برای ارتباط با ما می توانید از طریق شماره موبایل زیر از طریق تماس و پیامک با ما در ارتباط باشید

09117307688
09117179751

در صورت عدم پاسخ گویی از طریق پیامک با پشتیبان در ارتباط باشید

دسترسی نامحدود

برای کاربرانی که ثبت نام کرده اند

ضمانت بازگشت وجه

درصورت عدم همخوانی توضیحات با کتاب

پشتیبانی

از ساعت 7 صبح تا 10 شب

دانلود کتاب Sternaufbau / Stellar Structure

دانلود کتاب Sternaufbau / ساختار ستاره ای

مشخصات کتاب

Sternaufbau / Stellar Structure

دسته بندی: فیزیک
ویرایش: 1 
 
سری: Handbuch der Physik   Encyclopedia of Physics / Astrophysik / Astrophysics) (English, German and French Edition 
ISBN (شابک) : 3540022996, 9783540022992 
ناشر: Springer 
سال نشر: 1958 
تعداد صفحات: 840 
زبان: English 
فرمت فایل : PDF (درصورت درخواست کاربر به PDF، EPUB یا AZW3 تبدیل می شود) 
حجم فایل: 24 مگابایت

قیمت کتاب (تومان) : 50,000

کلمات کلیدی مربوط به کتاب Sternaufbau / ساختار ستاره ای: فیزیک، کتاب راهنما، کاتالوگ، جداول

میانگین امتیاز به این کتاب :
تعداد امتیاز دهندگان : 16

در صورت تبدیل فایل کتاب Sternaufbau / Stellar Structure به فرمت های PDF، EPUB، AZW3، MOBI و یا DJVU می توانید به پشتیبان اطلاع دهید تا فایل مورد نظر را تبدیل نمایند.

توجه داشته باشید کتاب Sternaufbau / ساختار ستاره ای نسخه زبان اصلی می باشد و کتاب ترجمه شده به فارسی نمی باشد. وبسایت اینترنشنال لایبرری ارائه دهنده کتاب های زبان اصلی می باشد و هیچ گونه کتاب ترجمه شده یا نوشته شده به فارسی را ارائه نمی دهد.

توضیحاتی در مورد کتاب Sternaufbau / ساختار ستاره ای

فرقه ها توالی 12، 13. 89 و ستارگان زیرغول و کم نورتر در خوشه های کروی دارای ماوراء بنفش اضافی هستند. هنگامی که با ستارگانی که ویژگی‌های فیزیکی آنها به طور ناقص مشخص نیست، مانند ستاره‌های خوشه‌ای کروی سروکار داریم، نمی‌توانیم به شدت به کالیبراسیون تجربی توسط انواع ستارگانی که برای تعریف شکل 5 استفاده می‌شوند، تکیه کنیم تا واقعی و بدون قرمز بودن U-B، B-V آنها را تعیین کنیم. منحنی. اما اگر با ترکیبی از آرگومان‌ها، عمدتاً قرمز شدن ناحیه ستاره‌هایی که می‌دانیم، می‌توانیم یک منحنی نسبتاً قرمز رنگ نشده U-B، B-V را به گروهی از ستاره‌ها که اطلاعات کمی درباره آن‌ها داریم نسبت دهیم، ممکن است استدلال برگردانده شود. . در این مورد ممکن است با بررسی تفاوت‌های بین منحنی‌های شاخص دو رنگ عادی برای گروه ناشناخته ستاره‌ها در مقایسه با منحنی‌های مشخص، اطلاعاتی در مورد پوشش انرژی ستاره‌ها به دست آید. به طور کلی به نظر می رسد دو دلیل ممکن برای ستاره های مختلف وجود دارد که توالی های نرمال متفاوتی را در صفحه U-B، B-V تعریف می کنند. یکی، توزیع نسبی انرژی در پیوستار در باندهای نورسنجی U، B و V متفاوت است. نمونه ای از این امر، تأثیر فرورفتگی بالمر در ابرغول ها است. البته این امر مستلزم انحراف از منحنی های تابش جسم سیاه برای یک یا هر دو گروه از ستارگان است. به نظر می رسد که این علت برای ستارگان بسیار آبی و داغ که فرورفتگی پیوستار توسط خطوط جذب به حداقل می رسد، اثر غالب است.

توضیحاتی درمورد کتاب به خارجی

Sects. 12, 13. 89 sequence and that subgiant and fainter stars in globular clusters have ultraviolet excesses. When dealing with stars whose physical properties are imperfectly under stood, such as in globular cluster stars, we cannot rely too heavily on the empiri cal calibration by the kinds of stars used to define Fig. 5, to determine their true, unreddened U-B, B-V curve. But if by a combination of arguments, principally the reddening in the region of the stars we do known about, we can assign a fairly probable unreddened U-B, B-V curve to a group of stars about which we know little, the argument may be turned around. In this case some information may be gained about the energy envelope of the stars by examining the differences between the normal two-color index curves for the unknown group of stars compared to the known. In general there seem to be two possible causes for different stars defining different normal sequences in the U-B, B-V plane. One, the relative energy distribution in the continuum in the U, B and V photometry bands are different. An example of this is the effect of the Balmer depression in supergiants. This, of course, requires deviation from black body radiation curves for one or both groups of stars. This cause seems to be the dominant effect for very blue, hot stars where the depression of the continuum by absorption lines is at a minimum.