Променлива звезда - Редакционна история

Detelina Staneva: /* Цефеиди */

2014-04-01T07:22:17Z

Цефеиди

Detelina Staneva: /* Същност */

2014-04-01T07:21:47Z

Същност

Detelina Staneva: /* Цефеиди */

2014-04-01T07:21:15Z

Цефеиди

Detelina Staneva: /* Цефеиди */

2014-04-01T07:20:49Z

Цефеиди

Detelina Staneva: /* Вижте още */

2014-04-01T07:20:15Z

Вижте още

Detelina Staneva: /* Вижте още */

2012-07-15T15:01:42Z

Вижте още

Detelina Staneva: /* Външни препратки */

2012-07-15T15:01:24Z

Външни препратки

Detelina Staneva: /* Вижте още */

2012-07-15T14:59:51Z

Вижте още

Detelina Staneva: /* Източници */

2012-07-15T14:53:13Z

Източници

Detelina Staneva в 13:05, 15 юли 2012

2012-07-15T13:05:12Z

@@ Ред 23: / Ред 23: @@
 ==Цефеиди==
-[[file:pz2.jpg|center|thumb|Цефеиди]]
+[[file:pz2.jpg|right|thumb|Цефеиди]]
 Цефеидите са пулсиращи променливи звезди. Класическите цефеиди тип a Cephei са дългопериодични променливи звезди от плоската компонента с периоди от 2-70дни. Масата им е между 5 и 20 пъти масата на Слънцето. Диаметърът им е 60 пъти по-голям от Слънцето и варира около 8% в продължение на периода. Тяхната звездна величина варира за период от 5,36 дни от 3,4 до 4,6. Техният спектрален тип варира от F5 с повърхностна температура 6580 K до спектрален тип G2 с повърхностна [[температура]] 5800 К. Те са на [[разстояние]] 300 pc от нас.
 Изменението на блясъка на една пулсираща променлива звезда зависи главно от изменението на нейната повърхностна температура и значително по-малко от изменението на радиуса. При обяснението на този процес се използват знанията на учениците по химия и атомна физика. В подповърхностния слой на звездите съществува слой, където хелият е напълно йонизиран, в следствие на поглъщане на фотони с енергия 54,4 eV. Tова задържане на [[енергия]] в слоя води до създаване на голям температурен градиент. При звезди тип RR Lyrae и цефеидите енергията се пренася с лъчение. При изсветването He III преминава в He II. При свиване на звездата този коефициент на прозрачност отново нараства и затруднява излъчването, което отново йонизира хелия. Изменението на блясъка може да съвпада или не по фаза с пулсациите.Това зависи главно от дълбочината на слоя He III, както и от отклоненията от адиабатното свиване и разширяване. С комбинация от тези условия биха могли да се обяснят различни типове променливи.
@@ Ред 32: / Ред 34: @@
 За определяне на близки разстояния се използват променливите звезди. В процеса на изясняване на този метод се използват много фотометрични знания като: видима звездна величина; закон на Ламберт; връзка между осветеност и светимост, формула на Погсън; както и абсолютна звездна величина; връзка между разстоянието, видимата и абсолютната звездна величина; спектрална класификация.
-[[file:pz3.jpg|center|thumb|Променлива звезда]]
+[[file:ppp.gif|center]]
 ==Вижте още==

← По-стара версия		Версия от 07:21, 1 април 2014
Ред 17:		Ред 17:

	[[file:pppp.gif\|thumb\|right\|300px\|Графично представяне на променяща се звезда]]		[[file:pppp.gif\|thumb\|right\|300px\|Графично представяне на променяща се звезда]]
−
−	~~[[file:ppp.gif\|left]]~~

	Затъмнително-двойните звезди намаляват своята яркост, когато слабият компаньон премине пред диска на втората звезда; а увеличават яркостта си, когато слабата звезда престане да закрива светлината от втората звезда.		Затъмнително-двойните звезди намаляват своята яркост, когато слабият компаньон премине пред диска на втората звезда; а увеличават яркостта си, когато слабата звезда престане да закрива светлината от втората звезда.

@@ Ред 25: / Ред 25: @@
 ==Цефеиди==
-[[file:pz2.jpg|right|thumb|Цефеиди]]
+[[file:pz2.jpg|center|thumb|Цефеиди]]
 Цефеидите са пулсиращи променливи звезди. Класическите цефеиди тип a Cephei са дългопериодични променливи звезди от плоската компонента с периоди от 2-70дни. Масата им е между 5 и 20 пъти масата на Слънцето. Диаметърът им е 60 пъти по-голям от Слънцето и варира около 8% в продължение на периода. Тяхната звездна величина варира за период от 5,36 дни от 3,4 до 4,6. Техният спектрален тип варира от F5 с повърхностна температура 6580 K до спектрален тип G2 с повърхностна [[температура]] 5800 К. Те са на [[разстояние]] 300 pc от нас.
-Изменението на блясъка на една пулсираща променлива звезда зависи главно от изменението на нейната повърхностна температура и значително по- малко от изменението на радиуса. При обяснението на този процес се използват знанията на учениците по химия и атомна физика. В подповърхностния слой на звездите съществува слой, където хелият е напълно йонизиран, в следствие на поглъщане на фотони с енергия 54,4 eV. Tова задържане на [[енергия]] в слоя води до създаване на голям температурен градиент. При звезди тип RR Lyrae и цефеидите енергията се пренася с лъчение. При изсветването He III преминава в He II. При свиване на звездата този коефициент на прозрачност отново нараства и затруднява излъчването, което отново йонизира хелия. Изменението на блясъка може да съвпада или не по фаза с пулсациите.Това зависи главно от дълбочината на слоя He III, както и от отклоненията от адиабатното свиване и разширяване. С комбинация от тези условия биха могли да се обяснят различни типове променливи.
+Изменението на блясъка на една пулсираща променлива звезда зависи главно от изменението на нейната повърхностна температура и значително по-малко от изменението на радиуса. При обяснението на този процес се използват знанията на учениците по химия и атомна физика. В подповърхностния слой на звездите съществува слой, където хелият е напълно йонизиран, в следствие на поглъщане на фотони с енергия 54,4 eV. Tова задържане на [[енергия]] в слоя води до създаване на голям температурен градиент. При звезди тип RR Lyrae и цефеидите енергията се пренася с лъчение. При изсветването He III преминава в He II. При свиване на звездата този коефициент на прозрачност отново нараства и затруднява излъчването, което отново йонизира хелия. Изменението на блясъка може да съвпада или не по фаза с пулсациите.Това зависи главно от дълбочината на слоя He III, както и от отклоненията от адиабатното свиване и разширяване. С комбинация от тези условия биха могли да се обяснят различни типове променливи.
 Един от [[метод]]ите за определяне на разстоянието във Вселената е методът на паралакса, но за близки разстояния тий е неприложим.

@@ Ред 28: / Ред 28: @@
 Цефеидите са пулсиращи променливи звезди. Класическите цефеиди тип a Cephei са дългопериодични променливи звезди от плоската компонента с периоди от 2-70дни. Масата им е между 5 и 20 пъти масата на Слънцето. Диаметърът им е 60 пъти по-голям от Слънцето и варира около 8% в продължение на периода. Тяхната звездна величина варира за период от 5,36 дни от 3,4 до 4,6. Техният спектрален тип варира от F5 с повърхностна температура 6580 K до спектрален тип G2 с повърхностна [[температура]] 5800 К. Те са на [[разстояние]] 300 pc от нас.
 Изменението на блясъка на една пулсираща променлива звезда зависи главно от изменението на нейната повърхностна температура и значително по- малко от изменението на радиуса. При обяснението на този процес се използват знанията на учениците по химия и атомна физика. В подповърхностния слой на звездите съществува слой, където хелият е напълно йонизиран, в следствие на поглъщане на фотони с енергия 54,4 eV. Tова задържане на [[енергия]] в слоя води до създаване на голям температурен градиент. При звезди тип RR Lyrae и цефеидите енергията се пренася с лъчение. При изсветването He III преминава в He II. При свиване на звездата този коефициент на прозрачност отново нараства и затруднява излъчването, което отново йонизира хелия. Изменението на блясъка може да съвпада или не по фаза с пулсациите.Това зависи главно от дълбочината на слоя He III, както и от отклоненията от адиабатното свиване и разширяване. С комбинация от тези условия биха могли да се обяснят различни типове променливи.
@@ Ред 36: / Ред 34: @@
 За определяне на близки разстояния се използват променливите звезди. В процеса на изясняване на този метод се използват много фотометрични знания като: видима звездна величина; закон на Ламберт; връзка между осветеност и светимост, формула на Погсън; както и абсолютна звездна величина; връзка между разстоянието, видимата и абсолютната звездна величина; спектрална класификация.
 ==Вижте още==

← По-стара версия		Версия от 07:20, 1 април 2014
Ред 38:		Ред 38:

	==Вижте още==		==Вижте още==
−	*[[Космос]]
−	*[[Съзвездие]]
−	*[[Черна дупка]]
−	*[[Мъглявина]]
−	*[[Звезда]]
−	*[[Галактика]]
−	*[[Космос]]
−	*[[Слънчева система]]
−	*[[Планета]]
−	*[[Планета Земя]]
−	*[[Съзвездия]]
	*[[Николай Коперник]]		*[[Николай Коперник]]

@@ Ред 49: / Ред 49: @@
 *[[Планета Земя]]
 *[[Съзвездия]]
 ==Източници==

← По-стара версия		Версия от 15:01, 15 юли 2012
Ред 57:		Ред 57:

	==Външни препратки==		==Външни препратки==
−	[[category:~~Кибернетика~~]]	+	*[http://www.inkons.com/space/ Астрономия и космос]
		+	*[http://sanovnik.bg/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D1%81 Космос]
		+	*[http://www.planeti.site88.net/planets.html За планетите]
		+	[[category:Управленски решения и риск]]

@@ Ред 39: / Ред 39: @@
 ==Вижте още==
 ==Източници==
 ==Външни препратки==
 [[category:Кибернетика]]

@@ Ред 1: / Ред 1: @@
-[[file:pz1.jpg|right|thumb|Променлива звезда]]
+[[file:pz1.jpg|right|thumb|400px|Променлива звезда]]
 '''Променливите звезди''' са '''звезди, които променят блясъка си с течение на времето'''. Това може да се дължи на външни причини, какъвто е случаят със затъмнително-двойните звезди, или на физически процеси в самите звезди, възникнали в следствие на нарушено равновесие – нестационарни звезди.
 ==Същност==