БСЭ БСЭ - Большая Советская Энциклопедия (СВ)

Светильник, предназначенный для освещения улиц. Источником света служит дуговая ртутная лампа.

Светильник, предназначенный для общего освещения в жилых помещениях. Источником света служит лампа накаливания.

Светильник, предназначенный для общего освещения в общественных зданиях. Источником света служит люминесцентная лампа.

Светильник, предназначенный для общего освещения в промышленных зданиях. Источником света служит люминесцентная лампа.

Светильник, предназначенный для местного освещения в помещениях промышленных зданий. Источником света служит лампа накаливания.

Светильник, предназначенный для общего освещения в общественных зданиях. Источником света служит люминесцентная лампа.

Светильник, предназначенный для общего освещения в промышленных зданиях. Источником света служит дуговая ртутная лампа.

Светильник, предназначенный для общего освещения в жилых помещениях. Источником света служит лампа накаливания.

Свети'льник ша'хтныйаккумуляторный, служит для индивидуального освещения при передвижении по горным выработкам и на рабочем месте и в качестве резервного — при освещении от электрической сети. Различают С. ш. ручные и головные; батареи последних укрепляются на поясе, а фары — на шахтёрских касках. На шахтах СССР применяются только головные С. ш. Наиболее совершенные С. ш. — с герметической батареей. Такими батареями в СССР снабжены головные герметические светильники СГГ-З и СГГ-1 к, зарядка которых производится через фару и кабель светильника. Это позволяет перейти на самообслуживание при пользовании шахтными лампами — за каждым шахтёром закрепляется один светильник и зарядная ячейка на зарядном станке. Световой поток светильника 30 лм, продолжительность горения не менее 10 ч, масса около 2 кг. СГГ-З и СГГ-1 к, допускаются к применению в шахтах, опасных по газу или пыли (см. Газовый режим и Пылевой режим ).

Свети'льный газ,смесь газов горючих , главным образом метана и водорода, образующаяся при термической переработке угля — коксовании , полукоксовании и других пирогенетических процессах. До 2-го десятилетия 20 в. применялся для освещения жилищ и улиц. Название «С. г.» утратило смысл.

Свети'мости классв астрономии, один из параметров двумерной спектральной классификации звёзд; характеризует последовательность на Герцшпрунга — Ресселла диаграмме , к которой принадлежит звезда. Общеприняты 5 С. к.: I — сверхгиганты ( Ia — яркие, Ib — слабые), II — промежуточные сверхгиганты, III — гиганты , IV — субгиганты , V — звёзды главной последовательности. В дополнение к одномерной спектральной классификации звёзд по температуре С. к. позволяет классифицировать спектры также по физическому состоянию звёздных атмосфер. Основанная на этом принципе двумерная спектральная классификация, предложенная в США (система МКК), представлена на диаграмме «спектральный класс — абсолютная звёздная величина» ( рис. ). Диаграмма позволяет находить абсолютные величины звёзд по спектрам и С. к. Поскольку в действительности звёзды не ложатся строго на линейные последовательности, а образуют полосы (из-за различия в химическом составе и других параметрах), предлагались новые системы двумерной и трёхмерной спектральной классификации, в частности французская, учитывающая особенности непрерывного и ультрафиолетового спектра звёзд.

Л. Г. Масевич.

Диаграмма «спектральный класс — абсолютная звездная величина».

Свети'мости фу'нкция,эмпирическая зависимость, характеризующая распределения звёзд по светимостям (или по абсолютным звёздным величинам ). С. ф. j( M ) позволяет вычислить долю N звёзд, находящихся в некотором объёме пространства и имеющих абсолютные звёздные величины, заключённые в пределах от М до M+dM. Иногда функцией светимости называют функцию Ф ( М )= D ( r )j( M ), позволяющую вычислить абсолютное число звёзд заданной звёздной величины, входящих в единицу объёма (обычно 10 3 nc 3); здесь D ( r ) — плотность распределения звёзд в пространстве. В некоторых случаях рассматривают С. ф. для звёзд различных спектральных классов.

Разработаны различные методы определения С. ф., при этом основной трудностью является введение поправок, учитывающих неполноту используемых сведений о звёздах. Функцию j( М ) можно определить, выделяя число звёзд до некоторой видимой звёздной величины и определяя для каждой звезды тем или иным методом абсолютную звёздную величину М. При этом принимают во внимание, что звёзды различной светимости находятся на разном расстоянии от наблюдателя и т. о. входят в разные объёмы пространства. Если для определения j( М ) использовать все известные звёзды в пределах одного и того же расстояния, то влияние селекции будет меньше, но этот метод не позволяет определить плотность звёзд высокой светимости, т. к. мала вероятность их попадания в небольшой объём (поперечником менее 10 nc ), а только в пределах такого расстояния от Солнца можно считать известными все звёзды. Косвенный метод определения С. ф. основан на статистической зависимости между параллаксами, собственными движениями и видимыми звёздными величинами. Этот метод определения С. ф. впервые применен Я. Каптейном в 1902, а затем неоднократно использовался др. исследователями.