Astronomija

Udaljenost do zvijezde pomoću indeksa boja

Udaljenost do zvijezde pomoću indeksa boja


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.

Radim sljedeće pitanje:

Zvijezda se posmatra sa UBV veličinama $ m_u = 16,31 $, $ m_b = 14,52 $, $ m_v = 13,76 $. Daje spektralna analiza $ M_ {bol} = 7,31 $, $ BC = -1.02 $, $ (U - B) _0 = 1,222 $. Odredite udaljenost do zvijezde.

As $ m_u - m_b ≠ (U-B) _0 $, Shvatio sam da se modul udaljenosti ne može koristiti direktno, jer je prisutno izumiranje. Iz bolometrijske korekcije (BC) možemo utvrditi da je apsolutna vizuelna veličina $ M_v = 8,33 $.

Nakon toga nisam siguran šta da radim; normalno mislim da u ovim pitanjima možete postići vizuelno izumiranje $ A_v = 3.0E_ {B-V} $, gdje $ E_ {B-V} $ je višak boje, izračunat sa $ E_ {B-V} = (m_b - m_v) - (B-V) _0 $. Tada se vizuelno izumiranje može dodati jednačini modula udaljenosti kako bi se uzelo u obzir izumiranje u vizuelnom pojasu, a zatim možemo lako dobiti udaljenost.

Ali, dok znamo $ m_b $, $ m_v $, i $ M_v $, zapravo nemamo način da to dobijemo $ (B-V) _0 $ koliko znam, osim ako ne postoji način na koji to možemo povezati $ (U-B) _0 $. Svaka pomoć bila bi vam vrlo zahvalna!


Postoji veza između $ E (B-V) $ i crvenilo u bilo kojoj drugoj boji. Tačna vrijednost ovisi o vrsti prašine, samoj vrijednosti izumiranja i unutarnjem spektru zvijezde (kao i koeficijent 3.0 naveden u vašem pitanju).

Međutim, u svrhu procjene, kanonski odnos je $ E (U-B) = 0,72 E (B-V) $ (npr. Pandey i dr. 2003).

Tako možete izračunati $ E (U-B) $, onda $ E (B-V) $, onda $ A_V $, onda $ V_0 $ i koristite ovo sa $ M_V $ da biste dobili udaljenost.


Hertzsprung-Russell-ov dijagram i zvjezdana jata

gdje je d udaljenost do zvijezde. Drevni astronomi mjerili su sjaj zvijezda rangirajući ih prema vizuelnom izgledu. U skali magnitude, koja je logaritamska, najsjajnije zvijezde imaju najmanje brojeve, dok najtamnije zvijezde imaju najveći broj. Na primjer, zvijezda magnitude -1 je svjetlija od zvijezde magnitude 2.

Za opis sjaja zvijezda koristimo dvije skale magnitude. Prva je prividna veličina, koja se općenito mjeri teleskopom. Druga je apsolutna veličina, koliko bi zvijezda bila sjajna da je na udaljenosti od 10 parseka. Dvije su skale povezane

gdje je M apsolutna veličina, m prividna veličina, a d udaljenost u parsecima.


Udaljenost do zvijezde pomoću indeksa boja - Astronomija

Zvijezde su guste vruće kuglice plina pa su njihovi spektri slični spektru savršenog toplotnog radijatora, koji stvara glatki kontinuirani spektar. (Iako zvijezde nisu savršeni toplotni radijatori, njihovi su spektri dovoljno slični glatkom kontinuiranom spektru za ono što slijedi.) Stoga boja zvijezda ovisi o njihovoj temperaturi - vruće zvijezde su plavije, a hladnije zvijezde crvenije. Možete promatrati zvijezdu kroz različite filtri da se dobije približna temperatura. Filter dopušta samo uski raspon talasnih dužina (boja). Uzorkovanjem spektra zvijezde u dva različita raspona talasnih dužina („opsezi“), možete utvrditi je li taj spektar za vruću, toplu, hladnu ili hladnu zvijezdu. Vruće zvijezde imaju temperature oko 60 000 K, dok hladne zvijezde imaju oko 3 000 K. Dijagrami filtra su prikazani u nastavku.

Indeks boja i temperatura

  1. Izmjerite prividnu svjetlinu (fluks) pomoću dva različita filtra (B, V).
  2. Tok energije koji prolazi kroz filter govori vam veličinu (sjaj) na talasnoj dužini filtra.
  3. Izračunajte magnetsku razliku dva filtra, B - V.

UNL program astronomskog obrazovanja Krivulje crnog tijela i modul UBV filtri omogućuje vam istraživanje odnosa između temperature i toplinskog spektra manipuliranjem različitim parametrima s grafičkim sučeljem (veza će se pojaviti u novom prozoru). Takođe možete istražiti korelaciju temperature i boje koristeći razne filtere.

Bečki zakon i temperatura

Drugi način za mjerenje temperature zvijezde je upotreba Wienovog zakona opisanog u poglavlju o elektromagnetnom zračenju. Hladne zvijezde imat će vrhunac kontinuiranog spektra na dugim (crvenijim) valnim duljinama. Kako se temperatura zvijezde povećava, vrh njenog kontinuiranog spektra pomiče se na sve kraće (plavije) valne duljine. Konačni način mjerenja temperature zvijezde precizniji je od prethodne dvije metode. Koristi snagu različitih apsorpcionih linija u spektru zvijezde. U potpunosti je opisano nešto kasnije u poglavlju. Temperature različitih vrsta zvijezda sažete su u tablici Svojstva glavne sekvence zvijezda.


Mjerenje doba jata zvijezda

Zvjezdana jata pružaju nam puno informacija koje su relevantne za proučavanje zvijezda uopšte. Glavni razlog je taj što pretpostavljamo da su sve zvijezde u skupu nastale gotovo istovremeno iz istog oblaka međuzvjezdanih plinova, što znači da bi zvijezde u skupu trebale biti vrlo homogene po svojim svojstvima. To znači da je jedina značajna razlika između zvijezda u skupu njihova masa, ali ako izmjerimo svojstva jedne zvijezde (starost, udaljenost, sastav, itd.), Možemo pretpostaviti da svojstva ostalih zvijezda u klaster će biti vrlo sličan.

U stvarnosti, neke zvijezde u skupu nastaju ranije od drugih, ali u usporedbi s njihovim životnim vijekovima, širenje u vremenu nastanka je malo i može se zanemariti. Takođe pretpostavljamo da su zvijezde u skupu na istoj udaljenosti od nas. Opet, postoji širenje udaljenosti, ali je u većini slučajeva to širenje mnogo manje od udaljenosti do nakupine, pa se može zanemariti. Na primjer, najudaljenije zvijezde u kuglastom jatu M13 udaljene su oko 50 parseka od središta jata, ali jato je udaljeno oko 7.700 parseka od nas. Konačno, pretpostavljamo da bi kemijski sastav svih zvijezda u određenom jatu trebao biti vrlo sličan jer se očekuje da je oblak plina od kojeg su nastale bio dobro izmiješan, pa bi pojedinačni fragmenti oblaka koji su formirali pojedine zvijezde trebali imati sve sadržavao istu mješavinu elemenata i molekula.

Kada se zvijezde formiraju iz molekularnog oblaka, formiraju se zvijezde vrlo velike mase (možda i do oko 100 puta veće od mase Sunca), sve do male mase, smeđih patuljastih objekata (oko 0,08 sunčevih masa). Promatranja novonastalih populacija zvijezda pokazala su nam da se formira vrlo malo zvijezda velike mase, dok se formiraju mnoge zvijezde male mase. Opadanje je vrlo strmo kako se dolazi i do viših masa. Ako biste istraživali zvijezde u blizini Sunca, otkrili biste da je oko 90% svih zvijezda u našem Sunčevom susjedstvu manje ili jednako masi Sunca. Većina ostatka je manje od dvostruke mase Sunca, a samo oko 0,5% svih obližnjih zvijezda je masivnije od 8 puta veće mase Sunca. Izuzetno je to što posmatranje stvaranja zvijezda na mnogim različitim lokacijama u svemiru ukazuje da su relativni odnosi zvijezda različitih masa koji nastaju univerzalni zakon. Odnosno, uvijek se formira isti relativni udio velike mase u odnosu na zvijezde male mase, bez obzira na veličinu područja koje stvara zvijezde, sredinu u kojoj se nalazi zona koja stvara zvijezde i koliko su prije zvijezde nastale. Stoga, ako možemo utvrditi kako je nastalo jedno jato zvijezda, možemo generalizirati naša otkrića kako bi se primijenili na sva jata. Ova ideja o vezi između broja zvijezda nastalih u regiji koja stvara zvijezde i njihove mase naziva se početna funkcija mase zvijezda.

Pratimo evoluciju čitavog jata zvijezda kroz nekoliko faza njegovog života.

Ova prezentacija (uz priznanje Penn State Astronomy & amp Astrophysics) omogućava vam da kliknete na slajdove koji vas vode kroz evoluciju. Vidjet ćete niz shematskih HR dijagrama za zvijezde u skupu. U svakom kadru, kako zvijezde stare, njihova svjetlost i temperature evoluiraju, mijenjajući ukupni izgled dijagrama s godinama.

Prezentacija napreduje na sljedeći način:

  1. U ranom vremenskom žigu u formaciji zvjezdanih nakupina, što ćemo nazvati t = 0, većina zvijezda velike mase dosegla je Glavni niz, dok su neke zvijezde niže mase još uvijek u fazi T Tauri.
  2. Deset miliona godina (10 7 godina) kasnije, O zvezde najveće mase potrošile su sav svoj vodonik i počele da evoluiraju iz Glavne sekvence.
  3. Nakon 100 miliona godina (10 8 godina), sve O zvijezde postale su supernove. B zvijezde počinju evoluirati iz Glavne sekvence.
  4. Nakon milijarde godina (10 9 godina), sve B zvijezde koje su dovoljno masivne prešle su u supernovu, a ostale su evoluirale u crvene divove. Zvijezde A počinju evoluirati iz Glavne sekvence.
  5. Nakon 5 milijardi godina (5x10 9 godina), G zvijezde počinju evoluirati iz Glavne sekvence. Crvena gigantska grana naseljena je nekim od izvorno masivnijih zvijezda. Neke od prvih crvenih divovskih zvijezda koje su nastale već su postale bijeli patuljci.
  6. Nakon 10 milijardi godina (10 10 godina), sve zvijezde OBAFG-a nedostaju u Glavnom nizu, grana crvenog diva je vrlo dobro naseljena, a ima i mnogo bijelih patuljaka. Na glavnom nizu su ostale samo zvijezde K & amp M.

Ono što vidimo u nizu je to kao skup zvijezda starosti, prvo nestaje vrh Glavnog niza. Analogija koju često čujete je da je poput fitilja svijeće - kako zvijezde nakupina izgaraju, Glavna sekvenca se skraćuje. Stoga, ako možete točno utvrditi koji tip zvijezde upravo prolazi kroz prijelaz iz Glavne sekvence u crveni div (nazvan Isključivanje glavne sekvence), a ako znate koliko dugo (teoretski) treba zvijezdama tog tipa da potroše sav vodonik, možete procijeniti starost te zvijezde. Sada, budući da pretpostavljamo da su sve zvijezde u skupu nastale istovremeno, možemo pretpostaviti da sve zvijezde u skupu imaju istu starost kao i najmasivnija zvijezda koja je ostala u Glavnom nizu. Astronomi često koriste ovu tehniku ​​postavljanja isključenja glavne sekvence da bi procijenili starost zvjezdastih nakupina. Način na koji se to radi u praksi je sljedeći:

  1. Astronomi koriste računarske modele za izradu teoretskog HR dijagrama za populaciju zvijezda određene dobi, recimo 500 miliona godina. Umjesto da ucrtaju pojedinačne točke, oni ucrtavaju liniju koja prolazi kroz točke svih zvijezda na HR dijagramu. Budući da ova linija označava položaj zvijezda sa određenom dobi, naziva se an isochrone.
  2. Astronomi zacrtavaju uočene boje i sjaj zvijezda u zvjezdanom jatu.
  3. Pronaći ćete najbolje podudaranje između teoretske izohrone i zvijezda u vašem jatu, a to vam govori o starosti jata.

Ako uporedite HR dijagrame za faze 1-3, oni su vrlo slični HR dijagramima za otvorene klastere. Čini se da je HR dijagram za stadij 6 vrlo sličan dijagramu globularnog jata. Prema tome, možemo zaključiti da su otvoreni klasteri mladi (obično stari nekoliko desetaka miliona ili stotina miliona godina), dok su globularni skupovi vrlo stari (obično stari oko 12-13 milijardi godina). Na gornjoj slici možete vidjeti shematski dijagram HR-a sa crtama linija koje predstavljaju glavnu sekvencu za brojne otvorene klastere. S lokacije isključenja glavne sekvence možete vidjeti da je NGC 2362 najmlađi, zatim h & amp χ Persei, a M67 najstariji od klastera.

Ova spoznaja objašnjava nekoliko drugih zapažanja koja smo napravili o razlikama između ove dvije vrste klastera. Budući da su otvoreni klasteri mladi, nisu imali priliku da se odmaknu jako daleko od mjesta na kojem su rođeni. Stoga će vjerovatno u blizini biti ostataka materijala od molekularnih oblaka u kojima su nastali (što stvara refleksione maglice viđene na Plejadama). Intenzivno zračenje sjajnih O & amp B zvijezda u otvorenim nakupinama može jonizovati obližnji gas, stvarajući u blizini i emisione maglice. Svjetlošću otvorenog jata dominiraju najsjajnije zvijezde u jatu, a to su zvijezde O & amp B glavne sekvence, budući da još uvijek nisu nastali crveni divovi. Stoga bi otvoreni skupovi trebali biti prilično plavi.

Budući da su globularna jata stara, ne nalaze se u blizini regija u kojima su nastala. U njihovoj blizini nema plina. Čak i da je postojalo, zvijezde u kuglastim nakupinama ne emitiraju puno ultraljubičastog svjetla sposobnog za stvaranje emisionih maglica. Stoga ne očekujemo da ćemo pronaći emisijske maglice koje okružuju globularne nakupine. Nisu ostale plave zvijezde glavne sekvence, pa bi svjetlošću kuglastog jata trebali dominirati najsvjetliji crveni divovi, što bi dovelo do njihovog vrlo crvenog izgleda.

Na kraju, možemo objasniti i razliku u hemijskom sastavu između zvijezda otvorenog jata i zvijezda globularnih nakupina. Prvobitno je sav plin u svemiru sadržavao malo elemenata težih od helijuma. Međutim, kako smo naučili u našem istraživanju evolucije zvijezda, teži elementi nastaju u masivnim zvijezdama i raspršuju se kada prelaze u supernovu. Stoga, kako vrijeme prolazi, kasnije generacije zvijezda trebale bi sadržavati sve veće i veće koncentracije teških elemenata. Budući da su kuglasti jatovi stari 12 milijardi godina, njihove atmosfere odražavaju sastav praiskonskog plina iz kojeg su nastali. Budući da su se otvoreni klasteri formirali relativno nedavno, oni imaju 10-100 puta više teških elemenata u svojoj atmosferi.

Jedno pitanje na koje još nismo odgovorili je zašto je Sunce tako očigledno izolirano. Ako se sve zvijezde formiraju iz molekularnih oblaka koji odjednom formiraju mnogo zvijezda, zašto u blizini nema nekoliko stotina zvijezda? Razlog ima neke veze sa razlikama gustine između zvjezdanih jata. Zapamtite, otvoreni klasteri izgledaju „pahuljasto. "Odnosno, oni nisu jako koncentrirani. S druge strane, globularna jata su vrlo gusto prepuna zvijezda. U otvorenim nakupinama gravitacijsko privlačenje svih zvijezda zajedno nije dovoljno jako da zadrži zvijezde vezane za nakupinu. S vremenom se pojedinačne zvijezde u otvorenim nakupinama udaljavaju, a nakupina se otapa. Gravitacijsko privlačenje nakupine na zvijezdama u globularnom jatu je mnogo jače, tako da su ta jata u stanju zadržati većinu svojih zvijezda milijarde godina Vjerovatno je da je Sunce jesam oblik kao dio otvorenog jata, ali budući da je Sunce sada staro oko 5 milijardi godina, ono se odavno udaljilo od zvijezda koje su nastale iz istog oblaka.


Udaljenosti do obližnjih zvijezda

Istorijski gledano, zvijezde na nebu smatrale su se samo pozadinom svjetla pričvršćenih za nebesku sferu. Sve zvijezde se golim okom čine kao svjetlosne tačke i čini se da se njihovi međusobni položaji nikada ne mijenjaju. Međutim, položaji obližnjih zvijezda se zapravo kreću za male količine, a ako možemo izmjeriti ovo prividno kretanje, možemo izračunati udaljenost do tih zvijezda pomoću neke jednostavne trigonometrije. Ova ideja je zapravo bila dobro poznata Grcima i bila je ideja koja se koristila za raspravu protiv heliocentrični model Sunčevog sistema. Kao što ćete vidjeti na trenutak, argument ide da ako Zemlja kruži oko Sunca, tada bismo mogli vidjeti kako se najbliže zvijezde pomiču na nebu. Budući da taj pomak nisu primijetili Grci, kao ni kasniji astronomi poput Brahea, zalagali su se za nepokretnu Zemlju kao središte Sunčevog sistema. Ono na što nisu računali je ogromna udaljenost do zvijezda, što je pomak učinilo tako malim da se nije moglo otkriti do 1830-ih. Prvi naučnik koji je to učinio bio je Friedrich Bessel 1838. godine.

Pozvana je metoda koja se koristi za mjerenje udaljenosti do obližnjih zvijezda trigonometrijska paralaksa, ili ponekad, triangulacija. Ovo je zapravo ista tehnika koju vaš mozak koristi za procjenjivanje udaljenosti od predmeta oko vas - vaše takozvane "percepcije dubine". Ovu tehniku ​​za procjenjivanje udaljenosti možete demonstrirati jednostavnim eksperimentom:

  1. Ispružite ruku ispred sebe u visini očiju i podignite kažiprst.
  2. Zatvorite lijevo oko i zabilježite gdje se čini vaš prst s obzirom na pozadinu (na primjer, na zidu prostorije u kojoj se nalazite).
  3. Otvorite lijevo oko i zatvorite desno, a sada zabilježite gdje se čini vaš prst s obzirom na pozadinu. Čini se da se pomaknuo! (ovaj efekt možete lako vidjeti ako brzo izmjenite koje je oko zatvoreno - prvo lijevo, zatim desno, pa lijevo, pa desno).
  4. Savijte lakat tako da je prst sada mnogo bliže oku nego kad ste ruku držali ravno.
  5. Ponovite postupak promatranja prsta s jednim otvorenim i jednim zatvorenim okom. Kad vam je prst mnogo bliže očima, prividno kretanje u odnosu na pozadinu je mnogo veće!

Budući da su vam oči odvojene za nekoliko centimetara, vaše lijevo oko vidi nešto drugačiji pogled na objekt od vašeg desnog oka. Kada vaš mozak protumači dvije slike iz vaših očiju, omogućava vam da procijenite udaljenost do predmeta.

Naravno, zvijezde su toliko udaljene da razdvajanje naših očiju ne mijenja njihovu pojavu. Međutim, možemo koristiti Zemljinu orbita kao osnov za stvaranje zasebnih slika obližnjih zvijezda. U januaru se Zemlja nalazi na jednoj strani Sunca (smatrajte ovo položajem „lijevog oka“), a 6 mjeseci kasnije, u julu, Zemlja je s druge strane Sunca (položaj „desnog oka“). Udaljenost između položaja Zemlje u januaru i položaja u julu dvostruko je veća od udaljenosti Zemlja / Sunce, odnosno 2 AU. Kada promatrate obližnju zvijezdu u siječnju, a zatim opet u srpnju, njezin položaj u odnosu na mnogo udaljenije, pozadinske zvijezde promijenit će se za mjerljivu količinu, kao što je prikazano u ovoj animaciji.

Pomoću trigonometrije možemo izračunati duljine stranica pravokutnog trokuta pomoću nekih jednostavnih jednadžbi. Pravokutni trokut možemo postaviti ako koristimo polovinu izmjerenog ugla za koji se čini da se zvijezda pomiče za 6 mjeseci. Udaljenost do zvijezde (d), ugao za koji se čini da se zvijezda pomaknula (θ) i duljina osnovne linije (b) povezani su na sljedeći način:

Želim naglasiti da su paralaksni kutovi koje mjerimo nevjerovatno mali. Ako biste kreirali pravokutni trokut koristeći promjer američkog centa kao jednu stranu i udaljenost od 2,4 km kao drugu stranu, mali kut u ovom trokutu iznosi oko 1,5 lučnih sekundi (sjetite se da je sekunda luka 1/3600 diplomu). Najbliža zvijezda Zemlji, Proxima Centauri, prolazi svakih 6 mjeseci u prividnom položaju od 1,5 lučnih sekundi. Dakle, svaka druga zvijezda na nebu ima kutni pomak manji od promjera centimetra viđenog na udaljenosti od 2,4 km!

Mjerna jedinica udaljenosti koju astronomi koriste naziva se parsec (pc). Ovo dolazi direktno iz mjerenja paralaksije zvijezda, jer je 1 parsek udaljenost do zvijezde sa a paralax kut od 1 lukasekond. Parsec je skraćenica za paralaksa lučna sekunda. Druga jedinica koju astronomi koriste za udaljenost je svjetlosna godina, odnosno udaljenost koju foton svjetlosti prijeđe za godinu dana. Ova dva mjerenja su slična, i to:

Da biste izračunali paralaksu bilo koje zvijezde, možete koristiti isti trigonometrijski odnos o kojem smo raspravljali u lekciji 3 kada smo govorili o farovima automobila. U ovom slučaju:

B = osnovna linija 1 AU, pa:

Budući da je D veličina koju bismo željeli izmjeriti, ovu jednadžbu možemo preurediti tako da glasi:

Ako unesete kut za p, odgovor za D će se pojaviti u AU. Ako za svoj kut unesete 1 lučnu sekundu, D će ispasti 206,264,8 AU, definicija parseka data gore.

Ipak možete pojednostaviti ovu jednadžbu. Za dovoljno male kutove izražene u radijanima (a 1 lučna sekunda je dovoljno mali kut):

da biste pretvorili iz arcsekundi u radijane, koristili biste:

Ako ovo zamijenimo u gornju jednadžbu, dobit ćete:

Na primjer, ako imate zvijezdu s paralaksom od 0,5 lučnih sekundi:

Mjerenja paralaksa tradicionalno su vršena na fotografijama koje su snimali refraktori u zemaljskim opservatorijama, poput Pomorskog opservatorija Sjedinjenih Država, Opservatorija Leander McCormick sa Univerziteta Virginia, Opservatorij Allegheny na Univerzitetu u Pittsburghu, Opservatorij Sproul iz Swarthmore Collegea i Opservatorija Univerziteta Yale. Međutim, posljednjih godina satelitska misija Hipparcos omogućila je paralaksna mjerenja za više od 100.000 zvijezda na udaljenosti od približno 100 parseka, a misija Europske svemirske agencije Gaia poboljšaće ta mjerenja u godinama koje dolaze. Iako je ova tema uvijek opisana upravo na ovaj način (to jest, mjerite položaj zvijezde na dvije tačne lokacije u datumima u razmaku od tačno 6 mjeseci), u praksi možete kontinuirano promatrati zvijezdu i mjeriti njezin suptilni pomak tokom cijelog toka taj šestomjesečni vremenski period. Slike korištene za mjerenje zvjezdane paralaksa ne izgledaju nimalo poput slika koje ste navikli vidjeti na nebu. Evo slike staklene fotografske ploče iz UVa kolekcije zvijezde u njihovom programu paralaksa:

Na ovoj ploči možete vidjeti redove tamno sivih tačaka - to su zvijezde. Da bi se sačuvale ploče (koje su bile prilično dragocjena roba), primijetila bi se jedna zvijezda, zatim bi se ploča pomaknula, ponovo izlagala, pomicala, ponovo izlagala, pomicala itd., Ponekad stavljajući 5 ili 6 ekspozicija neba na jednoj ploči. Zatim, da bi se ploča dodatno iskoristila, okrenula bi se za 180 stepeni i izložila još 5 - 6 puta u obrnutoj orijentaciji. Crvene oznake prikazuju položaj zvijezda od interesa na ploči izložene u jednoj orijentaciji, a plave oznake označavaju položaj istih zvijezda u obrnutoj orijentaciji. Zatim bi se ta ploča izmjerila mašinom koja bi mogla centrirati lokaciju zvijezde s preciznošću do djelića mikrona. Mjerenje ovih ploča bio je jedan od ljetnih poslova autora ovog predmeta kao student astronomije, a ako posjetite osobno, izlažu neke od mjernih mašina koje se koriste za ovaj rad.


Spektar vrijedi hiljadu slika

Jedna od tačnijih metoda za mjerenje udaljenosti do udaljene galaksije uključuje dobivanje spektra galaksije. Dobiti spektar galaksije u osnovi znači uzeti svjetlost iz te galaksije i razbiti je na njene sastavne boje, slično kao što prizma razbija bijelu svjetlost u dugu vidljivih boja. Upoređujući svjetlinu svjetlosti u svakoj komponentnoj boji, spektar nam može dati obilje informacija. To može uključivati ​​detaljne informacije o sastavu, temperaturi i brzini kretanja galaksije u odnosu na nas. Budući da se svemir širi, promatramo kako se većina galaksija i sve udaljene galaksije udaljavaju od nas.

Kada se gleda daleki spektar galaksije, širenje svemira dovodi do rastezanja komponentnih boja u spektru na veće valne duljine. Za vidljivo svjetlo, crvena ima najduže valne duljine, što dovodi do izraza & # 8216redshift & # 8217. Ovaj kosmološki crveni pomak može se precizno izmjeriti iz spektra. Astronomi zatim koriste matematičke modele brzine širenja našeg svemira da izmjereni crveni pomak pretvore u procjenu udaljenosti. Veće vrijednosti crvenog pomaka odgovaraju većim udaljenostima.

Ovaj video, koji je razvio Ured za informiranje javnosti pri Naučnom institutu za svemirski teleskop, pokazuje kako se svjetlost crveno pomiče dok putuje kroz svemir koji se širi. Ovde žarulja stoji na mestu galaksije. Kako se svemir širi, on rasteže svjetlost koja putuje kroz univerzum, povećavajući svjetlosnu valnu duljinu. Kako se valna dužina povećava, ona postaje sve crvenija. Svjetlost koja putuje na veće udaljenosti kroz svemir bit će rastezana / pocrvenjela više od svjetlosti koja putuje na kratkim udaljenostima. Zbog toga astronomi koriste instrumente osjetljive na crveniju svjetlost, uključujući infracrvenu svjetlost, kada pokušavaju promatrati svjetlost iz vrlo udaljenih galaksija. Pogledajte ovaj video na Youtubeu.

Veći crveni pomaci ne odgovaraju samo većim udaljenostima, već odgovaraju i ranijim vremenima u istoriji našeg svemira. To je zato što svjetlu treba vremena da bi nam doputovao iz ovih dalekih galaksija. Što je galaksija udaljenija, to je svjetlost duže putovala prije nego što je presretnemo osjetljivim teleskopima, poput Hubble-a.

Pod pretpostavkom tipičnih savremenih matematičkih modela, svemir je star oko 13,8 milijardi godina. Galaksije u crvenom pomaku od 1 vide se onakvima kakve su postojale kad je svemir bio star oko 6 milijardi godina. Galaksije u crvenom pomaku od 3 vide se onakvima kakve su postojale kad je svemir bio star oko 2 milijarde godina. Galaksije u crvenom pomaku od 6 vide se onakvima kakve su postojale kad je svemir bio star oko milijardu godina. Galaksije u crvenom pomaku od 10 vide se onakvima kakve su postojale kad je svemir bio star samo oko 500 miliona godina.

Notorno je teško dobiti spektar vrlo udaljene galaksije. Vrlo su slabi, a precizan spektar oslanja se na dobivanje puno svjetlosti. Jedno je, na kraju krajeva, uzeti malo svjetla koje dobijete i razbiti ga dalje na komponente boja, što znači da započnete s malo svjetlosti i izbacite još manje svjetlosti na svaku boju komponente. Dobivanje dovoljno svjetlosti za snimanje tačnog spektra udaljene galaksije zahtijeva vrlo dugotrajna promatranja osjetljivim teleskopima. To nije uvijek izvodljivo.

Crveni pomak izmjeren spektrom naziva se spektroskopski crveni pomak. Mnoge bliže galaksije u Abell 2744 izmjerile su spektroskopske crvene pomake. Vjerovatno će biti mnogo naknadnih opažanja iz zemaljskih i svemirskih opservatorija kako bi se dobili spektri mnogih slabijih i udaljenijih galaksija u pograničnim poljima. Zato budite sa nama!


Kako astronomi mogu izmjeriti koliko je zvijezda udaljena?

Ispada da je mjerenje udaljenosti do zvijezde zanimljiv problem! Astronomi su smislili dvije različite tehnike kako bi procijenili koliko je udaljena neka od zvijezda.

Prva tehnika koristi triangulacija (a.k.a. paralaksa). Zemljina putanja oko Sunca ima promjer od oko 300 miliona kilometara. Gledajući zvijezdu jednog dana, a zatim je ponovo pogledavši šest mjeseci kasnije, astronom može vidjeti razliku u uglu gledanja zvijezde. Uz malo trigonometrije, različiti kutovi daju udaljenost. Ova tehnika djeluje za zvijezde unutar oko 400 svjetlosnih godina zemlje. (Za detalje o triangulaciji pogledajte kako rade GPS prijemnici.)

Trenutno ne postoji direktna metoda za mjerenje udaljenosti do zvijezda udaljenih više od 400 svjetlosnih godina od Zemlje, pa astronomi umjesto toga koriste mjerenja svjetline. Ispada da je to zvijezda spektar boja dobar je pokazatelj njegove stvarne svjetline. Odnos između boje i svjetline dokazan je pomoću nekoliko hiljada zvijezda dovoljno blizu Zemlje da se njihove udaljenosti mjere direktno. Astronomi stoga mogu gledati daleku zvijezdu i odrediti njen spektar boja. Iz boje mogu odrediti stvarnu svjetlinu zvijezde. Poznavajući stvarnu svjetlinu i upoređujući je s prividnom svjetlinom koja se vidi sa Zemlje (odnosno, gledajući koliko je zvijezda postala mutna kad svjetlost dosegne Zemlju), mogu odrediti udaljenost do zvijezde.


Svjetlina Razdaljina Kretanje Veličina Svjetlost (i svjetlina) Površinska temperatura (ispod) omjer B prema V (B / V) razlika između B i V (B-V) odnos indeksa boje i temperature crvena zvijezda ima površinsku temperaturu oko 3000 K plava zvijezda ima površinsku temperaturu oko 20 000 K Jonizacijsko stanje atoma ovisi o temperaturi Energija svjetlosti (a time i apsorpcija) ovisi o temperaturi Spektar apsorpcije zvijezda Koristi se za klasifikaciju zvijezda (prema spektralnoj klasi) Spektroskopski paralaks

Budući da su zvijezde jata toliko homogene po svojim svojstvima, često možemo izmjeriti nekoliko zvijezda u skupu, a zatim generalizirati rezultat i primijeniti ga na cijelo jato. Na primjer, možete izmjeriti starost klastera procjenom starosti isključenja glavne sekvence, kao što smo upravo vidjeli. Slično tome, možete izmjeriti udaljenost do jata ako možete pronaći neku tehniku ​​za mjerenje udaljenosti do bilo koje pojedinačne zvijezde. Budući da sva mjerenja koja napravite imaju neke pogreške povezane s njima, ako izmjerite udaljenost do jedne zvijezde, vaša procjena udaljenosti može biti isključena za čak 10% (tipični nivo preciznosti za mnoge tehnike). Ako možete izmjeriti mnogo zvijezda u skupu i dobiti mnogo procjena udaljenosti, možete dobiti precizniju procjenu stvarne udaljenosti uzimajući prosjek svih pojedinačnih mjerenja udaljenosti. Čak i ako su sve pojedinačne procjene isključene za 10%, pogreška mjerenja povezana s bilo kojom zvjezdicom postaje manje važna.

Astronomi često koriste metodu prilagođavanja HR dijagrama klastera standardnom HR dijagramu kako bi preciznije izmjerili udaljenost klastera, jer ova tehnika koristi sve zvijezde za mjerenje udaljenosti. Evo još jednog mjesta na kojem astronomski žargon može zbuniti. Podsjetimo da je prva uspješna metoda za mjerenje udaljenosti do zvijezda bila trigonometrijska paralaksa. Zbog toga je riječ paralaksa postala zamjenjiva za mjerenje udaljenosti. Dakle, iako bi se pojam paralaksa trebao odnositi samo na metodu za mjerenje prividnog pomaka zvijezde, on se ne koristi samo na taj način. Ovaj metod mjerenja boja i sjaja mnogih zvijezda i njihovo upoređivanje s bojama i sjajima poznatog skupa zvijezda naziva se spektroskopska paralaksa.

Na nekoliko načina možete stvoriti "standardni" HR dijagram. Na primjer, možete teoretski izračunati koliko svijetle i koliko vruće zvijezde trebaju biti pomoću matematičkih modela i ucrtati one u verziji osvjetljenja / temperature HR dijagrama (izohrona, baš kao što smo prethodno raspravljali). Takođe, ako možete izmjeriti udaljenost do mnogih obližnjih zvijezda metodom trigonometrijske paralaksa, možete pretvoriti prividna mjerenja svjetline za ove zvijezde u svjetiljke. U svakom slučaju, stvorili ste HR dijagram koji pokazuje osvjetljenost na y osi. Sada, ako izmjerite prividnu svjetlinu i boju za mnoge zvijezde u vašem zvjezdanom jatu, možete te karte ucrtati u isti dijagram kao i vaše „standardne“ zvijezde. Budući da su sve zvijezde u skupu na istoj udaljenosti od nas, sve će one imati jednak pomak duž y osi. Odnosno, čini se da će se Glavna sekvenca jata u HR dijagramu vertikalno pomaknuti od standardnih zvijezda, jer sjaj zvijezde opada zbog zakona obrnutog kvadrata za svjetlost. Ako izmjerite koliko slabije morate pomaknuti čitav skup standardnih zvijezda tako da se preklapaju s glavnim nizom jata, možete procijeniti koliko daleko jato koristi vezu:

Fklaster = Lstandard / 4πR 2

Kliknite prezentaciju ispod iz Penn State Astronomy and Astrophysics da vidite ovo demonstrirano.

U ovom izlaganju najprije vidimo HR dijagram za nakupinu iscrtanu sa osvjetljenjem na y osi. A blue region is fitted to the Main Sequence of this cluster, providing a calibrated Main Sequence with a known luminosity for all colors. Next, we see a new HR diagram for a nearby cluster with apparent brightness plotted on the y-axis. The calibrated Main Sequence is too bright, but if we shift it down, we can match it to the Main Sequence of the nearby cluster. This gives us an estimate of how much fainter the cluster is compared to the calibrator, which gives an estimate of distance. Lastly, we see the HR diagram for a more distant cluster. It is fainter yet, since it is more distant. However, by just offsetting the calibrated Main Sequence to fainter magnitudes, it matches the Main Sequence of the distant cluster, too, allowing us to measure its distance.

You could apply this same method just using the measurements for one star (that is, measure Fstar and estimate Lstar from a standard Main Sequence), but since you are lining up the entire Main Sequence of the cluster with the standard HR diagram, you are using many hundreds or thousands of stars to calculate the distance, and the final result is much more precise.


Distances to the Stars

To quote Douglas Adams from The Hitchhiker's Guide to the Galaxy
“Space is big . very big”
Distances in space are so vast they are hard for us to comprehend. Astronomers can measure the distance to the nearest stars using a method known as trigonometric parallax. This gives a distance to Alpha (α)Centauri, the nearest star system to us other than our Sun, of about 4.1 × 10 16 m. The metre is not really a useful unit for such a large number. Astronomers actually use a unit of distance called the parsec (pc) to express distances to other stars and galaxies. One parsec is about 3.09 × 10 16 m so α Cen is about 1.3 parsecs distant. This is also equal to about 4.3 light years.

A light year is simply the distance that light travels in a vacuum in one Earth year (9.46 × 10 15 m). One parsec = 3.26 light years. All the stars visible to the unaided eye in the night sky are relatively bright stars in our local region of the Milky Way. Most stars are too far away to have their distance determined by trigonometric parallax so other methods have to be employed. (More details about how distances to stars are determined can be found in the Option 9.7 Astrophysics sections on astrometry and spectroscopic parallax). The Milky Way itself is about 35,000 parsecs (or 35 kpc) across. The nearby satellite galaxy, the Large Magellanic Cloud is about 50 kiloparsecs distant. At the cosmological scale, the distance to most galaxies is measured in megaparsecs (millions of parsecs).

If we look at the region around the constellation Crux (the Southern Cross) in the night sky we see several bright stars. A long exposure photograph or CCD image reveals many more as shown below.

In the above image, α Cen (for Centaurus)appears slightly brighter than β Cen which in turn appears much brighter than ε Cru. Johannes Bayer in his 1603 catalogue introduced the idea of labelling the brightest apparent star in a constellation as α, the next brightest β and so on through the 24 letters of the Greek alphabet. When we determine the distance to each of the bright stars in Crux however we see that their distances vary greatly. α Cen is only 1.3 parsecs away whereas β Cen is 161 pc distant. Given that it appears only slightly dimmer than α Cen in the night sky this means that β Cen is intrinsically far more luminous.


Pogledajte video: Najveća NUKLEARNA BOMBA NA BALKANU - Šta Kada Bi Eksplodirala? SIMULACIJA (Januar 2023).