Топ-10 похожих слов или синонимов для новоподобные

трёхполюсные    0.802299

иттриевые    0.800673

iiicn    0.799054

vnn    0.797443

фононные    0.793871

ivn    0.788916

iiimnp    0.788855

vne    0.788158

zdarzenia    0.787301

iiin    0.785957

Топ 30 аналогичных слов или синонимов для новоподобные

Article Example
Двойная звезда Взаимодействующие двойные системы, состоящие из красного гиганта и белого карлика, окруженных общей туманностью. Для них характерны сложные спектры, где наряду с полосами поглощения (например, TiO) присутствуют эмиссионные линии, характерные для туманностей (ОIII, NeIII и т. п. Симбиотические звёзды являются переменными с периодами в несколько сотен дней, для них характерны новоподобные вспышки, во время которых их блеск увеличивается на две-три звёздных величины.
Катаклизмическая переменная Новоподобные звезды () составляют группу катаклизмических переменных, которые трудно отождествить с перечисленными группами новых из-за недостатка данных. Эти объекты похожи на новые в минимуме блеска, у них наблюдаются быстропеременные флуктуации блеска малых амплитуд, иногда сопровождаемые затмениями. Вспышки не наблюдаются. Вероятно, большинство из них представляет собой новые звёзды, не вспыхивавшие в историческое время. Некоторые из них, вероятно, являются полярами, карликовыми новыми или симбиотическими звёздами. Представитель: UX UMa.
Воронцов-Вельяминов, Борис Александрович Научные работы посвящены различным вопросам астрофизики (нестационарные звезды, туманности, галактики), а также истории астрономии. В 1933 году предложил оригинальный полуэмпирический метод определения расстояний до планетарных туманностей, метод определения температур их ядер, разработал классификацию видимых форм планетарных туманностей. Издал несколько каталогов этих туманностей, а также каталог интегральных фотографических величин шаровых скоплений Галактики. Независимо от Р. Трюмплера обнаружил существование поглощения света в межзвездном пространстве. В 1946 году показал, что белые и голубые сверхгиганты, звезды типа Вольфа—Райе, ядра планетарных туманностей, новые и новоподобные звезды и белые карлики образуют на диаграмме Герцшпрунга—Рессела непрерывную «бело-голубую» последовательность.
Новая звезда Все новые звёзды (как и новоподобные и катаклизмические переменные) являются тесными двойными системами, состоящими из белого карлика и звезды-компаньона, находящейся на главной последовательности, либо достигшей в ходе эволюции стадии красного гиганта и заполнившей свою полость Роша. В таких системах происходит перетекание вещества внешних слоёв звезды-компаньона на белый карлик через окрестности точки Лагранжа L, перетекающее вещество образует вокруг белого карлика аккреционный диск, скорость аккреции на белый карлик постоянна и определяется параметрами звезды-компаньона и отношением масс звёзд-компонентов двойной системы; состав падающего на белый карлик газа типичен для внешних слоёв красных гигантов и звёзд главной последовательности — более 90 % водорода.
Горбацкий, Виталий Герасимович Основные труды в области физики звёзд и межзвёздной среды. Дал интерпретацию спектральных особенностей, изменений блеска и спектра нестационарных звёзд (типа Be, новых, долгопериодических переменных) на основе теории движущихся оболочек звёзд; исследовал физические процессы в оболочках, определил динамические свойства оболочек и их структуру. Рассмотрел процесс высвечивания атмосфер долгопериодических переменных после прохождения ударной волны и с помощью этого механизма объяснил эмиссионный линейчатый спектр этих нестационарных звёзд. Изучил свойства тесных двойных систем из звёзд-карликов, являющихся новыми, повторными новыми или новоподобными. В частности, впервые установил (1965) механизм дисковой аккреции, предсказал и рассчитал рентгеновское излучение таких систем, истолковал кривые их блеска на основе расчетов движения газовых потоков в системах. Рассмотрел процессы, приводящие к вспышкам звёзд типа U Близнецов, и предложил модель вспышки. Исследовал некоторые закономерности движений газа в звёздах различных типов и галактиках. Автор монографий «Нестационарные звезды» (совместно с И. Н. Мининым, 1963), «Новоподобные и новые звезды» (1974), «Космическая газодинамика» (1977), «Физика галактик и скоплений галактик» (1986).
Ядерный взрыв В природе существуют объекты, происходящие на которых процессы можно охарактеризовать как ядерный взрыв. В первую очередь к ним относятся новые, новоподобные и переменные эруптивного типа звёзды, которые резко увеличивают свою светимость в десятки тысяч раз за очень малый промежуток времени. В характерном случае новая звезда является тесной двойной системой, в которой главный компонент является звездой с сильным звёздным ветром, а второй — карликом низкой светимости. Вещество (в основном водород) с первой звезды перетекает на вторую, пока не образуется критическая масса перенесённого вещества, в которой на поверхности звезды зажигается термоядерная реакция синтеза водорода в гелий. В отличие от спокойного течения этой реакции в звёздном ядре, на поверхности она приобретает взрывной характер и резко увеличивает светимость звезды и сбрасывая запас накопленного перенесённого с более массивного компаньона вещества. Через определённое время этот процесс способен повториться вновь.
Симбиотическая переменная типа Z Андромеды Странные новоподобные спектральные особенности и изменчивость Z Андромеды были обнаружены в 1901 году Вильяминой Флеминг в обсерватории Гарвардского университета. В спектрах звезд типа Z Андромеды наблюдаются яркие линии водорода, гелия, ионизованного гелия и других атомов с очень высоким потенциалом ионизации. В спектрах многих из этих звезд видны также запрещенные линии, характерные для газовых туманностей. В основном звёзды этого типа проводят в состоянии покоя большую часть времени, только иногда показывая изменения яркости малой амплитуды полурегулярного типа. Сама Z Андромеды — переменная спектрального типа М, с периодом колебания яркости около 700 дней, и средней величиной около 11. Однако на каждом периоде от 10 до 20 лет, Z Андромеды становится очень активной, яркость увеличивается примерно на 3. За большими вспышками амплитуды следуют меньшие вспышки с уменьшающейся амплитудой, после чего звезда снова переходит в состояние покоя. Самые яркие зарегистрированные вспышки были в 1939 году, когда видимая звездная величина достигла 7,9 . Во время вспышки, цвет звезды становится более голубым и спектр становится похожим на спектр оболочек горячих, компактных звёзд B-класса. Так называемый Р Cygni профиль (P Cygni profile) показывает сдвиг линий поглощения в фиолетовую часть спектра, что свидетельствует о расширяющейся оболочке. Через некоторое время доминирующий спектр оболочки медленно затухает, звезда становится краснее, Р Cygni профиль исчезает, оболочка рассеивается, и система возвращается к медленным и полурегулярным изменениям яркости, в спектре появляются линии оксида титана, характерные для красных звезд.