Astronomija

Apytikslis spektro tipas ir šviesumas, atsižvelgiant į matomą dydį ir atstumą

Apytikslis spektro tipas ir šviesumas, atsižvelgiant į matomą dydį ir atstumą


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Žiūriu į duomenis, gautus iš „Gaia DR2“ tyrimo. Radau, kad daugumos žvaigždžių atstumas ir matomas dydis buvo kataloguoti, bet ne jų spektrinis tipas ir šviesumo klasė. Ar yra būdas tai apytiksliai nustatyti?


Galite apskaičiuoti absoliutų žvaigždės dydį: $$ M = m-5 log_ {10} ( frac {d} {10 , text {pc}}) $$ kur $ M $ yra absoliutus dydis, $ m $ yra matomas dydis ir $ d $ yra atstumas.

Tada pažvelk į HR diagramą.

Galima nesunkiai pastebėti, kad norint gauti trečiąjį reikia dviejų duomenų, tačiau mes turime tik vienus duomenis (absoliutus dydis). Tai reiškia, kad jūs taip pat turite žinoti žvaigždės ryškumo klasifikaciją:

  • Aš: supergigantai
  • II: ryškūs milžinai
  • III: milžinai
  • IV: subgigantai
  • V: pagrindinė seka
  • VI: baltieji nykštukai

Tada jūs tiesiog pažiūrėkite į klasės ir absoliutaus dydžio sankirtą.


Jei žinote spindulį, tai dar lengviau. Viskas, ko jums reikia, yra ši formulė: $$ T = { Big {(} frac {10 ^ {0,4 (4,77-M)}} {4 pi R ^ 2 sigma} Big {)}} ^ {0,25} $$ $ T $ yra temperatūra Kelvinuose, $ M $ yra absoliutus žvaigždės dydis, $ R $ yra žvaigždės spindulys, $ sigma $ yra Stefano-Boltzmanno konstanta.

Turėdami šiuos duomenis, žiūrite į temperatūros ir spektro klasių lentelę arba HR diagramą.


Jei jums suteikiama spalva, tuomet jūs jau turite atsakymą (spektrinė klasė apibrėžiama spalva). Jei jums nurodoma temperatūra, galite peržiūrėti HR diagramą.


Matomas dydis

Matomas dydis ( m ) yra žvaigždės ar kito astronominio objekto, stebimo iš Žemės, ryškumo matas. Tariamas objekto dydis priklauso nuo jo vidinio ryškumo, atstumo nuo Žemės ir nuo bet kokio objekto šviesos išnykimo, kurį sukelia žvaigždžių dulkės išilgai regėjimo linijos iki stebėtojo.

Žodis dydis jei nenurodyta kitaip, astronomijoje paprastai nurodomas dangaus objekto matomas dydis. Dydžio skalė datuojama senovės astronomu Ptolemėjumi, kurio žvaigždžių kataloge žvaigždės buvo išvardytos nuo 1 balo (ryškiausios) iki 6 balo (tamsiausios). Šiuolaikinė skalė buvo matematiškai apibrėžta taip, kad glaudžiai atitiktų šią istorinę sistemą.

Skalė yra atvirkštinė logaritminė: kuo objektas ryškesnis, tuo mažesnis jo dydžio skaičius. 1,0 dydžio skirtumas atitinka ryškumo santykį 5 √ 100 arba maždaug 2,512. Pavyzdžiui, 2,0 žvaigždės žvaigždė yra 2,512 karto ryškesnė už 3,0, 6,31 karto ryškesnė už 4,0 žvaigždę ir 100 kartų ryškesnė už 7,0 žvaigždę.

Ryškiausi astronominiai objektai turi neigiamą tariamą dydį: pavyzdžiui, Venera ties –4,2 arba Sirijus –1,46. Tamsiausios nakties plika akimi matomų silpniausių žvaigždžių matomas dydis yra apie +6,5, nors tai skiriasi priklausomai nuo žmogaus regėjimo, aukščio ir atmosferos sąlygų. [1] Matomi žinomų objektų dydžiai svyruoja nuo Saulės, esant –26,7, iki objektų, esančių giliuose Hablo kosminio teleskopo vaizduose, kurių dydis +31,5. [2]

Matomo dydžio matavimas vadinamas fotometrija. Fotometriniai matavimai atliekami ultravioletinių, matomų ar infraraudonųjų spindulių bangos ilgiuose, naudojant standartinius pralaidumo filtrus, priklausančius fotometrinėms sistemoms, tokioms kaip UBV sistema ar Strömgren. uvbyβ sistema.

Absoliutus dydis yra dangaus objekto vidinio šviesumo matas, o ne jo tariamasis ryškumas, ir išreiškiamas ta pačia atvirkštine logaritmine skale. Absoliutus dydis apibrėžiamas kaip tariamasis dydis, kurį žvaigždė ar objektas turėtų, jei jis būtų stebimas iš 10 parsekų (3,1 × 10 14 kilometrų) atstumo. Kalbant tik apie „dydį“, paprastai siekiama regimojo, o ne absoliutaus dydžio.


Papildoma informacija (išorinės nuorodos)

„AstroPixels“ nuorodos

| Žvaigždynų nuotraukų galerija Žvaigždynų sąrašas „Bright Stars“ galerija 50 ryškiausių žvaigždžių sąrašas | | Atviros grupės | Rutuliniai klasteriai Difuziniai ūkai | Planetiniai ūkai | Supernovos | Galaktikos | Messier katalogo nuotraukų galerija Messier katalogas | „Caldwell Catalog“ nuotraukų galerija „Caldwell“ katalogas | | „AstroPixels“ nuotraukų rodyklė | Naujausi vaizdai |

Visos nuotraukos, tekstas ir internetiniai puslapiai yra Fredo Espenako autorių teisių saugomos 1970 - 2020 m., Jei nenurodyta kitaip. Visos teisės saugomos.
Jų negalima atgaminti, paskelbti, kopijuoti ar perduoti bet kokia forma, įskaitant elektroniniu būdu internete, be rašytinio autoriaus sutikimo.
Visi vaizdai pažymėti skaitmeniniu vandens ženklu.


Tradicinis pavadinimas Bellatrix yra iš lotynų kalbos bellātrix „moteris karė“ ji pirmą kartą pasirodė Abu Ma'shar al-Balkhi ir Johanneso Hispalensio darbuose, kur iš pradžių buvo minima Capella, tačiau XV a. Vienos astronomų mokykla ją perkėlė į „Gamma Orionis“ ir pasirodė šiuolaikiniame amžiuje. perspausdinti iš Alfonsine stalai. [13] 2016 m. Tarptautinė astronomijos sąjunga suorganizavo Žvaigždžių vardų darbo grupę (WGSN) [14], kad sukataloguotų ir standartizuotų tikrus žvaigždžių pavadinimus. Pirmajame 2016 m. Liepos mėn. WGSN biuletenyje [15] buvo WGSN patvirtintų pirmųjų dviejų pavadinimų partijų lentelė, Bellatrix šiai žvaigždei. Dabar jis taip įrašytas į IAU Žvaigždžių vardų katalogą. [16] „Bellatrix“ kaip γ Orionis (lotyniškai vadinama „Gamma Orionis“) paskyrimą padarė Johannas Bayeris 1603 m. „Gama“ žymėjimą paprastai gauna trečia pagal ryškumą žvaigždė kiekviename žvaigždyne.

„Bellatrix“ yra masyvi žvaigždė, jos masė maždaug 7,7 karto didesnė už Saulės masę. Apskaičiuota, kad jo amžius yra maždaug 25 milijonai metų - pakankamai senas, kad šios masės žvaigždė galėtų suvartoti vandenilį savo šerdyje ir pradėti vystytis nuo pagrindinės sekos į milžinišką žvaigždę. [17] Efektyvi šios žvaigždės išorinio gaubto temperatūra yra 22 000 K, [8] kuri yra žymiai karštesnė nei 5778 K Saulėje. Ši aukšta temperatūra suteikia šiai žvaigždei mėlynai baltą atspalvį, kuris atsiranda su B tipo žvaigždėmis. [18] Išmatuotas šios žvaigždės kampinis skersmuo, patikslinus galūnių patamsėjimą, yra 0,72 ± 0,04 mas. [19] Apskaičiuotu 250 šviesmečių atstumu (77 parsekai) [1] gaunamas fizinis dydis yra maždaug šešis kartus didesnis už Saulės spindulį. [20] [17]

Buvo manoma, kad Bellatrix priklauso „Orion OB1“ žvaigždžių asociacijai, turinčiai bendrą judėjimą per kosmosą, kartu su Oriono juostos žvaigždėmis: Alnitak (Zeta Orionis), Alnilam (Epsilon Orionis) ir Mintaka (Delta Orionis). Tačiau manoma, kad taip nebėra, nes dabar žinoma, kad „Bellatrix“ yra daug artimesnė nei likusi grupė. [17] Nežinoma, kad turi žvaigždžių palydovą [21], nors tyrėjai Maria-Fernanda Nieva ir Norbert Przybilla iškėlė galimybę, kad tai gali būti spektroskopinis dvejetainis. [22] 2011 m. Ieškant netolimų kompanionų nepavyko galutinai rasti objektų, kurie su Bellatrix judėtų tinkamai. Trys netoliese esantys kandidatai buvo foninės žvaigždės. [23]

Kai kurie tyrinėtojai manė, kad Bellatrixas yra 32 „Orionis“ grupės narys. 32 Ori grupė iš tikrųjų turėtų būti vadinama „Bellatrix Cluster“, remiantis tuo, kad dangaus padėtis ir „Bellatrix“ atstumas yra panašūs į 32 Ori grupės. [24]

Bellatrix buvo naudojama kaip fotometrinė ir spektrinė standartinė žvaigždė, tačiau įrodyta, kad abi charakteristikos yra nepatikimos.

1963 m. „Bellatrix“ buvo įtrauktas į ryškių žvaigždžių rinkinį, naudojamą apibrėžti UBV dydžio sistemą. Jie naudojami palyginimui su kitomis žvaigždėmis, norint patikrinti kintamumą, todėl pagal apibrėžimą Bellatrix tariamasis dydis buvo nustatytas kaip 1,64. [25] Tačiau, kai 1988 m. Buvo atlikta viso dangaus fotometrijos apžvalga, ši žvaigždė pati buvo kintama. Matomas dydis svyruoja nuo 1,59 iki 1,64. [26]

O ir ankstyvųjų B žvaigždžių spektriniai tipai buvo griežčiau apibrėžti 1971 m., O Bellatrix buvo naudojamas kaip standartas B2 III tipui. [27] Laukiamas Bellatrix ryškumas pagal šį spektrinį tipą yra maždaug vienu dydžiu ryškesnis, nei apskaičiuojamas pagal jo tariamą dydį ir Hipparcos atstumą. [28] Pastebėtų žvaigždės charakteristikų analizė rodo, kad ji turėtų būti B2 pagrindinės sekos žvaigždė, o ne milžinė, kuri pasirodo iš spektrinio tipo. [29] Atlikus didelės skiriamosios gebos spektrų analizę galima teigti, kad tai yra spektroskopinis dvejetainis komponentas, susidedantis iš dviejų panašių žvaigždžių, kurios yra mažiau šviečiančios nei B2 milžinas. [22]

Bellatrix taip pat buvo vadinamas „Amazon“ žvaigžde, kurią Richardas Hinckley Allenas pasiūlė iš laisvo arabiško pavadinimo vertimo. Al Najīd, Užkariautojas. [10] Apie 1275 m. Arabišką dangiškąjį gaublį vardas įrašytas kaip المرزم „liūtas“. [30] Bellatrix yra viena iš keturių Oriono navigacijos žvaigždžių, naudojamų dangaus navigacijai. [31]

XVII amžiaus žvaigždžių kataloge Kalendorius Al Achsasi al Mouakket, ši žvaigždė buvo paskirta Menkib al Jauza al Aisr, kuris į lotynų kalbą buvo išverstas kaip Humerus Sinister Gigantis. [32]

Šiaurės Australijos Wardamano žmonės žino Bellatrix kaip Banjanas, putojantis pigmentas, naudojamas ceremonijose, kurias vedė Rigel Raudonosios kengūros vadovas dainų eilutėje, kai „Orion“ yra aukštai danguje. Kitos Oriono žvaigždės yra jo apeiginiai įrankiai ir aplinka. Betelgeuse yra Ya-jungin „Pelėdos akys plaka“, stebėdamas ceremonijas. [33]

Inuitams Betelgeuse ir Bellatrix pasirodymas aukštai pietų danguje po saulėlydžio žymėjo pavasario pradžią ir ilgėjančias dienas vasario pabaigoje ir kovo pradžioje. Dvi žvaigždės buvo žinomos kaip Akuttujuuk „tie (du), esantys toli vienas nuo kito“, turėdami omenyje atstumą tarp jų, daugiausia žmones iš Šiaurės Baffin salos ir Melville pusiasalio. [34]


Projekto struktūra

Pirmieji du projekto skyriai pateikia pagrindinę H-R diagramų įvadą. Jie taip pat iliustruoja ryškiausių žvaigždžių, kurias matome naktiniame danguje, ir artimiausių žvaigždžių, skirtų mūsų Saulei, skirtumus. Šiuos du skyrius galima atlikti atskirai kaip trumpą pamoką žemesnio lygio klasei arba jei laikas neleidžia giliau nagrinėti temos.

Kitas skyrius patenka į sunkumus nustatant atstumus iki žvaigždžių. Jis naudoja „Hipparcos“ palydovo duomenis. Studentai sužino, kaip apskaičiuoti atstumus iki žvaigždžių naudojant paralaksą. Jie naudos atstumus, norėdami rasti absoliučius dydžius ir sukurti žvaigždžių grupės H-R diagramą.

Yra neprivaloma žvaigždės spindulio apskaičiavimo dalis. Ši problema apima daug matematikos, tačiau ji turėtų būti prieinama stipriam „Algebra II“ studentui. Neatlikę šio skyriaus, nesumažinsite H-R diagramų medžiagos, tačiau kai kuriems studentams gali būti naudinga rasti pagrindinę kitų žvaigždžių savybę.

Rutuliniai klasteriai yra labai toli. Galite manyti, kad visos žvaigždės yra vienodu atstumu. Studentai matys, kaip sunku sukurti H-R diagramą dėl didelio reikalingo duomenų kiekio. Tada jie naudos paprastą įrankį ieškodami duomenų ir gamindami bei H-R diagramas rutuliniam klasteriui, naudodami šimtus duomenų taškų.


Bendros grupės veikla

Kokie du veiksniai lemia, kokia ryški žvaigždė atrodo danguje?

Paaiškinkite, kaip paralakso matavimai gali būti naudojami atstumui iki žvaigždžių nustatyti. Kodėl mes negalime tiksliai išmatuoti paralaksės už tam tikro atstumo?

Koks pranašumas būtų atlikti paralaksinius matavimus iš Plutono, o ne iš Žemės? Ar būtų trūkumas?

Paralaksai matuojami lanko sekundės dalimis. Viena lanko sekundė yra lygi 1/60 lanko minutės, o savo ruožtu - 1/60 laipsnio laipsnio (°). Norėdami sužinoti, koks yra 1 °, eikite į lauką naktį ir raskite „Big Dipper“. Dvi rodyklės žvaigždės dubenėlio galuose yra 5,5 ° atstumu viena nuo kitos. Dvi žvaigždės dubenėlio viršuje yra 10 ° atstumu viena nuo kitos. (Dešimt laipsnių taip pat yra maždaug jūsų kumščio plotis, kai laikoma rankos atstumu ir nukreipta į dangų.) Mizaras, antroji žvaigždė nuo „Big Dipper“ rankenos galo, atrodo dviguba. Blyškesnė žvaigždė Alcoras yra maždaug 12 arkminų atstumu nuo Mizaro. Palyginimui, pilnaties skersmuo yra apie 30 lankų min. „Orion“ diržas yra apie 3 ° ilgio. Turint visa tai omenyje, kodėl prireikė iki 1838 m. Atlikti paralaksinius matavimus net artimiausioms žvaigždėms?

Saulė yra daug arčiau Žemės nei artimiausios žvaigždės, tačiau neįmanoma tiksliai išmatuoti paros Saulės paralakso, palyginti su žvaigždėmis, matuojant jos padėtį tiesiogiai danguje esančių foninių objektų atžvilgiu. Paaiškink kodėl.

Paaiškinkite, kodėl spalva yra žvaigždės temperatūros matas.

Kokia yra pagrindinė priežastis, dėl kurios visų žvaigždžių spektrai nėra vienodi? Paaiškinkite.

Iš kokių elementų dažniausiai yra žvaigždės? Iš kur mes tai žinome?

Ką Annie Cannon padėjo suprasti žvaigždžių spektrus?

Įvardykite penkias žvaigždės charakteristikas, kurias galima nustatyti matuojant jos spektrą. Paaiškinkite, kaip naudosite spektrą šioms charakteristikoms nustatyti.

Kuo spektrinių tipų L, T ir Y objektai skiriasi nuo kitų spektrinių tipų objektų?

Ar žvaigždės, kurios danguje atrodo ryškesnės, turi didesnį ar mažesnį dydį nei blankesnės žvaigždės?

„Antares“ žvaigždės tariamasis dydis yra 1,0, o „Procyon“ žvaigždės - 0,4. Kuri žvaigždė danguje pasirodo ryškesnė?

Kuri iš šių žvaigždžių yra karščiausia pagal jų spalvas? Kuris šauniausias? „Archenar“ (mėlyna), „Betelgeuse“ (raudona), „Capella“ (geltona).

Užsisakykite septynis pagrindinius spektrinius tipus nuo karščiausio iki šalčiausio.

Koks skirtumas tarp rudos nykštukės ir tikros žvaigždės?

Galvojo Klausimai

Jei žvaigždė Sirijus skleidžia 23 kartus daugiau energijos nei Saulė, kodėl Saulė danguje pasirodo ryškesnė?

Kaip dvi vienodo ryškumo žvaigždės - viena mėlyna, kita raudona - atsirastų vaizde, paimtame per filtrą, kuris praleidžia daugiausia mėlyną šviesą? Kaip pasikeistų jų išvaizda vaizde, nufotografuotame per filtrą, kuris praleidžia daugiausia raudoną šviesą?

[nuoroda] išvardija temperatūros diapazonus, kurie atitinka skirtingus spektro tipus. Kokią žvaigždės dalį nurodo šios temperatūros? Kodėl?

Tarkime, kad jums pavesta išmatuoti ryškiausių žvaigždžių, išvardytų J priedėlyje, spalvas per tris filtrus: pirmasis praleidžia mėlyną, antrasis - geltoną, o trečias - raudoną. Jei stebėsite „Vega“ žvaigždę, ji pasirodys vienodai ryški per visus tris filtrus. Kurios žvaigždės bus ryškesnės per mėlyną filtrą nei per raudoną filtrą? Kurios žvaigždės bus ryškesnės per raudoną filtrą? Kurios žvaigždės spalvos greičiausiai panašios į „Vega“ spalvas?

Žvaigždės X spektre yra jonizuoto helio linijos, o žvaigždėje Y - titano oksido juostos. Kuris karštesnis? Kodėl? Žvaigždės Z spektras rodo jonizuoto helio linijas ir titano oksido molekulines juostas. Kas keista šiame spektre? Ar galite pasiūlyti paaiškinimą?

Saulės spektras turi šimtus stiprių nejonizuoto geležies linijų, bet tik keletą labai silpnų helio linijų. B spektrinio tipo žvaigždėje yra labai stiprios helio linijos, bet labai silpnos geležinės linijos. Ar šie skirtumai reiškia, kad Saulėje yra daugiau geležies ir mažiau helio nei B žvaigždėje? Paaiškinkite.

Kokios yra apytikslės žvaigždžių, turinčių šias charakteristikas, spektrinės klasės?

  1. Balmerinės vandenilio linijos yra labai stiprios, yra kai kurių jonizuotų metalų linijų.
  2. Stipriausios yra jonizuoto helio linijos.
  3. Jonizuoto kalcio linijos yra stipriausios vandenilio linijose, kuriose yra tik vidutinio stiprumo neutraliosios linijos ir metalai.
  4. Stipriausios yra neutralių metalų ir titano oksido juostos.

Pažvelkite į cheminius elementus, pateiktus K priede. Ar galite nustatyti kokį nors ryšį tarp elemento gausos ir jo atominės masės? Ar yra kokių nors akivaizdžių šių santykių išimčių?

I priede pateikiamos kelios artimiausios žvaigždės. Ar dauguma šių žvaigždžių yra karštesnės ar vėsesnės nei Saulė? Ar kuri nors iš jų skleidžia daugiau energijos nei Saulė? Jei taip, kokius?

J priedėlyje pateikiamos žvaigždės, kurios mūsų danguje atrodo ryškiausios. Ar dauguma jų yra karštesni ar vėsesni nei Saulė? Ar galite pasiūlyti priežastį, kodėl šis atsakymas skiriasi nuo atsakymo į ankstesnį klausimą? (Patarimas: pažiūrėkite į ryškumą.) Ar yra tendencija koreliacijai tarp temperatūros ir ryškumo? Ar yra koreliacijos išimčių?

Kokia žvaigždė danguje pasirodo ryškiausia (išskyrus Saulę)? Antras ryškiausias? Kokios spalvos yra „Betelgeuse“? Norėdami rasti atsakymus, naudokite J priedą.

Tarkime, kad prieš vieną milijoną metų hominidai paliko naktinio dangaus žemėlapius. Ar šie žemėlapiai tiksliai atspindėtų dangų, kurį matome šiandien? Kodėl ar kodėl ne?

Kodėl galima nustatyti tik apatinę žvaigždžių sukimosi greičio ribą iš linijos išsiplėtimo, o ne iš faktinio sukimosi greičio? (Žr. [Nuoroda].)

Kaip manote, kodėl astronomai vietoj M rudiesiems nykštukams pasiūlė tris skirtingus spektrinius tipus (L, T ir Y)? Kodėl vieno nepakako?

Koledžo studentas Semas ką tik nusipirko naują automobilį. Samo draugas Adamas, astronomijos magistrantas, paprašo Samo pasivažinėti. Automobilyje Adamas pastebi, kad temperatūros reguliatoriaus spalvos yra neteisingos. Kodėl jis taip pasakė?

(nuopelnas: Michaelo Sheehano darbo modifikavimas)

Ar raudonos žvaigždės raudonos spalvos filtras būtų mažesnis ar didesnis, nei mėlynos spalvos?

Dvi žvaigždės turi reikiamą judėjimą po vieną lanko sekundę per metus. A žvaigždė yra už 20 šviesmečių nuo Žemės, o B žvaigždė - už 10 šviesmečių nuo Žemės. Kuris iš jų turi didesnį greitį erdvėje?

Tarkime, kosmose yra trys žvaigždės, kurių kiekviena juda 100 km / s greičiu. Žvaigždė A juda skersai (t. Y. Statmenai) mūsų regėjimo linijai, B žvaigždė juda tiesiai nuo Žemės, o žvaigždė C - tolyn nuo Žemės, tačiau 30 ° kampu į regėjimo liniją. Nuo kurios žvaigždės stebėsite didžiausią Doplerio poslinkį? Nuo kurios žvaigždės stebėsite mažiausią Doplerio poslinkį?

Ką pasakytumėte draugui, padariusiam šį teiginį, & # 8220Matomos saulės šviesos spektras rodo silpnas vandenilio linijas ir stiprias kalcio linijas. Todėl Saulėje turi būti daugiau kalcio nei vandenilio. & # 8221?

Pats supratau

J priede kiek šviesesnė yra šviesiausia iš žvaigždžių nei mažiausiai šviečianti?

Šiame skyriuje turite pakankamai informacijos, kad galėtumėte įvertinti atstumą iki Alfa Centauri, antros artimiausios žvaigždės, kurios matomas dydis yra 0. Kadangi tai yra G2 žvaigždė, kaip ir Saulė, tarkime, kad jos šviesumas yra toks pat kaip Saulės ir dydžių skirtumas yra tik atstumo skirtumo rezultatas. Įvertinkite, kiek toli yra „Alfa Centauri“. Žodžiais apibūdinkite būtinus veiksmus ir atlikite skaičiavimą. Jei manote, kad atstumas iki Saulės yra AS, jūsų atsakymas paaiškės AS.

Dar kartą atlikite ankstesnę problemą, šį kartą naudodamiesi informacija, kad Saulė yra už 150 000 000 km. Kaip atsakymą gausite labai daug km. Norėdami geriau pajusti atstumų palyginimą, pabandykite apskaičiuoti laiką, kurio reikia šviesai 299 338 km / s greičiu, norint keliauti iš Saulės į Žemę ir iš Alfa Kentauri į Žemę. „Alpha Centauri“ išsiaiškinkite, kiek kelionė truks po metų, taip pat per kelias sekundes.

Žvaigždžių A ir B žvaigždės skiriasi skirtingais ryškumais, bet vienodais ryškumais. Jei žvaigždė A yra 20 šviesmečių atstumu nuo Žemės, o žvaigždė B - 40 šviesmečių nuo Žemės, kuri žvaigždė atrodo ryškesnė ir kokiu veiksniu?

Žvaigždžių A ir B žvaigždės skiriasi skirtingais ryškumais, bet vienodais ryškumais. A žvaigždė yra 10 šviesmečių atstumu nuo Žemės ir atrodo 36 kartus ryškesnė nei žvaigždė B. Kaip toli yra B žvaigždė?

Mūsų Saulės, G tipo žvaigždės, paviršiaus temperatūra yra 5800 K. Todėl mes žinome, kad ji yra vėsesnė nei O tipo žvaigždė ir karštesnė nei M tipo žvaigždė. Atsižvelgiant į tai, ką sužinojote apie šių tipų žvaigždžių temperatūros diapazonus, kiek kartų karščiau nei mūsų Saulė yra karščiausia O tipo žvaigždė? Kiek kartų šaltesnė už mūsų Saulę yra šauniausia M tipo žvaigždė?


Faktai

Denebas priklauso A2 Ia spektrinei klasei. Tai mėlynai balta supergigantė ir viena iš labiausiai žinomų žvaigždžių. Tarp 30 ryškiausių žvaigždžių danguje Denebas yra toliausiai, beveik 2 kartus. Apskaičiuotas žvaigždės skersmuo yra 100-200 kartų didesnis už Saulės skersmenį, todėl jis yra vienas didžiausių A tipo žinomos žvaigždės.

Denebas yra žvaigždžių klasės, žinomos kaip „Alpha Cygni“ kintamieji, prototipas. Šioms žvaigždėms būdingi neradialūs paviršiaus svyravimai, todėl jų spektrinis tipas ir šviesumas šiek tiek keičiasi.

Vaizdas, rodantis apytikslį Saulės dydį, palyginti su daug didesniu Denebu. Apskaičiuota, kad Denebo ir # 8217s spindulys yra nuo 200 iki 300 kartų didesnis nei Saulės. Šis vaizdas padalija skirtumą ir parodo Denebą, kurio spindulys yra 250 kartų didesnis nei Saulės.

Žvaigždės masė yra maždaug 19 kartų didesnė nei Saulės. Jo gyvenimas bus gana trumpas ir tikriausiai per artimiausius kelis milijonus metų jis sprogs supernovos sprogimu. Dabartiniame etape Denebas greičiausiai išsiplės į raudoną supergigantą. Kasmet dėl ​​stipraus žvaigždžių vėjo prarandama 0,8 milijonosios saulės masės dalis.

Cygnus žvaigždynas atspindi Gulbę. Graikų mitologijoje žvaigždynas atstovauja Dzeusui, kuris pavertė save gulbe suvilioti Spartos karalienę Ledą. Kitoje pasakos versijoje Dzeusas pavertė save gulbe, kad apgautų deivę Nemesis suteiktų jam pastogę. Jiedu užmezgė romaną, o Nemesis gamino kiaušinį, kurį tada Hermes padovanojo Ledai. Buvo sakoma, kad Leda ir # 8217 dukra Helen išsirito iš kiaušinio. Vėliau ji išgarsėjo kaip Helenė iš Trojos.

Geriau žinomoje mito versijoje Dzeusas suviliojo Ledą, vedusią karalių Tyndareusą, ir ji pagimdė du dvynukų rinkinius: Helen ir Clytemnestra bei Castor ir Polydeuces. Helen ir Polydeuces buvo nemirtingi Dzeuso vaikai, o Clytemnestra ir Castor buvo Tyndareus & # 8217 vaikai ir todėl mirtingi. Dvyniams Castor ir Polydeuces atstovauja Dvynių žvaigždynas, kur jų vardu pavadintos dvi ryškiausios žvaigždės. Polydeuces paprastai yra geriau žinomas lotynišku pavadinimu Pollux.

Denebas - Alfa Cygni
Žvaigždynas: Cygnus
Vieta: 20h 41m 25.9s (pakilimas į dešinę), + 45 ° 16 & # 821749 & # 8221 (deklinacija)
Spektrinė klasė: A2 Ia
Vaizdinis dydis: 1,25
Absoliutus dydis: -8,38
Masė: 19 ± 4 saulės masės
Spindulys: 203 ± 17 saulės
Šviesumas: 196 000 ± 32 000 saulės
Temperatūra: 8 525 ± 75 K
Atstumas: 3550 šviesmečių (802 parsekai).
Kintamasis tipas: Alpha Cygni
Pavadinimai: Deneb, α Cygni, 50 Cygni, Arided, Aridif, Gallina, Arrioph, HR 7924, BD + 44 ° 3541, HD197345, SAO 49941, FK5: 777, HIP 102098


Kelionės laikas

Laikas, kurio prireiks kelionei iki šios žvaigždės, priklauso nuo to, kaip greitai eisite. U.G. atliko keletą skaičiavimų, kiek laiko reikės važiuoti skirtingu greičiu. Pastaba apie skaičiavimus, kai kalbu apie metus, kalbu tik ne kelerius metus (365 dienas).

Kosminis zondas „New Horizons“ yra greičiausias zondas, kurį rašymo metu išsiuntėme į kosmosą. Pagrindinė jo misija buvo aplankyti Plutoną, kuris paleidimo metu (2006 m.) Plutonas vis dar buvo planeta.

Mach 1 yra garso greitis, Mach 2 yra dvigubai didesnis nei garso greitis. „Corncorde“ prieš išeidama į pensiją buvo greičiausia komercinė aviakompanija už Atlanto ir tik viena, galinti „Mach 2“.

apibūdinimasGreitis (m.p.h.)Laikas (metai)
Ėjimas457,865,832,374.84
Automobilis1201,928,861,079.16
„Airbus A380“736314,488,219.43
Machas 1767.269301,671,681.64
Mach 21,534.54150,835,644.23
Nauji horizontai33,0007,014,040.29
Šviesos greitis670,616,629.00345.15


5 ryškiausios Heraklio žvaigždės

Nėra registracijos funkcijos ir nereikia nurodyti el. Pašto adreso, jei to nereikia. Visi pranešimai bus peržiūrėti prieš juos rodant. Komentarai gali būti sujungti ar šiek tiek pakeisti, pavyzdžiui, jei pagrindiniame komentaro tekste nurodomas el. Pašto adresas.

Galite atsisakyti suteikti vardą, kuris tokiu atveju komentaras bus priskirtas atsitiktinei žvaigždei. Pirmenybė teikiama vardui, net jei jį atsitiktinai sugalvojote jūs patys.

Jei nurodysite el. Pašto adresą, galite gauti el. Laišką, kuriame bus pranešta, kai kas nors kitas pridės komentarą tame pačiame puslapyje. El. Laiške bus nuoroda į tolesnių pranešimų prenumeratą.


Atstumai nuo spektrinių tipų

Kiek patenkinamos ir produktyvios buvo atstumo matavimo žvaigždės, šios žvaigždės yra retos ir nėra prie visų objektų, iki kurių norime išmatuoti atstumus. Tarkime, pavyzdžiui, mums reikia atstumo iki nesikeičiančios žvaigždės arba iki žvaigždžių grupės, kurių nė viena nėra kintama. Šiuo atveju paaiškėja H – R diagrama gali ateiti į mūsų pagalbą.

Jei galime stebėti žvaigždės spektrą, galime įvertinti jos atstumą pagal supratimą apie H – R diagramą. Kaip aptarta analizuojant žvaigždžių šviesą, išsamus žvaigždžių spektro tyrimas leidžia astronomams klasifikuoti žvaigždę į vieną iš spektriniai tipai nurodant paviršiaus temperatūrą. (Tipai yra O, B, A, F, G, K, M, L, T ir Y. Kiekvieną iš jų galima suskirstyti į sunumeruotus pogrupius.) Tačiau apskritai vien spektrinio tipo mums nepakanka įvertinti šviesumą. G2 žvaigždė gali būti pagrindinės sekos žvaigždė, kurios šviesis yra 1 LSaulė, arba tai gali būti milžinas, kurio šviesumas yra 100 LSaulė, ar net supergigantas, kurio ryškumas dar didesnis.

Tačiau iš žvaigždės spektro galime sužinoti daugiau, nei vien nuo temperatūros. Atminkite, pavyzdžiui, kad pagal spektro detales galime nustatyti žvaigždžių slėgio skirtumus. Šios žinios yra labai naudingos, nes milžiniškos žvaigždės yra didesnės (ir turi mažesnį slėgį) nei pagrindinės sekos žvaigždės, o supergigantai vis dar yra didesni už milžinus. Išsamiai pažvelgę ​​į žvaigždės spektrą, galime nustatyti, ar tai yra žvaigždė su pagrindine seka, ar milžinas, ar milžinas.

Tarkime, kad pradedant paprasčiausiu pavyzdžiu, tolimos G2 žvaigždės spektras, spalva ir kitos savybės tiksliai sutampa su Saulės. Tuomet yra pagrįsta daryti išvadą, kad ši tolima žvaigždė greičiausiai yra pagrindinės sekos žvaigždė, kaip ir Saulė, ir turi tą patį ryškumą kaip ir Saulė. Bet jei tarp saulės ir tolimos žvaigždės spektro yra subtilių skirtumų, tolima žvaigždė gali būti milžinė ar net milžinė.

Plačiausiai naudojama žvaigždžių klasifikavimo sistema suskirsto tam tikros spektrinės klasės žvaigždes į šešias vadinamas kategorijas skaisčio klasės. Šios šviesumo klasės romėniškais skaičiais žymimos taip:

  • Ia: Ryškiausi supergigantai
  • Ib: Mažiau šviesi supergigantai
  • II: Šviesūs milžinai
  • III: Milžinai
  • IV: Subgigantai (tarpas tarp milžinų ir pagrindinių sekų žvaigždžių)
  • V: Pagrindinės sekos žvaigždės

Pilna spektro žvaigždės specifikacija apima jos šviesumo klasę. Pavyzdžiui, pagrindinės sekos žvaigždė, kurios spektrinė klasė F3, parašyta kaip F3 V. M2 milžino specifikacija yra M2 III. 1 paveiksle pavaizduota apytikslė įvairių šviesumo klasių žvaigždžių padėtis H – R diagramoje. Brūkšninės linijų dalys reiškia regionus, kuriuose žvaigždžių yra labai mažai arba jų nėra.

1 paveikslas: Šviesumo klasės. Tos pačios temperatūros (arba spektrinės klasės) žvaigždės pagal Hertzsprung-Russell diagramą gali patekti į skirtingas šviesumo klases. Ištyrę kiekvienos žvaigždės spektro detales, astronomai gali nustatyti, į kurią ryškumo klasę jie patenka (ar tai pagrindinės sekos žvaigždės, ar milžiniškos, ar milžiniškos žvaigždės).

Žinant tiek spektro, tiek ryškumo klases, žvaigždės padėtis H – R diagramoje nustatoma unikaliai. Kadangi diagramoje pavaizduotas šviesumas, palyginti su temperatūra, tai reiškia, kad dabar galime nuskaityti žvaigždės šviesumą (kai tik jos spektras padėjo ją įdėti į diagramą). Kaip ir anksčiau, jei žinome, kokia žvaigždė iš tikrųjų yra šviesi, ir matome, kokia blanki ji atrodo, skirtumas leidžia apskaičiuoti jos atstumą. (Dėl istorinių priežasčių astronomai kartais vadina šį atstumo nustatymo metodą spektroskopinis paralaksas, nors metodas neturi nieko bendra su paralaksu.)

H – R diagramos metodas leidžia astronomams įvertinti atstumus iki netoliese esančių žvaigždžių, taip pat kai kurias tolimiausias mūsų Galaktikos žvaigždes, tačiau jis yra įtvirtintas paralaksų matavimais. Atstumai, išmatuoti naudojant paralaksą, yra auksinis atstumų standartas: jie nesiremia jokiomis prielaidomis, tik geometrija. Kai astronomai paima netoliese esančios žvaigždės spektrą, kuriam taip pat žinome paralaksą, žinome tą spektrinį tipą atitinkantį šviesumą. Taigi netoliese esančios žvaigždės tarnauja kaip tolimesnių žvaigždžių etalonai, nes galime daryti prielaidą, kad dvi identiškų spektrų žvaigždės turi tą patį vidinį šviesumą.


Pasirinktos atsitiktinės Eridano žvaigždės

Nėra registracijos funkcijos ir nereikia nurodyti el. Pašto adreso, jei to nereikia. Visi pranešimai bus peržiūrėti prieš juos rodant. Komentarai gali būti sujungti ar šiek tiek pakeisti, pavyzdžiui, jei pagrindiniame komentaro tekste nurodomas el. Pašto adresas.

Galite atsisakyti suteikti vardą, kuris tokiu atveju komentaras bus priskirtas atsitiktinei žvaigždei. Pirmenybė teikiama vardui, net jei jį atsitiktinai sugalvojote jūs patys.

Jei nurodysite el. Pašto adresą, galite gauti el. Laišką, kuriame bus pranešta, kai kas nors kitas pridės komentarą tame pačiame puslapyje. El. Laiške bus nuoroda į tolesnių pranešimų prenumeratą.


Žiūrėti video įrašą: cara penggunaan spektrofotometer Uv-Vis (Vasaris 2023).