnością gwiazd (diagram Hertzsprunga-Russella). W ten sposób określane są odległości do gromad otwartych znajdujących się nawet na krańcach naszej Galaktyki (najdalsza znana gromada w Drodze Mlecznej to Berkeley 29 odległa o 15 kiloparseków), a także w innych, pobliskich galaktykach, zwłaszcza należących do Lokalnej Grupy Galaktyk. Emisja promieniowania to wysyłanie przez wzbudzony układ fizyczny (np. atom, jądro atomowe, ciało makroskopowe) energii w postaci promieniowania zarówno fal (np. światła, fal radiowych, dźwięku), jak i korpuskularnego (np. elektronów, cząstek α).
Gwiazda zmienna – gwiazda, która w znaczący sposób zmienia swoją jasność. Ogólnie rzecz biorąc, każda gwiazda wykazuje drobne fluktuacje jasności, ale są one w większości przypadków praktycznie niezauważalne – na przykład jasność Słońca zmienia się o ok. 0,1% w 11-letnim cyklu. Dokładna znajomość odległości do gromad otwartych jest kluczowa dla kalibracji zależności okres-jasność dla gwiazd zmiennych, takich jak cefeidy lub gwiazdy RR Lyrae. Gwiazdy te służą do wyznaczania odległości do odleglejszych galaktyk metodą świec standardowych. Przypisy
Zobacz teżBibliografiaŚwieca standardowa – obiekt astronomiczny o znanej absolutnej wielkości gwiazdowej. Porównując znaną jasność absolutną z jasnością pozorną (obserwowaną) możemy wyznaczyć odległość do takiego obiektu, korzystając z zależności:
Diagram Hertzsprunga-Russella (H-R) – wykres klasyfikujący gwiazdy. Został skonstruowany w 1911 r. przez E. Hertzsprunga, a w 1913 r. udoskonalony przez H.N. Russella. Linki zewnętrzne
Wodór (H, łac. hydrogenium) – pierwiastek chemiczny, niemetal z bloku s układu okresowego. Jest to najprostszy możliwy pierwiastek o liczbie atomowej 1, składający się z jednego protonu i jednego elektronu.
Lista gromad otwartych należących do Drogi Mlecznej. Lista jest posegregowana według rosnącej rektascensji. Zawiera 2094 gromady otwarte sklasyfikowane do 2010 roku. Obecnie znamy około 2500 gromad otwartych w Drodze Mlecznej, lecz szacunkowo może ich istnieć nawet 30 000. Większość z nich ciągle pozostaje niewidoczna gdyż skrywa się za gazem i pyłem naszej Galaktyki.
przejdź do podstrony: [1][2] 3
Czy wiesz że...? beta Astrometria (astronomia pozycyjna) – najstarszy dział astronomii zajmujący się pomiarami pozornych położeń i ruchów ciał niebieskich. Dzieli się na astronomię sferyczną, zawierającą matematyczną teorię potrzebną do opisywania ruchów ciał na sferze niebieskiej oraz astronomię praktyczną, obejmującą teorię przyrządów astrometrycznych, metody obserwacji i ich opracowywania.
Październik – dziesiąty miesiąc w roku, wg używanego w Polsce kalendarza gregoriańskiego, ma 31 dni. Jest najdłuższym miesiącem w roku kalendarzowym, ponieważ wypada wtedy zmiana z czasu letniego na zimowy (jest dłuższy o jedną godzinę od pozostałych 31-dniowych miesięcy). Nazwa miesiąca (wg Brücknera) (dawniej również paździerzec) pochodzi od słowa paździerze oznaczającego "odpadki od lnu lub konopi". Obok tego funkcjonowały również nazwy: paździerzec, paździerzeń, pościernik, a także winnik (por. starogermańska nazwa miesiąca Weinmond).
Galaktyki nieregularne (Irr – od ang. Irregular) – są galaktykami, które nie mają określonego symetrycznego kształtu. Stanowią ok. 5% populacji wszystkich galaktyk.
Hel (He, łac. helium) – pierwiastek chemiczny, z grupy gazów szlachetnych w układzie okresowym. Jest po wodorze drugim najbardziej rozpowszechnionym pierwiastkiem chemicznym we wszechświecie, jednak na Ziemi występuje wyłącznie w śladowych ilościach (4·10-7% w górnych warstwach atmosfery).
Wielka Niedźwiedzica (łac. Ursa Major, dop. Ursae Majoris, skrót UMa) – gwiazdozbiór okołobiegunowy nieba północnego, a zarazem trzecia co do wielkości konstelacja nieba. W Polsce, a zatem na naszej szerokości geograficznej, widoczna przez cały rok.
Energia gr. ενεργεια (energeia) – skalarna wielkość fizyczna charakteryzująca pod względem ilościowym stan układu fizycznego (materii) (z punktu widzenia termodynamiki niektóre formy energii są funkcjami stanu i potencjałami termodynamicznymi), stan i wzajemne oddziaływania obiektów fizycznych (ciał, pól, cząstek, układów fizycznych), przemiany fizyczne i chemiczne oraz wszelkiego rodzaju procesy występujące w przyrodzie.
Kelwin – jednostka temperatury w układzie SI równa 1/273,16 temperatury termodynamicznej punktu potrójnego wody, oznaczana K. Definicja ta odnosi się do wody o następującym składzie izotopowym: 0,00015576 mola 2H na jeden mol 1H, 0,0003799 mola 17O na jeden mol 16O i 0,0020052 mola 18O na jeden mol 16O[1]. Powyższa treść oraz zamieszczone w niej powiązane definicje/pojęcia - udostępniane są na licencji Creative Commons: uznanie autorstwa, na tych samych warunkach, z możliwością obowiązywania dodatkowych ograniczeń.
Zobacz szczegółowe informacje o warunkach korzystania
Wszystkie hasła znajdujące się w naszym mirrorze Wikipedii mają znaczenie informacyjne i edukacyjne. Nie mogą być traktowane jako porady. |
