Sterrekunde

Waarom gebruik verskillende instrumentefilters stelsels met verskillende grootte (Vega vs AB)?

Waarom gebruik verskillende instrumentefilters stelsels met verskillende grootte (Vega vs AB)?


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.

Gestel ek wou die spektrale energieverdeling (SED) van 'n voorwerp konstrueer. Veronderstel ek neem hierdie objek waar deur die 9 breëbandfilters met behulp van die Subaru Suprimecam (net vir 'n voorbeeld) hier: http://www.naoj.org/Observing/Instruments/SCam/sensitivity.html

Soos gesê in die stelling onder die tabel met breëbandfilters, is die Johnson-Cousins-filters (hoofletters) op die Vega-grootte-stelsel, terwyl die SDSS-filters (kleinletters) op die AB-grootte-stelsel is. Ek verstaan ​​wat hierdie twee grootte stelsels is en hoe om dit om te skakel.

My vraag is: wat is die punt dat die twee stelle filters op verskillende stelsels is, een Vega en die ander AB? Dit is nie asof die Johnson-Cousins ​​filter nie hardeware het die Vega-spektrum fisies daarin ingebou, nie waar nie?

As ek diafragma-fotometrie op 'n I-band-beeld en 'n i'-band-beeld doen, sal die eerste een die Vega-grootte van die voorwerp en die tweede AB-grootte van die voorwerp teruggee? En as ek SED-paswerk wil doen, moet ek konsekwent wees sodat al my datapunte (selfs vanaf ander teleskope) op dieselfde groottestelsel moet wees (omskep byvoorbeeld die I-band Vega-grootte in 'n I- band AB-grootte)? (Of doen die omskakeling eers en net dan omskakel in vloedeenhede via $ nu F _ { nu} $ of $ lambda F _ { lambda} $).


Ek sou dink dit is grotendeels 'n kwessie van historiese ongeluk en traagheid, gemeng met 'n sekere hoeveelheid smaak.

Vega-groottes is die tradisionele stelsel, gebaseer op hoe helder die ster Vega in die filter is (+ detektorreaksie, ens.). Die Johnson- en Cousins-filterstelsels is in die vroeë vyftigerjare gedefinieer toe Vega-groottes die standaard was, en tot 'n mate bedoel was om vroeëre fotografiese groottes weer te gee. Die AB-stelsel is 'n bietjie later (1960's) voorgestel en is oorspronklik gebruik vir smalband-fotometrie en spektrofotometrie, nie breëband-fotometrie soos die Johnson-Cousins ​​en soortgelyke filters nie. Sommige moderne filterstelsels - soos die SDSS-filterstelsel - is eerder deur AB gedefinieer omdat die makers dit verkies het.

Sommige filterstelsels het albei definisies. Byvoorbeeld, die nabye / middel-IR-filters van die IRAC-kamera op die Spitzer-ruimteteleskoop het beide Vega- en AB-definisies; sommige vraestelle gebruik een, ander die ander. (Soms vraestelle wat deel uitmaak van dieselfde algehele projek.)

As ek diafragma-fotometrie op 'n I-band-beeld en 'n i'-band-beeld doen, sal die eerste een die Vega-grootte van die voorwerp en die tweede AB-grootte van die voorwerp teruggee?

Nee, by verstek Om diafragma-fotometrie te doen, impliseer die keuse van 'n kalibrasie: dit wil sê 'n omskakeling tussen waargenome tellings en groottes. (So ​​'n kalibrasie kan al in 'n beeldkop voorsien word, byvoorbeeld van SDSS.) Dit is beslis moontlik om diafragma-fotometrie op 'n I-bandbeeld te doen gekalibreer na i-band, en andersom. Ek het soms dinge soos diafragma-fotometrie gedoen R-band beelde gekalibreer na K-band, hoewel ek beslis nie verwag het dat dinge baie akkuraat sou wees nie.

as ek SED-paswerk wou doen ...

Ek dink die antwoord hang af van watter vorm u SED-model het. As u SED om een ​​of ander rede in AB-groottes is, wil u, ja, al u waargenome data omskakel in AB-groottes. As u model daarenteen in vloedeenhede is, wil u u data omskakel na vloedeenhede (óf Vega mag na vloed eenhede óf AB mag na vloed eenhede).


Waarom gebruik verskillende instrumentefilters stelsels met verskillende grootte (Vega vs AB)? - Sterrekunde

    sterrekunde - leer oor voorwerpe buite ons atmosfeer. benodig inligting van hulle om dit te doen: lig!

Numeriese golflengtes van verskillende dele van die spektrum (ongeveer, daar is geen gevestigde streng woordeskat nie!): Ver-UV (0,01 - 0,1 μ, 100-1000 Å), naby-UV (.1 - 0,35 μ, 1000-3500 Å), opties (0,35 - 1 μ, 3500-10000 Å), naby-IR (1 - 10 μ), middel-IR (10 - 100 μ), ver-IR (100 - 1000 μ). Party mense het natuurlik frekwensie in plaas van golflengte gebruik! En ander, veral vir hoë energie-bestraling, gebruik energie!

Die vloed is die hoeveelheid energie wat deur 'n eenheidsoppervlakelement in alle rigtings gaan, gedefinieer deur

waar dΩ die soliede hoekelement is, en die integrasie oor die hele soliede hoek is. Gewoonlik is die hoek wat deur 'n voorwerp onderdruk word, baie klein, dus word die cos θ-term goed benader deur eenheid.

Die helderheid is die intrinsieke energie wat die bron per sekonde uitstoot. Vir 'n isotropiese bron wat uitstoot,

waar d = afstand tot bron.

  • Wat is die afmetings van die drie groottes: helderheid, helderheid van die oppervlak (intensiteit), vloed?
  • Hoe hang die drie hoeveelhede, L, I en F, af van die afstand tot die bron? (Let op kosmologiese effekte op groot afstande.)
  • Met watter hoeveelheid hou die skynbare grootte van 'n ster verband?
  • Tot watter hoeveelheid die absolute grootte?

F ν: vloed per frekwensie-eenheid. F λ: vloed per golflengte-eenheid.

Net so kan intensiteit en helderheid per golflengte (of frekwensie) gegee word. Let daarop dat 'n konstante F λ 'n nie-konstante F ν impliseer en omgekeerd!

Integraal van vloed / helderheid oor alle golflengtes / frekwensies gee die bolometriese vloed / helderheid.

  • fotometrie (breëbandvloeimeting),
  • spektroskopie (relatiewe meting van vloed op verskillende golflengtes),
  • spektrofotometrie (absolute meting van vloed op verskillende golflengtes).
  • astrometrie: gemoeid met posisies van waargenome vloed
  • morfologie: intensiteit as 'n funksie van posisie, absolute metings is onbelangrik

In sterrekunde word grootte-eenhede egter dikwels gebruik in plaas van die basiese hoeveelhede in energie- of fotonstroom te meet. Groottes is dimensielose groottes en hou verband met vloei (dieselfde houvas vir helderheid of helderheid van die oppervlak) deur:

waar die proporsionaliteitskoëffisiënt, F 0, afhang van die definisie van fotometriese stelsel, kan die hoeveelheid -2,5 log F 0 as die fotometriese stelsel nulpunt genoem word. Na Pogson (1856) word daar soms na die bepalende vergelyking verwys as die Pogson-vergelyking. Omgekeerd kry 'n mens:

Let daarop dat, aangesien groottes logaritmies is, die verskil tussen groottes ooreenstem met 'n verhouding van vloei-verhoudings van groottes in die algemeen onfisies is! As 'n mens relatiewe metings van die helderheid tussen voorwerpe doen, kan dit gedoen word sonder kennis van F 0 (of, gelykstaande aan die stelsel-nulpunt) -voorwerpe wat in ΔM mag in helderheid verskil, het dieselfde helderheidsverhouding ongeag watter fotometriese stelsel hulle het. is in:

Die definisies en nulpunte van die fotometriese stelsel is slegs nodig wanneer u tussen gekalibreerde groottes en vloed omskakel. Die nut van 'n stelsel vir die gebruik van astrofisika vereis egter gewoonlik 'n begrip van die werklike vloei.

Lichtsterkte word voorgestel as absolute groottes, dit wil sê die grootte wat 'n ster sou hê as dit op 'n afstand van 10 parsek soos voorheen was, het u 'n afstand nodig om 'n helderheid te kry. Die omgekeerde vierkantige wet uitgedruk in groottes lei tot die afstandsmodulus:

(lei dit af!), waar m 0 die skynbare grootte is wat gekorrigeer word vir interstellêre uitwissing: m 0 = m - A.

Net soos vloeistowwe in grootte-eenhede voorgestel kan word, kan vloeddigtheid deur monochromatiese groottes gespesifiseer word:

alhoewel spektra meer gereeld in vloedeenhede as in grootte-eenhede gegee word. Let daarop dat dit moontlik is dat F 0 'n funksie van golflengte is!

Daar is drie hoofsoorte groottesisteme wat in sterrekunde gebruik word. Ons begin deur die twee eenvoudiger te beskryf: die STMAG en die ABNU magstelsel. In hierdie eenvoudige stelsel is die verwysingsstroom slegs 'n konstante waarde in F λ of F ν. Dit is egter nie altyd die mees gebruikte stelsels in die sterrekunde nie, omdat daar geen natuurlike bron met 'n plat spektrum bestaan ​​nie.

In die STMAG-stelsel is F 0, λ = 3,63 E - 9 ergs / cm 2 / s / Å, wat die vloed van Vega by 5500Å is, en daarom word 'n ster van Vega se helderheid by 5500Å gedefinieer as m = 0. Alternatiewelik kan ons skryf

In die ABNU-stelsel word dinge gedefinieer vir F ν in plaas van F λ, en ons het

(vir F ν in cgs-eenhede). Weereens, die konstante is afkomstig van die stroom van Vega.

Mense praat gewoonlik oor vloed wat oor 'n spektrale bandpas geïntegreer is, wanneer hulle groottes gebruik. In hierdie geval verwys F en F 0 na vloeistowwe wat oor die bandpas geïntegreer is. Die STMAG- en ABMAG-geïntegreerde stelsels word onderskeidelik gedefinieer in verhouding tot bronne van konstante F λ- en F ν-stelsels.

(die faktor λ kom in vir fotonetellers).

(waar die eenhede implisiet cgs is met hierdie numeriese vloed vir Vega).

Let daarop dat hierdie stelsels met meer as 'n konstante verskil, omdat die een deur eenhede van F λ en die ander deur F ν gedefinieer word, dus die verskil tussen die stelsels is 'n funksie van golflengte. Hulle word gedefinieer as dieselfde op 5500Å. (Vraag: wat is die verband tussen m STMAG en m ABNU?)

Let ook op dat, met behulp van groottes, die gemete grootte byna onafhanklik is van bandbreedte ('n breër banddoorgang beteken nie 'n helderder (kleiner) grootte nie), wat nie die geval is vir vloei nie!

Die standaard UBVRI breëband-fotometriese stelsel, sowel as verskeie ander groottesisteme, word egter nie gedefinieer vir 'n konstante F λ of F ν spektrum nie; dit word relatief tot die spektrum van 'n A0V ster gedefinieer. Die meeste stelsels is gedefinieerd (of was ten minste oorspronklik) dat die grootte van Vega nul is in alle bandtrekke (VEGAMAGS) as u dit ooit in detail sal opmerk, let op dat dit nie presies waar is vir die UBVRI-stelsel nie.

Vir die breëband-UBVRI-stelsel het ons

(Soos hierbo, kom die faktor λ in vir fotonetellers).

Hier is 'n plot om die verskil tussen die verskillende stelsels te demonstreer.

Waarom bestaan ​​die verskillende stelsels? Alhoewel dit lyk asof STMAG- en ABNU-stelsels meer eenvoudig is, is dit in die praktyk moeilik om absolute vloed te meet, en baie makliker om relatiewe vloed tussen voorwerpe te meet. Gevolglik was waarnemings histories gekoppel aan waarnemings van Vega (of aan sterre wat self aan Vega gekoppel was), dus het VEGAMAG's sin gemaak, en die kwessie van die bepaling van fisiese vloed kom neer op die meet van die fisiese vloed van Vega. In sommige gevalle is dit miskien noukeuriger om die absolute deurset van 'n instrumentele stelsel te meet, en dit is meer sinvol om STMAG of ABNU te gebruik.

As u in groottes werk, hou die verskil in groottes tussen verskillende deurgange (die kleur-indeks, of eenvoudig kleur) genoem, verband met die vloei-verhouding tussen die deurgange, dit wil sê die kleur. In die UBVRI-stelsel gee die verskil tussen groottes die verhouding van die vloei in verskillende bandtrekke in verhouding tot die verhouding van die strome van 'n A0V-ster in die verskillende bandtrekke (vir VEGAMAG). Let op die tipiese kleure van astronomiese voorwerpe en kleure wat verskil vir die verskillende fotometriese stelsels!

Wat is nader aan die UBVRI-stelsel, STMAG of ABNU?

Wat sou tipiese kleure in 'n STMAG- of ABNU-stelsel wees?

Hoe sou 'n mens te werk gaan om die omvang van Vega-omskakelings in vloeistowwe te omskep? Kyk ongeveer die vloei van Vega in die middel van die pasband (bv. Hier (van Bessell et al. 1998 of hier (sien verwysings binne), of let egter op as die spektrum van die voorwerp verskil van die van Vega , dit sal nie heeltemal akkuraat wees nie (sien bv. bespreking van WISE-fotometrie) Gegewe UBVRI-groottes van 'n voorwerp in die gewenste band, filterprofiele (bv. Bessell 1990, PASP 102,1181) en absolute spektrofotometrie van Vega (bv. Bohlin & amp Gilliland 2004, AJ 127, 3508, kan 'n mens die vloed bepaal.

As 'n mens die vloed van een of ander voorwerp in willekeurige banddoorgang wil skat, gegewe net die V-grootte van 'n voorwerp ('n algemene situasie wat gebruik word om blootstellingstye te probeer voorspel, sien hieronder), kan dit gedoen word as 'n skatting van die spektrale energieverdeling ( SED) kan gemaak word (bv. Van die spektraaltipe, of meer algemeen, die sterparameters Teff, log g en metalliciteit). Gegewe die filterprofiele, kan 'n mens die integraal van die SED oor die V-banddoorgang bereken, die skalering bepaal deur te vergelyk met die integraal van die Vega-spektrum oor dieselfde banddoorgang, en dan die genormaliseerde SED gebruik om die vloed in enige gewenste banddoorgang te bereken. Sommige handige verwysings vir SED's is: Pickles-atlas, MILES-biblioteek, Bruzual, Persson, Gunn en amp Stryker Hunter, Christian en amp Jacoby Kurucz).

Dinge is beslis eenvoudiger in die ABNU- of STMAG-stelsel, en daar is 'n mate van beweging in hierdie rigting: die STScI gee STMAG-kalibrasies vir HST-instrumente en die SDSS-fotometriese stelsel is naby 'n ABNU-stelsel.

Let egter daarop dat die bepaling van die absolute kalibrasie van enige fotometriese stelsel in werklikheid baie moeilik is, selfs as die stelsels konseptueel goed gedefinieër is, en dit is baie moeilik om absolute vloed tot 1% te bepaal.

Let op dat sommige mense, veral die SDSS-beeldopname, 'n aangepaste soort groottes het, genaamd asinh-groottes, wat hulle soos normale (ook bekend as Pogson) grootte vir helderder voorwerpe aanvaar, maar verskillende gedrag vir baie flou voorwerpe (naby die opsporingsdrempel) sien Lupton, Gunn en amp Szalay 1999 AJ 118, 1406 vir besonderhede.

Stel jou voor dat jy vloed meet met 'n werklike instrument, dit wil sê fotone tel? Die intrinsieke fotonstroom vanaf die bron is nie triviaal om uit die waargenome fotonstroom te bepaal nie, dit wil sê die aantal fotone wat u tel. Die waargenome vloed hang af van die area van u fotonversamelaar (teleskoop), fotonverliese en winste van die aarde se atmosfeer (wat verander met toestande) en die doeltreffendheid van u opvang- / opsporingstoestel (wat mettertyd kan verander). Oor die algemeen kan die astronomiese sein (wat 'n vloed of helderheid van die oppervlak kan wees, afhangend of die voorwerp opgelos is) geskryf word

waar S die waargenome fotonstroom (die sein) is, T die teleskoopoppervlak is, t die integrasietyd is, a λ die atmosferiese transmissie is (meer later) en die ander terme verwys na die doeltreffendheid van verskillende komponente van die stelsel ( teleskoop, instrument, filter, detektor). S 'is 'n waargenome vloeitempo, dws met al die werklike besonderhede van die waarnemingstelsel. Ek verwys daarna as die telvergelyking.

Gewoonlik gebruik 'n mens egter nie hierdie inligting om van S na F λ terug te gaan nie, want dit is baie moeilik om al die terme presies te meet, en sommige daarvan (bv. A, en miskien sommige van die stelseldoeltreffendhede) is tyd -variabel a is ook ruimtelik veranderlik.

Alhoewel die telvergelyking gewoonlik nie vir kalibrasie gebruik word nie, word dit baie gereeld gebruik vir die berekening van die geskatte aantal fotone wat u binne 'n gegewe tyd vir 'n gegewe waarnemingsopstelling van 'n gegewe bron sal ontvang. Hierdie nommer is belangrik om te weet om u verwagte foute en blootstellingstye by die waarneming van voorstelle, die waarneming van lopies, ens. Te bereken. Om foute in alle wetenskappe absoluut krities te verstaan, en miskien nog meer in die sterrekunde, waar voorwerpe flou is, fotone skaars , en foute is glad nie onbeduidend nie. Die telvergelyking bied die basis vir blootstellingstydrekenaarprogramme (ETC), omdat dit 'n verwagting gee van die aantal fotone wat deur 'n gegewe instrument ontvang sal word as 'n funksie van die blootstellingstyd. Soos ons binnekort sal sien, verskaf dit die inligting wat ons benodig om die onsekerheid in die meting te bereken as 'n funksie van blootstellingstyd.

As ons dus nie die telvergelyking vir kalibrasie gebruik nie, hoe kan ons te werk gaan om gekalibreerde helderhede uit metings te bepaal? Om dit te doen, word die meeste waarnemings differensieel uitgevoer as 'n stel ander sterre met 'n bekende helderheid. As een of meer sterre met 'n bekende helderheid in dieselfde waarneming waargeneem word, is die atmosferiese term (ongeveer) dieselfde vir alle sterre, dit staan ​​bekend as differensiële fotometrie. Vanuit die fotonstroom van die voorwerp met bekende helderheid kan 'n instrumentale grootte bereken word:

en bepaal dan die nulpunt wat bygevoeg moet word om die gekalibreerde grootte te gee (M, sorg dat u herken dat dit steeds 'n skynbare grootte is!):

Let op dat die nulpunt 'n mate van die stelselgevoeligheid gee: dit is die grootte van 'n voorwerp wat 1 telling / s lewer, dus dui 'n groter nulpunt 'n sensitiewer stelsel aan (dws van groter diafragma, deurset, ens.), Alternatiewelik een kan 'n 'effektiewe area' bereken vir 'n blootstelling. Die normalisering deur die blootstellingstyd in die instrumentale grootte om tellings / sekondes te kry, is nie streng nodig nie, maar dit is handig as u die nulpunt van een blootstelling gebruik om 'n ander blootstelling van 'n ander blootstellingstyd.

Let daarop dat 'n mens ook sensitiwiteitsverskille (bv. Effens verskillende filterprofiele) tussen 'n gegewe eksperimentele opstelling en die opstelling wat gebruik word om die verwysingshelderhede te meet, moet oorweeg. As die eksperimentele stelsel verskil in reaksiedetails met die standaardstelsel, sal die nulpunt verskil vir voorwerpe met verskillende spektrale energieverdelings. Gewoonlik word daar gepoog om dit te kalibreer met behulp van sogenaamde transformasie-koëffisiënte en die parametrisering van die SED-verskille volgens die kleur van die voorwerpe. Die verband tussen die instrumentale grootte en die standaard grootte word gegee deur:

waar hoofletters die grootte van die standaardstelsel is, is z die nulpunt en t die transformasiekoëffisent. Daar is 'n afsonderlike sodanige verband vir elke filter waarin waarnemings gemaak word.

Die kleur word gewoonlik geparametreer deur die verhouding van die vloed op twee verskillende golflengtes, of in grootte, die verskil tussen die groottes. Die twee golflengtes moet naby die golflengte gemeet word aan die golflengte van die filter wat in die algemeen reggestel word; die een gebruik die banddeurgang wat as een van die golflengte gekorrigeer word en 'n aangrensende banddoorgang as die ander. Byvoorbeeld, wanneer die V-groottes reggestel word, gebruik mense gewoonlik B - V, V - R of V - I vir die kleurterm, byvoorbeeld:

Dit is duidelik dat u meer as een standaardster nodig het om hierdie oplossing te doen, aangesien daar twee onbekendes (t V en z V) is, en om 'n sinvolle skatting van t V te kry, wil u hê dat die standaardsterre so 'n wye verskeidenheid kleur as moontlik. Alhoewel u die koëffisiënte met twee sterre kan oplos, sou 'n mens gewoonlik meer as dit wil hê, en die koëffisiënte oplos deur byvoorbeeld die minste vierkante te gebruik.

Daar is twee maniere om die kleur te definieer, hetsy in terme van die waarnemingstelsel of in terme van die standaardstelsel.Laasgenoemde word effens verkies vir die gebruik van kleinste vierkante (klein foute op die onafhanklike veranderlike), en ook omdat dit toelaat dat waarnemings van verskillende nagte gekombineer word. Let op dat hierdie formulering nie vereis dat u die kleure van u voorwerpe a priori moet ken nie, dit is net algebra om dit uit te vind solank u waarnemings in albei filters het, byvoorbeeld, sodra u die transformasiekoëffisiënte en die nulpunte vir twee filters het, jy kan oplos:

vir beide B en V gegee m B, m V, t B, t V, z B, en z V.

Die gebruik van hierdie eerste-orde transformasiekoëffisiënte is akkuraat solank u filterstelsel nie veel van die standaardstelsel verskil nie, en boonop dat die spektrum van u programvoorwerpe nie betekenisvol van die spektrum van die standaardvoorwerpe verskil nie. Hoe meer daar nie aan hierdie voorwaardes voldoen word nie, hoe minder akkuraat is die resultate. 'N Bykomende akkuraatheid in die geval van verskillende stelsels kan verkry word deur hoër orde transformasiekoëffisiënte te gebruik. Selfs in hierdie geval is dit egter altyd belangrik om te onthou dat as die spektrum van die programvoorwerp aansienlik van die standaarde verskil, kan afgeleide vloed aansienlik verkeerd wees.

U kom beslis tot 'n punt dat die reaksie van een stelsel so anders is as die reaksie van 'n ander stelsel dat geen transformasie bepaal kan word nie. In hierdie geval het u twee verskillende fotometriese stelsels. In die sterrekunde word daar tans verskillende fotometriese stelsels gebruik wat elk voordele en nadele het.

As daar geen sterre met 'n helderheid in dieselfde waarneming is nie, moet in ander waarnemings gekalibreer word teen sterre. Dit vereis dan dat rekening gehou word met die verskillende effekte van die Aarde se atmosfeer op verskillende plekke in die lug. Dit staan ​​bekend as fotometrie vir alle hemelruimtes. Om dit te doen, vereis dat die lug 'goed gedra' word, dit wil sê dat u die atmosferiese deurset akkuraat kan voorspel as 'n funksie van posisie. Dit vereis dat daar geen wolke is nie, dit wil sê fotometriese weer. Differensiële fotometrie kan gedoen word in nie-fotometriese weer, daarom is dit baie eenvoudiger! Natuurlik is dit altyd moontlik om differensiële fotometrie te bekom en dan later terug te gaan en absolute fotometrie van die verwysingssterre te verkry. Ons sal later bespreek hoe om die effekte van die Aarde se atmosfeer te inkorporeer. -hemel-fotometrie word al hoe minder algemeen, aangesien katalogusse van goed gekalibreerde sterre oor die hele lug beskikbaar word (bv. SDSS of PanSTARRS).

Natuurlik moet iemand op 'n stadium uitvind wat die vloed van die kalibrerende sterre werklik is, en dit vereis dat al die terme in die telvergelyking verstaan ​​moet word. Dit is uitdagend, en die absolute kalibrering van 'n stelsel is dikwels vir 'n paar persent onseker!


Waarom gebruik verskillende instrumentefilters stelsels met verskillende grootte (Vega vs AB)? - Sterrekunde

Probleemstel 1 vir ASTR 323/423: Die plaaslike heelal

Deel (1) word in die klas aangebied Wo 30 Augustus, deel (2) in die klas Woensdag 6 September, deel (3) om 17:00 Vrydag 8 September. Ek sal elke dag lukraak 'n student kies om hul oplossing aan die klas voor te lê.

Hierdie huiswerkstel is om u te help om die materiaal op die kleur-grootte-diagram, die helderheidsfunksie en sterre-evolusie wat u in vorige klasse teëgekom het, te hersien. Dit sal baie belangrik wees as ons die eienskappe van sterrestelsels bespreek. Dit bied u ook waardevolle ervaring in die gebruik van die nuutste BaSTI-sterre-modelle.
Goeie verwysings vir hierdie onderwerpe is my 221 aantekeninge http://astroweb.case.edu/heather/221.14/index.html, Afdeling 2 oor die boek Stars en Carroll en Ostlie, wat in die biblioteek gereserveer word as u nie 'n eksemplaar besit nie .

Gaan na die BaSTI-tuisblad by http://basti.oa-teramo.inaf.it/index.html
Basti bied modelle vir individuele sterre en enkelouderdomstelsels (Stellar Evolutionary Models) wat u op hierdie huiswerk gaan gebruik, en vir meer komplekse sterrepopulasies soos sterrestelsels (Population Synthesis Models) wat die onderwerp van 'n toekomstige huiswerkstel sal wees.

Hulle bied ook modelle beide vir sterre met die sonpatroon van oorvloed (Scaled Solar), geskik vir jonger sterre op die Galaxy se skyf, en vir 'n alfa-verbeterde patroon van oorvloed (en alfa-verbeter) wat geskik is vir sterre in ons sterrestelsel se stralekrans en dik skyf. Dit sal nuttig wees om na die README-lêer te kyk wat boaan die bladsy is vir skaalse sonmodelle met kanonieke aannames.

(Deel 1) Evolusionêre snitte

V1) Waarom moet ons al die verskillende element-oorvloed ken om die sterre-evolusie en die waarnemingshoeveelhede soos kleure en groottes wat die Basti-modelle ons gee, te bereken? Antwoord met ongeveer 'n paragraaf.

Om mee te begin, laai die evolusionêre snit af vir 'n ster van een sonmassa met sonmetallisiteit (Z = 0,0198 op hierdie webwerf) en oorvloedpatrone (Scaled Solar), gebruik 'kanonieke' aannames. As gevolg van studies oor die son wat helioseismologie en ander gedetailleerde tegnieke gebruik, is dit die beste beperkte sterre-model wat ons het. Gebruik & eta van 0.4 (dit is die Reimers (1975) massaverlies-formalisme met die standaardkeuse van parameter).

V2) (a) Waarom moet sterre evolusionêre modelle hulle bekommer oor massaverlies?

Hierdie evolusionêre baan volg 'n evolusie van 'n ster uit die hoofreeks van die Zero Age, as 'n funksie van tyd (log-ouderdom in die eerste kolom onthou dat sterrekundiges log gebruik10 tensy anders aangeteken). Dit gee die ster se massa, helderheid, temperatuur en waarnemingshoeveelhede soos die absolute grootte en kleure in verskillende filters. Die evolusionêre spore hier is vir die UBVRIJKL fotometriese stelsel.

(b) Teken die evolusiespoor op die kleur-grootte-diagram, beide in teoretiese eenhede (Teff versus helderheid in eenhede van LSon) en eksperimentele eenhede ('n kleur soos B-V of V-I teen absolute grootte M)V).

(c) Teken dan ouderdom teen sterligsterkte, om te sien hoe die evolusietyd langs die evolusionêre baan wissel. Gegewe wat u weet van sterre-evolusie en hoe die eienskappe van sterre verander terwyl hulle ontwikkel, sou 'n lineêre of log-skaal geskik wees vir hierdie twee hoeveelhede?

Hersien (vanaf u 221 notas of ekwivalent) die verskillende stadiums van nukleosintese (en ander belangrike evolusionêre punte) wat met 'n ster met 'n lae massa gebeur vanaf die hoofreeks totdat dit die asimptotiese reuse-tak verlaat om 'n planetêre newel te word. Op die teoretiese kleurgrootte-diagram vir 2 (b) en die ouderdom versus helderheidsdiagram vir 2 (c), merk die punt waarop elkeen van hierdie veranderinge plaasvind, en teken die binneste struktuur van die ster op elke punt, insluitend konvektiewe en stralingsareas en waar nukleosintese plaasvind.

V3) Waarom versnel die evolusie vir latere evolusiestadia soos die reuse-tak en die horisontale tak?

V4) Bestudeer dan, met behulp van die evolusiespore vir 'n ster van een sonmassa met verskillende metallisiteite wat meer as 'n orde van grootte varieer, hoe evolusionêre tyd in die Nul-Era-hoofreeks (tot die uitputting van die waterstofkern) en ook die die tyd op die eerste styging van die reuse-tak, wissel met die metaalagtigheid. Som die gedrag op wat u sien, en maak 'n plot of intrige. Let daarop dat u byna seker met die asse sal moet mors om te sien wat u wil vertoon. Let ook daarop dat Basti 'n lys met spesifieke evolusiepunte het, aangesien reëlnommers in die lêers die README-lêer sien. Wat is die teoretiese verwagting hier? U moet die hoeveelheid beskikbare brandstof vir nukleosintese in ag neem en ook die struktuur van die ster.

V4) (slegs gegradueerde studente) Wat is die verskil tussen die AB-grootte-stelsel wat deur SDSS en Pan-STARRS gebruik word, en die meer tradisionele Vega-grootte-stelsel? Skryf ongeveer 2 paragrawe.

Isochrone toon die evolusie van 'n populasie sterre met dieselfde metaalagtigheid, maar wisselende aanvanklike massa, wat op 'n sekere tydstip 'gevries' is. Aangesien ons dink dat sterretrosse op die eerste orde tegelykertyd gevorm is, uit gas waarvan die metallisiteit nie verskil nie, is dit veral handig om te vergelyk met diagramme vir kleurgrootte.

V1) Laai die isochrone af vir die sonmetale, afgeskaalde sonpopulasie. NB: evolusionêre snitte is bo-aan die BaSTI-bladsy vir 'n gegewe metaalwaarde en waarde van & eta, isochrone onderaan. Al die isochrone is vervat in 'n gipselteerlêer wat isochrone bevat. U het dan lêers vir alle ouderdomme van 0,03 tot 19 Gyr. Die eerste reëls van elke lêer wys die ouderdom, metaalagtigheid, ens., Sodat u die konvensie en betekenis van die lang lêername kan uitwerk, wat met wz moet begin. Dit word ook in die README-lêer beskryf.

Teken kleurgrootte-diagramme vir populasies van 0,5, 2, 5 en 10 Gyr-ouderdomme, wat beide in teoretiese eenhede toon (Teff teenoor helderheid in eenhede van LSon) en eksperimentele eenhede ('n kleur soos B-V of V-I teen absolute grootte M)V).

V2) Vergelyk die isochrone met die pragtige fotometrie van Peter Stetson vir die "solar twin" oop tros M67, wat vermoedelik 'n ouderdom van ongeveer 4 Gyr en sonoorvloed het, om seker te maak dat u op die regte pad is. U kan dit van Stetson se Photometric Standard Fields aflaai by http://www.cadc-ccda.hia-iha.nrc-cnrc.gc.ca/en/community/STETSON/standards/ sodra u M67 se NGC-nommer uitwerk.

Kies B-V of V-I as kleur, en oorplot u beste pasmaat met behulp van 'n rooiheid van E (B-V) = 0,04 mag en 'n afstandsmodus (m-M)0 = 9,61 vir die groep. Onthou om die uitwissing van V af te trek sowel as die rooi van B-V! As u V-I gebruik, moet u Bylaag B van Schlegel et al (1998) gebruik om die rooiheid in V-I te bereken.

V3) (a) Op watter ouderdom vind u die beste pas? Gebruik meer isochrone om u beste skatting op nul te plaas, en teken dit op die CMD op.

(b) Watter deel van die isochrone pas die beste? Watter dele pas nie so goed nie? Spekuleer oor oorsake van swak toere. Die kundige oog kan 'n ander "reeks" sterre sien wat ongeveer 0,75 mag helderder is as die hoofreeks in hierdie groep: wat dink jy is hierdie sterre? Kan u 'n reeks sterre vanaf die voorgrondskyf sien? Met watter evolusionêre stadium stem hulle waarskynlik ooreen?

V4) (slegs gegradueerde studente) Doen dieselfde vir een van die oudste, mees metaalryke oop trosse, NGC 6791, wat [Fe / H] = + 0,4 en E (B-V) = 0,10 het. U kan dit oorweeg om die rooiheid en metaalagtigheid 'n bietjie te varieer om beter te pas.

(Deel 3) Luminosity funksies

Dit toon die aantal sterre by elke helderheid vir 'n populasie sterre op 'n gegewe ouderdom. Dit is afgelei van die evolusionêre spore, want een van die belangrikste bydraers tot die helderheidsfunksie is die tyd wat 'n ster aan 'n gegewe temperatuur en helderheid sal spandeer.

V1) Laai die helderheidsfunksie (LF) af wat ooreenstem met u isochrone wat die beste pas by M67. Hiervoor moet u die webhulpmiddel onderaan die Stellar Evolutionary Models-bladsy gebruik en die toepaslike isochrone oplaai. Om sake te vereenvoudig, laai slegs die helderheidsfunksie wat die evolusie volg na die RGB-punt af. Teken hierdie helderheidsfunksie.

V2) Deur sterre in asblikke langs die M67-reeks te tel, teken die aantal sterre in 'n gegewe interval van absolute grootte op as 'n funksie van absolute grootte. Hier moet u enige bydraes van voorgrondsterre op die skyf uitwerk, wat van u sterretelling uitgesluit moet word. U moet ook blou stralers uitsluit. Verduidelik hoe u dit gedoen het. Gebruik u werk uit (Deel 2) en merk die absolute V-grootte aan die begin van elke evolusiefase aan.

V3) Vergelyk die teoretiese LF van Basti met u waarnemings helderheidsfunksie van M67. Sien u wat u verwag in terme van die aantal sterre in elke absolute grootte interval? Gee 'n paar moontlike waarnemingsredes waarom dit die geval kan wees in dele van die kleurgrootte-diagram waar u nie ooreenstem met die LF nie.

V5) (slegs gegradueerde studente) Vergelyk op dieselfde manier waarnemings- en teoretiese helderheidsfunksies vir NGC 6791.


Inhoud

Die skaal wat gebruik word om die grootte aan te dui, het sy oorsprong in die Hellenistiese gebruik om sterre wat met die blote oog sigbaar is, in ses te verdeel groottes. Daar is gesê dat die helderste sterre in die naghemel die eerste grootte het (m = 1), terwyl die vaagste van die sesde grootte (m = 6) was, wat die perk van die visuele persepsie van die mens is (sonder die hulp van 'n teleskoop). Elke graadgraad word beskou as twee keer die helderheid van die volgende graad ('n logaritmiese skaal), alhoewel die verhouding subjektief was omdat daar geen fotodetektore bestaan ​​nie. Hierdie taamlike kru skaal vir die helderheid van sterre is deur Ptolemeus in sy gewildheid gepopulariseer Almagest en word glo geglo dat dit van Hipparchus afkomstig is. Dit kan nie bewys of weerlê word nie omdat Hipparchus se oorspronklike sterrekatalogus verlore gegaan het. Die enigste bewaarde teks deur Hipparchus self ('n kommentaar op Aratus) dokumenteer duidelik dat hy nie 'n stelsel het om helderhede met getalle te beskryf nie: hy gebruik altyd terme soos 'groot' of 'klein', 'helder' of 'flou' of selfs beskrywings soos "sigbaar tydens die volle middag". [6]

In 1856 het Norman Robert Pogson die stelsel geformaliseer deur 'n ster van die eerste grootte te definieer as 'n ster wat 100 keer so helder is as 'n sesde-sterkte-ster, waardeur die logaritmiese skaal vasgestel word wat vandag nog gebruik word. Dit impliseer dat 'n ster van grootte ongeveer 2,512 keer so helder is as 'n ster van grootte m + 1. Hierdie syfer, die vyfde wortel van 100, het bekend geword as Pogson's Ratio. [7] Die nulpunt van Pogson se skaal is oorspronklik gedefinieër deur Polaris 'n sterkte van presies 2 toe te ken. Sterrekundiges het later ontdek dat Polaris effens veranderlik is, daarom het hulle oorgeskakel na Vega as die standaard verwysingsster, en die helderheid van Vega toegeken as die definisie van nul grootte op enige spesifieke golflengte.

Afgesien van klein regstellings, dien die helderheid van Vega steeds as die definisie van nulgrootte vir sigbare en naby infrarooi golflengtes, waar die spektrale energieverdeling (SED) die van 'n swart liggaam vir 'n temperatuur van 11 000 K naby benader. Met die koms van infrarooi sterrekunde is dit egter aan die lig gebring dat Vega se bestraling 'n infrarooi oormaat insluit, vermoedelik as gevolg van 'n sirkelvormige skyf wat bestaan ​​uit stof teen warm temperature (maar baie koeler as die ster se oppervlak). By korter (bv. Sigbare) golflengtes is stof by hierdie temperature weglaatbaar. Om die grootteskaal behoorlik verder uit te brei na die infrarooi, moet hierdie eienaardigheid van Vega egter nie die definisie van die grootteskaal beïnvloed nie. Daarom is die grootteskaal geëkstrapoleer na almal golflengtes aan die hand van die swartliggaam-stralingskurwe vir 'n ideale steroppervlak by 11 000 K wat nie besoedel is deur sirkelvormige straling nie. Op grond hiervan kan die spektrale bestraling (gewoonlik uitgedruk in jansky) vir die nul-magnitude punt bereken word as 'n funksie van die golflengte. [8] Klein afwykings word tussen stelsels gespesifiseer deur gebruik te maak van meetapparate wat onafhanklik ontwikkel is sodat data wat deur verskillende sterrekundiges verkry word, behoorlik vergelyk kan word, maar van groter praktiese belang is die definisie van grootte nie op een golflengte nie, maar is van toepassing op die reaksie van standaardspektrale filters gebruik in fotometrie oor verskillende golflengtebande.

Beperking van groottes vir visuele waarneming by hoë vergroting [9]
Teleskoop
diafragma
(mm)
Beperkend
Omvang
35 11.3
60 12.3
102 13.3
152 14.1
203 14.7
305 15.4
406 15.7
508 16.4

Met die moderne grootte-stelsels word helderheid oor 'n baie wye reeks gespesifiseer volgens die logaritmiese definisie hieronder, met behulp van hierdie nulverwysing. In die praktyk is sulke skynbare groottes nie meer as 30 nie (vir waarneembare metings). Die helderheid van Vega word oorskry deur vier sterre aan die naghemel op sigbare golflengtes (en meer op infrarooi golflengtes) sowel as die helder planete Venus, Mars en Jupiter, en dit moet beskryf word deur negatief groottes. Sirius, die helderste ster van die hemelsfeer, het byvoorbeeld 'n sterkte van -1,4 in die sigbare. Negatiewe groottes vir ander baie helder sterrekundige voorwerpe kan in die onderstaande tabel gevind word.

Sterrekundiges het ander fotometriese nulpuntstelsels ontwikkel as alternatiewe vir die Vega-stelsel. Die meeste gebruik word die AB-grootte-stelsel, [10] waarin fotometriese nulpunte gebaseer is op 'n hipotetiese verwysingspektrum met konstante vloed per eenheidsfrekwensie-interval, eerder as om 'n stertspektrum of swartliggaamkurwe as verwysing te gebruik. Die nulpunt van die AB-grootte is so gedefinieër dat die AB-en Vega-gebaseerde groottes van 'n voorwerp ongeveer gelyk sal wees in die V-filterband.

Presiese meting van grootte (fotometrie) vereis dat die fotografiese of (gewoonlik) elektroniese opsporingstoestel gekalibreer word. Dit behels gewoonlik gelyktydige waarneming van standaardsterre onder dieselfde omstandighede waarvan die grootte akkuraat bekend is met die spektrale filter. Aangesien die hoeveelheid lig wat werklik deur 'n teleskoop ontvang word, verminder word as gevolg van die oordrag deur die aarde se atmosfeer, moet die lugmassas van die teiken- en kalibrasiesterre in ag geneem word. Gewoonlik kan 'n mens 'n paar verskillende sterre van bekende grootte waarneem wat voldoende ooreenstem. Kalibratorsterre in die lug wat naby die teiken is, word verkies (om groot verskille in die atmosferiese paaie te vermy). As daardie sterre ietwat verskillende hoogtehoeke (hoogtes) het, kan 'n regstellingsfaktor as 'n funksie van lugmassa afgelei word en toegepas word op die lugmassa in die posisie van die teiken. Sodanige kalibrering verkry die helderheid soos waargeneem van bo die atmosfeer, waar die skynbare grootte gedefinieer word.


Inhoud

In ster- en galaktiese sterrekunde is die standaardafstand 10 parsek (ongeveer 32,616 ligjare, 308,57 petameters of 308,57 triljoen kilometer). 'N Ster met 10 parsek het 'n parallaks van 0,1 ″ (100 milliarcsekondes). Sterrestelsels (en ander uitgebreide voorwerpe) is baie groter as 10 parseke, hul lig word oor 'n uitgebreide hemelruim uitgestraal en hul algehele helderheid kan nie direk vanaf relatiewe kort afstande waargeneem word nie, maar dieselfde konvensie word gebruik. Die grootte van 'n sterrestelsel word gedefinieër deur al die lig wat oor die hele voorwerp uitstraal te meet, die geïntegreerde helderheid te behandel as die helderheid van 'n enkele puntagtige of steragtige bron, en die grootte van die puntagtige bron te bereken soos dit sou lyk as op die standaard 10 parsek afstand waargeneem. Gevolglik die absolute grootte van enige voorwerp gelyk aan die skynbare omvang daarvan sou hê as dit 10 parsek weg was.

Die meting van absolute grootte word gemaak met 'n instrument wat 'n bolometer genoem word. As u 'n absolute grootte gebruik, moet u die tipe elektromagnetiese straling wat gemeet word, spesifiseer. As u na totale energie-uitset verwys, is die regte term bolometriese grootte.Die bolometriese grootte word gewoonlik bereken uit die visuele grootte plus 'n bolometriese regstelling, Mbol = MV + VC. Hierdie regstelling is nodig omdat baie warm sterre meestal ultravioletstraling uitstraal, terwyl baie koel sterre meestal infrarooi bestraling uitstraal (sien die wet van Planck).

Sommige sterre wat met die blote oog sigbaar is, het so 'n lae absolute omvang dat dit helder genoeg sal wees om die planete te oorskadu en skaduwees te werp as hulle 10 parsek van die aarde af is. Voorbeelde sluit in Rigel (−7.0), Deneb (−7.2), Naos (−6.0) en Betelgeuse (−5.6). Ter vergelyking, Sirius het 'n absolute grootte van slegs 1,4, wat steeds helderder is as die son, waarvan die absolute visuele grootte 4,83 is. Die son se absolute bolometriese grootte word willekeurig gestel, gewoonlik op 4,75. [4] [5] Absolute groottes van sterre wissel gewoonlik van −10 tot +17. Die sterktes van absolute sterrestelsels kan baie laer (helderder) wees. Die reuse elliptiese sterrestelsel M87 het byvoorbeeld 'n absolute grootte van −22 (d.w.s. so helder soos ongeveer 60.000 sterre van grootte −10). Sommige aktiewe galaktiese kerne (kwasars soos CTA-102) kan absolute groottes van meer as -32 bereik, wat hulle die helderste voorwerpe in die waarneembare heelal maak.

Skynbare grootte Edit

Die Griekse sterrekundige Hipparchus het 'n skaal opgestel om die helderheid van elke ster wat in die lug verskyn, te beskryf. Die helderste sterre aan die hemel het 'n skynbare grootte gekry m = 1, en die donkerste sterre wat met die blote oog sigbaar is, word toegeken m = 6. [6] Die verskil tussen hulle stem ooreen met 'n faktor van 100 in helderheid. Vir voorwerpe binne die onmiddellike omgewing van die Son word die absolute grootte M en die skynbare grootte m vanaf enige afstand d (in parsek, met 1 stuks = 3,2616 ligjaar) verwant aan

waar F die stralingsvloei is, gemeet op afstand d (in parsek), F10 die stralingsvloei gemeet op afstand 10 st. Met behulp van die gewone logaritme kan die vergelyking as geskryf word

waar aanvaar word dat die uitwissing van gas en stof weglaatbaar is. Tipiese uitwissingsyfers binne die Melkwegstelsel is 1 tot 2 groottes per kiloparsek, as donker wolke in ag geneem word. [7]

Die helderheidsafstand vir voorwerpe op baie groot afstande (buite die Melkweg) dL (afstand gedefinieër met behulp van helderheidsmetings) moet in plaas van d gebruik word, want die Euklidiese benadering is ongeldig vir voorwerpe wat ver is. In plaas daarvan moet algemene relatiwiteit in ag geneem word. Boonop bemoeilik die kosmologiese rooi verskuiwing die verband tussen absolute en oënskynlike grootte, omdat die waargenome bestraling in die rooi spektrum van die spektrum verskuif is. Om die groottes van baie ver voorwerpe met dié van plaaslike voorwerpe te vergelyk, moet 'n K-korreksie toegepas word op die groottes van die ver voorwerpe.

Die absolute grootte M kan ook geskryf word in terme van die skynbare grootte m en sterre parallaks p:

of gebruik die skynbare grootte m en afstandsmodus μ:

Voorbeelde Edit

Rigel het 'n visuele omvang mV van 0,12 en afstand van ongeveer 860 ligjare:

Vega het 'n parallaks p van 0,129 ″ en 'n skynbare grootte mV van 0,03:

Die Black Eye Galaxy het 'n visuele omvang mV van 9.36 en 'n afstandsmodus μ van 31.06:

Bolometriese grootte Edit

Die bolometriese grootte Mbol , neem elektromagnetiese straling by alle golflengtes in ag. Dit sluit diegene in wat nie waargeneem is nie as gevolg van instrumentale slaagband, die Aarde se atmosferiese absorpsie en uitsterwing deur interstellêre stof. Dit word gedefinieer op grond van die helderheid van die sterre. In die geval van sterre met min waarnemings, moet dit bereken word met die veronderstelling dat die temperatuur effektief is.

Klassiek hou die verskil in bolometriese grootte verband met die helderheidsverhouding volgens: [6]

L is die son se helderheid (bolometriese helderheid) L is die ster se helderheid (bolometriese helderheid) Mbol, ⊙ is die bolometriese grootte van die son Mbol, ★ is die bolometriese grootte van die ster.

In Augustus 2015 het die Internasionale Astronomiese Unie Resolusie B2 [8] aanvaar wat die nulpunte van die absolute en skynbare bolometriese grootteskaal in SI-eenhede vir onderskeidelik krag (watt) en bestraling (W / m 2) definieer. Alhoewel bologmetriese groottes al dekades lank deur sterrekundiges gebruik is, was daar stelselmatige verskille in die absolute grootte-helderheidskale wat in verskillende astronomiese verwysings aangebied word, en geen internasionale standaardisering nie. Dit het gelei tot stelselmatige verskille in bolometriese regstellingskale. [9] Gekombineer met die verkeerde veronderstelde absolute bolometriese groottes vir die son, kan dit lei tot stelselmatige foute in die geskatte sterligsterkte (en ander sterre-eienskappe, soos radiusse of ouderdomme, wat staatmaak op die berekening van sterligsterkte).

Resolusie B2 definieer 'n absolute bolometriese grootteskaal waar Mbol = 0 stem ooreen met die helderheid L0 = 3.0128 × 10 28 W, met die nulpunt-helderheid L0 stel so dat die son (met 'n nominale helderheid 3,828 × 10 26 W) ooreenstem met die absolute bolometriese grootte Mbol, ⊙ = 4,74. As u 'n stralingsbron (byvoorbeeld ster) op die standaardafstand van 10 parsek plaas, volg dit dat die nulpunt van die skynbare bolometriese grootteskaal mbol = 0 stem ooreen met bestraling f0 = 2.518 021 002 × 10 −8 W / m 2. Met behulp van die IAU 2015-skaal stem die nominale totale sonbestraling ("sonkonstante") gemeet aan 1 sterrekundige eenheid (1361 W / m 2) ooreen met 'n skynbare bolometriese grootte van die Son van mbol, ⊙ = −26.832. [9]

Na resolusie B2 is die verband tussen die absolute bolometriese grootte van 'n ster en die helderheid daarvan nie meer direk gekoppel aan die son (veranderlike) helderheid nie:

L is die ster se helderheid (bolometriese helderheid) in watt L0 is die nulpunt-helderheid 3,0128 × 10 28 W Mbol is die bolometriese grootte van die ster

Die nuwe IAU absolute grootte skaal koppel die skaal permanent van die veranderlike Sun. Op hierdie SI-kragskaal stem die nominale sonligsterkte egter baie ooreen met Mbol = 4,74, 'n waarde wat voor die IAU-resolusie in 2015 algemeen deur sterrekundiges aangeneem is. [9]

Die helderheid van die ster in watt kan bereken word as 'n funksie van sy absolute bolometriese grootte Mbol soos:

gebruik die veranderlikes soos voorheen omskryf.

Abs Mag (H)
en deursnee
vir asteroïdes
(albedo = 0,15) [10]
H Deursnee
10 34 km
12.6 10 km
15 3,4 km
17.6 1 km
19.2 500 meter
20 340 meter
22.6 100 meter
24.2 50 meter
25 34 meter
27.6 10 meter
30 3,4 meter

Vir planete en asteroïdes word 'n definisie van absolute omvang gebruik wat meer betekenisvol is vir nie-sterre voorwerpe. Die absolute grootte, wat gewoonlik H < displaystyle H> genoem word, word gedefinieer as die skynbare grootte wat die voorwerp sou hê as dit een astronomiese eenheid (AU) was van beide die son en die waarnemer, en in omstandighede van ideale teenstand teen die son ('n reëling wat in die praktyk onmoontlik is). [11] Sonnestelselliggame word deur die son verlig, daarom wissel hulle helderheid as 'n funksie van verligtingstoestande, beskryf deur die fasehoek. Daar word na hierdie verband verwys as die fasekurwe. Die absolute grootte is die helderheid by fasehoek nul, 'n reëling bekend as opposisie, vanaf 'n afstand van een AU.

Skynbare grootte Edit

waar α < displaystyle alpha> die fasehoek is, die hoek tussen die liggaam-Son en liggaam-waarnemerlyne. q (α) < displaystyle q ( alpha)> is die fase-integraal (die integrasie van weerkaatsde lig 'n getal in die 0 tot 1-reeks). [12]

  • dBO is die afstand tussen die liggaam en die waarnemer
  • dBS is die afstand tussen die liggaam en die son
  • dOS is die afstand tussen die waarnemer en die son
  • d0 is 1 AU, die gemiddelde afstand tussen die aarde en die son

Benaderings vir fase-integraal q (α) Edit

Die waarde van q (α) < displaystyle q ( alpha)> hang af van die eienskappe van die weerkaatsende oppervlak, veral van die ruheid daarvan. In die praktyk word verskillende benaderings gebruik op grond van die bekende of veronderstelde eienskappe van die oppervlak. [12]

Planete as diffuse sfere Redigeer

'N Volfase diffuse bol weerkaats twee derdes soveel lig as 'n diffuse plat skyf met dieselfde deursnee. 'N Kwartfase (α = 90 ∘ < displaystyle alpha = 90 ^ < circ >>) het 1 π < displaystyle < frac <1> < pi >>> soveel lig as die volle fase (α = 0 ∘ < displaystyle alpha = 0 ^ < circ >>).

Vir kontras, a diffuse skyfreflektormodel is eenvoudig q (α) = cos ⁡ α < displaystyle q ( alpha) = cos < alpha >>, wat nie realisties is nie, maar dit verteenwoordig die opposisie-oplewing vir ruwe oppervlaktes wat meer eenvormige lig weerkaats lae fase hoeke.

Meer gevorderde modelle Edit

Omdat sonnestelselliggame nooit perfekte diffuse weerkaatsers is nie, gebruik sterrekundiges verskillende modelle om skynbare groottes te voorspel op grond van bekende of veronderstelde eienskappe van die liggaam. [12] Vir planete, benaderings vir die regstellingstermyn - 2,5 log 10 ⁡ q (α) < displaystyle -2,5 log _ <10>> in die formule vir m is empiries afgelei om waarnemings in verskillende fasehoeke te pas. Die benaderings wat deur die Astronomiese Almanak [19] aanbeveel word, is (met α < displaystyle alpha> in grade):

Hier is β < displaystyle beta> die effektiewe helling van Saturnus se ringe (hul kanteling relatief tot die waarnemer), wat gesien vanaf die aarde wissel tussen 0 ° en 27 ° gedurende die loop van een Saturnusbaan, en ϕ ′ < displaystyle phi '> is 'n klein regstellingstermyn, afhangend van Uranus se breedtegraad onder die aarde en onder-son. t < displaystyle t> is die gewone era-jaar. Die absolute grootte van Neptunus verander stadig as gevolg van seisoenale effekte namate die planeet sy 165-jarige wentelbaan om die son beweeg, en die benadering hierbo is slegs geldig na die jaar 2000. In sommige omstandighede, soos α ≥ 179 ∘ < displaystyle alpha geq 179 ^ < circ >> vir Venus is geen waarnemings beskikbaar nie, en die fasekurwe is in daardie gevalle onbekend.

Die aarde se albedo wissel met 'n faktor van 6, van 0.12 in die wolkvrye geval tot 0.76 in die geval van altostratuswolk. Die absolute grootte hier kom ooreen met 'n albedo van 0,434. Die skynbare grootte van die aarde kan nie so akkuraat voorspel word as dié van die meeste ander planete nie. [19]

Asteroïdes Redigeer

As 'n voorwerp 'n atmosfeer het, reflekteer dit lig min of meer isotropies in alle rigtings, en kan die helderheid daarvan as 'n diffuse weerkaatser gemodelleer word. Atmosferiese liggame, soos asteroïdes of mane, is geneig om lig sterker na die rigting van die invallende lig te weerkaats, en hul helderheid neem vinnig toe namate die fasehoek 0 approaches < displaystyle 0 ^ < circ >> nader. Hierdie vinnige verheldering byna opposisie word die opposisie-effek genoem. Die sterkte daarvan hang af van die fisiese eienskappe van die liggaam se oppervlak en verskil dus van asteroïde tot asteroïde. [12]

Die skynbare grootte van asteroïdes wissel na gelang van hul rotasie op tydskale van sekondes tot weke, met tot 2 mag < displaystyle 2 < text >> of meer. [27] Daarbenewens kan hul absolute grootte wissel met die kykrigting, afhangende van hul aksiale kanteling. In baie gevalle is nie die rotasietydperk of die aksiale kanteling bekend nie, wat die voorspelbaarheid beperk. Die modelle wat hier aangebied word, vang nie die effekte nie. [23] [12]

Cometêre groottes Edit

Die helderheid van komete word apart gegee as totale grootte (m 1 < displaystyle m_ <1>>, die helderheid oor die hele sigbare streep van die koma geïntegreer) en kerngrootte (m 2 < displaystyle m_ <2>>, die helderheid van die kernstreek alleen). [28] Albei is verskillende skale as die grootteskaal wat vir planete en asteroïdes gebruik word, en kan nie gebruik word vir 'n groottevergelyking met die absolute grootte H van 'n asteroïde nie.

Die aktiwiteit van komete wissel met hul afstand vanaf die son. Hulle helderheid kan benader word as

Absolute groottes en groottes van komeetkerne
Komeet Absoluut
grootte M 1 < displaystyle M_ <1>> [32]
Kern
deursnee
Komeet Sarabat −3.0 ≈100 km?
Komeet Hale-Bopp −1.3 60 ± 20 km
Komeet Halley 4.0 14,9 x 8,2 km
gemiddelde nuwe komeet 6.5 ≈2 km [33]
289P / Blanpain (gedurende 1819 uitbarsting) 8.5 [34] 320 m [35]
289P / Blanpain (normale aktiwiteit) 22.9 [36] 320 m

Die absolute grootte van enige komeet kan dramaties verskil. Dit kan verander namate die komeet mettertyd min of meer aktief raak, of as dit 'n uitbarsting ondergaan. Dit maak dit moeilik om die absolute grootte vir 'n grootte-skatting te gebruik. Toe komeet 289P / Blanpain in 1819 ontdek is, is die absolute grootte daarvan geskat as M 1 = 8.5 < displaystyle M_ <1> = 8.5>. [34] Dit het daarna verlore gegaan en is eers weer in 2003 ontdek. Op daardie stadium het die absolute grootte daarvan afgeneem tot M 1 = 22.9 < displaystyle M_ <1> = 22.9>, [36] en daar is besef dat die 1819 verskyning het saamgeval met 'n uitbarsting. 289P / Blanpain het in 1819 die helderheid van die blote oog (5-8 mag) bereik, alhoewel dit die komeet met die kleinste kern is wat ooit fisies gekenmerk is en gewoonlik nie helderder as 18 mag word nie. [34] [35]

Vir sommige komete wat op heliosentriese afstande groot genoeg is om te onderskei tussen lig wat van die koma weerkaats word en lig van die kern self, is 'n absolute grootte wat gelyk is aan die wat vir asteroïdes gebruik word, bereken, waardeur die grootte van hul kerne geskat kan word. [37]

Vir 'n meteoor is die standaardafstand vir die meting van groottes op 'n hoogte van 100 km op die hoogtepunt van die waarnemer. [38] [39]


11.3 Tipes sterre en die MH-diagram

In hierdie afdeling word die resultate van die gebruik van die bogenoemde instrumente voorgestel. Om 'n beter idee te kry van hoe sterre lyk, plaas dit in een of ander groep. Dan kan u sien hoe die ander hoeveelhede tussen die verskillende groepe verskil. Sterrekundiges groepeer sterre in algemene soorte op grond van hul temperatuur. Temperatuur word gekies omdat die kleur van 'n ster afhang van die temperatuur en kleur 'n maklike kenmerk is, ongeag die afstand.

Die gebruik van kleur as temperatuursonde gee egter slegs 'n ru meting van die ster en temperatuur. Sterrekundiges gebruik 'n ander metode om die temperatuur akkurater te bepaal. Dit gebruik die sterkte van verskillende absorpsie lyne in 'n ster & # 8217; s spektrum. Nadat sterrekundiges hierdie metode ontwikkel het, het hulle begin soek na korrelasies van temperatuur met ander hoeveelhede soos massa, grootte en helderheid in die hoop dat die onderliggende fisiese beginsels van sterre verstaan ​​kan word. Maar is die sterre wat u maklik van die aarde af sien, tipies van ander sterre in ander dele van die heelal? U sal sien hoe die belangrike vraag beantwoord kan word.

11.3.1 Temperatuurafhanklikheid van absorpsie lyne

Die sterkte en patroon van die absorberingslyne verskil wel tussen die sterre. Sommige sterre het sterk (donker) waterstoflyne, ander sterre het geen waterstoflyne nie, maar wel sterk kalsium- en natriumlyne. Is hulle oorvloed anders? Nee. Toe wetenskaplikes meer oor die fisika van die atoom geleer het, het hulle ontdek dat die temperatuur van die ster se fotosfeer bepaal watter patroon van lyne u sal sien. As gevolg hiervan kan u die temperatuur van 'n ster bepaal aan die hand van die patroon van absorpsielyne en die sterkte daarvan. As 'n manier om dit te kontroleer, toon die spektra van al die gaswolke waaruit sterre vorm oral ongeveer dieselfde oorvloed.

Voordat u verder gaan lees, moet u die begrippe in die atoomstruktuurgedeelte van die hoofstuk lig goed begryp. Lees eers die laaste helfte van die hoofstuk voordat u verder gaan, sodat u kan verstaan ​​wat volg.

Alhoewel die temperatuur nie die energievlakke van 'n atoom verander nie, beïnvloed die temperatuur beslis hoeveel elektrone in watter energievlakke is. Die meet van die sterkte van die waterstofabsorpsielyne is gewoonlik die eerste stap om 'n ster en temperatuur te bepaal. As die ster te warm of te koud is, sal die waterstoflyne swak wees. Om sterk, donker waterstoflyne te produseer, moet die ster en temperatuur binne 'n sekere reeks wees. Om 'n waterstofabsorpsielyn in die sigbare (optiese) band van die elektromagnetiese spektrum, die atoom en elektron moet op die tweede energievlak wees wanneer dit 'n foton absorbeer. As die temperatuur te hoog is, sal die meeste waterstofatome se elektrone op hoër energievlakke begin. As die temperatuur te laag is, sal die elektrone van die meeste waterstofatome vanaf die grondtoestand begin.

As die waterstofatome tot hoë temperature verhit word, kan die atoombotsings die waterstofatome ioniseer. As daar geen elektrone aan die kerne gebonde is nie, is daar geen waterstofabsorpsielyne nie. As die ster se temperatuur te laag is, is daar min elektrone in die tweede energievlak. Die meeste elektrone is in die grondtoestand omdat daar nie soveel atoombotsings is nie.

Waterstoflyne sal sterk wees vir temperature = 4.000 tot 12.000 K. Heliumatome hang sterker aan hul elektrone en benodig dus hoër temperature van 15.000 tot 30.000 K om absorberingslyne in die sigbare band te produseer. Kalsiumatome het 'n loser houvas op hul elektrone, sodat kalsiumlyne sterk is vir koeler temperature van 3000 tot 6000 K. Die sterkpunte van elke element se absorberingslyne is sensitief vir die temperatuur. 'N Gegewe sterkte van 'n element se lyne gee u twee moontlike temperature vir die ster of 'n reeks moontlike temperature. Maar die gebruik van twee of meer element- en lynsterkte verminder die moontlike temperatuurbereik. Kruisverwysing na elke element & # 8217 lynsterkte gee 'n akkurate temperatuur met 'n onsekerheid van slegs 20 tot 50 K. Hierdie tegniek is die akkuraatste manier om die temperatuur van 'n ster te meet.

Gebruik die UNL Astronomy Education-program & # 8217s Waterstofenergievlakke-module om verder te ondersoek hoe die aantal atome in 'n gegewe toestand (aantal elektrone in 'n gegewe toestand) verander met temperatuur (skakel sal in 'n nuwe venster verskyn).

'N Ster se temperatuur wat uit die deurlopende spektrum gevind word, is nie so akkuraat nie. Een rede hiervoor is dat sommige sterre die pieke van hul deurlopende spektrum buite die sigbare band het, sodat u nie die wet van Wien kan gebruik nie (sien die afdeling Wien se wet) om die temperatuur te bepaal. Sterre is ook nie perfekte termiese verkoelers nie, so die kontinuumspektrum (wet van Wien) gee slegs 'n rowwe temperatuur (binne 'n paar honderd Kelvin). Die spektrale lyne wat vir verskillende soorte sterre gesien word, word saamgevat in die onderstaande tabel vir die hoofreekssterster.

11.3.2 Spektrumsoorte

Sterre word verdeel in groepe wat genoem word spektraaltipes (ook genoem spektrale klasse) wat gebaseer is op die sterkte van die waterstofabsorpsielyne.Die A-sterre het die sterkste (donkerste) waterstoflyne, die B-tipe die volgende sterkste, die F-tipe, ens. Oorspronklik was daar die hele alfabet van die tipes, gebaseer op die sterkte van waterstoflyne, maar toe ontdek sterrekundiges dat die lynsterkte hang af van die temperatuur.Die bespreking in die vorige afdeling en die figuur hierbo toon ook aan dat meer as net waterstoflyne gebruik moet word omdat 'n baie warm ster en 'n koel ster dieselfde waterstoflyne kan hê. Die teenwoordigheid van ander atoom- of ioonlyne word saam met die waterstofspektrum gebruik om die bepaalde temperatuur van die ster te bepaal.

Na 'n mate van herskikking en samesmelting van sommige klasse, is die spektrale tipe volgorde nou OBAFGKM wanneer dit bestel word deur temperatuur. Die O-tipe sterre is die warmste sterre en die M-tipe sterre is die coolste. Elke spektraaltipe is onderverdeel in tien intervalle, byvoorbeeld G2 of F5, met 0 warmer as 1, 1 warmer as 2, ens. Ongeveer 90% van die sterre word genoem hoofreeks sterre. Die ander 10% is óf rooi reuse, superreuse, wit dwerge, proto-sterre, neutronsterre of swart gate. Die eienskappe van hierdie tipe sterre word in die volgende hoofstukke ondersoek. Die onderstaande tabel gee 'n paar basiese eienskappe van die verskillende spektrale klasse van hoofreeks sterre. Let op die neigings in die tabel: namate die temperatuur van die hoofreeksster toeneem, neem die massa en grootte toe. As gevolg van die verband tussen helderheid en die grootte en temperatuur van 'n ster, is warmer hoofreekssterre helderder as koeler hoofreekssterre. Daar is egter perke aan hoe warm 'n ster sal wees, of hoe massief en groot dit kan wees. Om te verstaan ​​waarom die beperkings bestaan, is die sleutel tot die begrip van hoe sterre werk.

Eienskappe van hoofreekssterre
Kleur Klas sonmassas sondiameters Temperatuur Prominente lyne
blouste O 20 – 100 12 – 25 40,000 geïoniseerde helium
blouerig B 4 – 20 4 – 12 18,000 neutrale helium, neutrale waterstof
blou-wit A 2 – 4 1.5 – 4 10,000 neutrale waterstof
wit F 1.05 – 2 1.1 – 1.5 7,000 neutrale waterstof, geïoniseerde kalsium
geel-wit G 0.8 – 1.05 0.85 – 1.1 5,500 neutrale waterstof, sterkste geïoniseerde kalsium
oranje K 0.5 – 0.8 0.6 – 0.85 4,000 neutrale metale (kalsium, yster), geïoniseerde kalsium
rooi M 0.08 – 0.5 0.1 – 0.6 3,000 molekules en neutrale metale

Rooi reuse kan tot ongeveer 50 keer die grootte van die son word. Superreuse is vir die B0-reuse tussen die 20 keer so groot as die son vir die M0-reuse. Ten spyte van die geweldige grootte van sommige sterre, is selfs die grootste reus slegs 1/7000 ligjaar. Aangesien sterre is verskeie ligjare van mekaar af bots hulle nie (selfs die vetes!) met mekaar nie.

Woordeskat

Hersien vrae 7

  1. Wat is die hoofrede waarom sommige sterre sterk (donker) waterstoflyne het en ander swak (ligte) H-lyne?
  2. Waarom het baie warm sterre geen waterstoflyne nie?
  3. Waarom het baie koel sterre geen waterstoflyne nie?
  4. Wat is die groepering van sterre volgens spektrale tipe gebaseer op?
  5. 'N Ster van die spektrale tipe A het die sterkste waterstoflyne. Wat is die temperatuur daarvan?
  6. Twee sterre het dieselfde sterk punte as hul waterstoflyne. Ster A het lyne van helium teenwoordig, terwyl ster B lyne van geïoniseerde kalsium het. Watter ster is warmer? Verduidelik u redenasie.
  7. Wat is twee redes waarom die bepaling van 'n ster se temperatuur volgens die wet van Wien (sien die hoofstuk Elektromagnetiese straling) gewoonlik nie so akkuraat is as om die spektrale lyne te gebruik nie?
  8. Wat is die 7 basiese spektraaltipes in volgorde van temperatuur (warmste tot koudste)?
  9. As ons son 'n oppervlaktemperatuur van 5840 K het, hoeveel keer warmer is die son dan die warmste O-tipe ster? Hoeveel keer koeler as die son is die coolste M-tipe ster?
  10. Watter breukdeel van die sterre is dit? hoofreeks sterre?
  11. Wat is die temperatuurbereik wat op die oppervlak van hoofreekssterre voorkom?
  12. Wat is die omvang van die helderheid wat deur hoofreekssterre vervaardig word? Vergelyk dit met die son (Watts is belaglik klein energie-eenhede om te gebruik).
  13. Wat is die reeks diameters vir hoofreekssterre? Vergelyk dit met die son (kilometers en kilometers is belaglik klein lengte-eenhede om te gebruik). Rooi reuse, superreuse, wit dwerge is nie hoofreekssterre nie.
  14. Wat is die neiging in die ster-diameters versus temperatuur vir hoofreekssterre? (Namate die temperatuur styg, is die deursnee _________.)
  15. Wat is die neiging in die sterligsterkte teenoor temperatuur vir hoofreekssterre? (Namate die temperatuur styg, is die helderheid _________.)
  16. Wat is die waarskynlikheid dat selfs die grootste reuse-sterre 'n ander ster (van enige grootte) sal raakloop?
  17. Wat is die reeks sterremassas vir hoofreekssterre? Vergelyk dit met die son (pond en kilogram is belaglik klein massa-eenhede om te gebruik).
  18. Wat is die neiging in die sterre massas teenoor temperatuur vir hoofreekssterre? (Namate die temperatuur styg, is die massa _________.)
  19. Wat is die neiging in die sterre massas teen die helderheid van hoofreekssterre? (Namate die helderheid toeneem, word die massa _________.)

11.3.3 Hertzsprung-Russell-diagram

Om sterre te konstrueer, moet sterrekundiges beter verstaan korrelasies tussen sterre-eienskappe. Die maklikste manier om dit te doen, is om 'n plot van een intrinsieke eiendom teenoor 'n ander intrinsieke eiendom op te stel. 'N intrinsiek eienskap is nie afhanklik van die afstand wat die ster van die aarde af is nie (bv. temperatuur, massa, deursnee, samestelling en helderheid). Teen die begin van die 20ste eeu het sterrekundiges verstaan ​​hoe hulle hierdie intrinsieke eienskappe moes meet. In 1912 het twee sterrekundiges, Ejnar Hertzsprung (geleef 1873 & # 82111967) en Henry Norris Russell (geleef 1877 & # 82111957), het onafhanklik 'n verrassende korrelasie gevind tussen temperatuur (kleur) en helderheid (absolute grootte) vir 90% van die sterre. Hierdie sterre lê langs 'n nou diagonale band in die diagram genaamd die hoofreeks. Hierdie grafiek van helderheid teenoor temperatuur word die genoem Hertzsprung-Russell-diagram of net HR-diagram kortliks.

Voor hierdie ontdekking het sterrekundiges gedink dat dit vir die natuur net so maklik was om 'n warm dowwe ster te maak as 'n warm gloeiende ster of 'n koel, helder of een ander kombinasie wat u wil hê. Maar die natuur verkies om sekere soorte sterre te maak. As u dit verstaan, kan u die reëls wat die natuur volg, bepaal. 'N Korrelasie tussen massa en helderheid word ook gesien vir hoofreekssterre: Ligsterkte = Massa 3,5 in soneenhede.


Die massa-helderheidsverhouding vir 192 sterre in dubbellyn spektroskopiese binêre stelsels. Die warm, ligte O-tipe sterre is massiewer as die koel, dowwe M-tipe sterre. Die massa-helderheidsverhouding vertel van die struktuur van sterre en hoe hulle hul energie produseer. Die oorsaak van die massa-helderheidsverhouding sal in die volgende hoofstuk verder ondersoek word.

Die ander tien persent van die sterre in die HR-diagram volg nie die massa-helderheidsverhouding nie. Die reuse-en-reusagtige sterre is regs bo in die diagram. Hierdie sterre moet 'n groot deursnee hê, want dit is baie helder, hoewel dit koel is. Hulle het 'n groot oppervlakte waaroor hulle hul energie kan uitstraal. Die wit dwerge is aan die ander kant links onder in die diagram. Hulle moet baie klein in deursnee wees (net ongeveer die deursnee van die aarde), want al is hulle warm, is dit intrinsiek dof. Hulle het 'n klein oppervlakte en dus is die som van die totale uitgestraalde energie klein.

Die HR-diagram word ook a genoem kleur-grootte diagram want die absolute grootte word gewoonlik geteken teenoor die kleur. Die onderstaande H-R-diagram is vir alle sterre wat met die blote oog sigbaar is (tot skynbare grootte = +5) plus alle sterre binne 25 parsek. Ligsterre is makliker waarneembaar omdat hulle van ver af gesien kan word, maar skaars in die sterrestelsel. Hulle is geneig om in die boonste helfte van die HR-diagram te woon. Swakker sterre is moeiliker om te sien, maar kom meer voor in die sterrestelsel. Hulle is geneig om in die onderste helfte van die HR-diagram te woon.

Gebruik die UNL Astronomy Education-program & # 8217s Hertzsprung-Russell Diagrammodule vir 'n verdere diepgaande tutoriaal oor die HR-diagram via 'n grafiese koppelvlak (skakel sal in 'n nuwe venster verskyn).

11.3.4 Spektroskopiese parallaks

U kan die korrelasie tussen helderheid en temperatuur (spektraaltipe) gebruik vir hoofreeks sterre om hul afstande te kry. Hierdie metode word genoem spektroskopiese parallaks omdat 'n afstand gevind word van kennis van 'n ster & # 8217; s spektrale tipe. Afstande vir sterre te ver om 'n waarneembare trigonometriese parallaks te toon, word op hierdie manier aangetref. Hier is die stappe wat u gebruik om 'n ster- en afstand te vind met behulp van die spektroskopiese parallaksmetode:

  1. Bepaal die ster & # 8217; s spektrale tipe van spektroskopie en meet die ster & # 8217; s oënskynlike helderheid (flux).
  2. Gebruik 'n gekalibreerde hoofreeks om die helderheid van die ster te kry. Die Hyades-groep in die Taurus-konstellasie is die standaardkalibrator.
  3. Gebruik die Inverse Square Law vir helderheid om die afstand te kry: onbekende afstand = kalibratorafstand × Sqrt[kalibratorvloei / onbekende ster & # 8217s vloed.]

Hoe doen jy dit?

Afstande tot rooi reusagtige en superreusagtige sterre word op soortgelyke wyse aangetref, maar u moet hul spektra van naderby ondersoek om te sien of dit die baie groot sterre is wat u dink. Hul posisie in die gekalibreerde HR-diagram word gevind en hul skynbare helderheid gee u die afstand. Hierdie proses kan ook gebruik word om die afstand van 'n hele groep te bepaal. Die hele kleur-grootte-diagram vir die groep word vergelyk met 'n kalibrasie-groep en kleur-grootte-diagram. Die kalibrasiegroep is 'n bekende afstand. Sommige aanpassings moet gemaak word vir die ouderdoms- en samestellingsverskille tussen die sterre in die groep en die kalibrasiegroep. Sulke aanpassings word fyn aangepas en word 'n hoofreekspassing genoem. & # 8221

11.3.5 Wat is 'n & # 8220Typiese & # 8221 ster?

Daar word dikwels gesê dat die son 'n & # 8220gemiddelde & # 8221 of & # 8220typiese & # 8221 middeljarige ster is. Wat is & # 8220gemiddeld & # 8221 hang af van hoe u u monster kies!

  1. In vergelyking met die nabygeleë sterre, is die son helder, warm en groot.
  2. In vergelyking met die blykbaar helder sterre, die son is dof, koel en klein.
  3. In vergelyking met die sterre in bolvormige trosse is die son baie jonk.
  4. In vergelyking met die sterre in oop (galaktiese) trosse, is die son baie oud.

Hoe sou hulle geneig wees om te lyk as u lukraak sterre uit ons sterrestelsel kies? Hoe die sterre gekies word, kan u baie verskillende antwoorde gee oor hoe 'n tipiese ster lyk. Die onderstaande figuur toon aan waar die 100 skynbaar helderste sterre in ons lug geteken sou word en waar die 100 naaste sterre in die HR-diagram geteken sou word. Albei datastelle is afkomstig van die Hipparcos-opname. Die sterre wat verskyn helder in ons lug is ook meestal helder. Dit is die diamante in die diagram. Die nabye sterre is almal binne 7,63 parsek van die son. Hulle is gestip met die onderstebo driehoeke. 'N Groot meerderheid van die nabye sterre is koel en flou.

'N Ander manier om dit te vergelyk, is om die verhoudings van die spektraaltipes vir elke groep te teken. Soos blyk uit die onderstaande figuur, is die meeste van die skynbaar helder sterre die warm en helder A- en B-sterre. Die monster bevat 'n paar baie warm O-tipe sterre. Al die K-tipe sterre behalwe een in die helder stermonster is reuse of superreuse sterre. Al die M-tipe sterre is reuse of superreuse.

Die grafiek vir die monster van die nabye ster lyk baie anders: die meerderheid sterre is die koel en dowwe K- en M-tipe sterre. Slegs een ster in die hele monster is 'n reuse-ster. Die res is hoofreekssterre.

Watter van hierdie monsters is meer verteenwoordiger van die hele bevolking sterre in ons sterrestelsel? A verteenwoordigende steekproef sluit alle dele van die bevolking van die voorwerpe wat u ondersoek in hul regte verhoudings in. Die relatiewe verhouding van gewone dinge sal groter wees as die relatiewe verhouding van seldsame dinge. In werklikheid kan die ongewone dinge nie in 'n klein verteenwoordigende steekproef gevind word nie, omdat dit so skaars is!

'N Swak geselekteerde steekproef wat nie verteenwoordigend is van die groter stel nie, kan lei tot bevooroordeelde resultate. Sulke vooroordele kan gevind word in enige voorbeeld van voorwerpe of mense. Openbare amptenare en politici wat hul besluite baseer op wat volgens die peilings mense oor verskillende kwessies glo of dink, werk gewoonlik met partydige voorbeelde van opinies. Die peilers sal tussen 1000 en 2000 mense regoor die land ondervra en vanaf daardie stel kry hulle 'n idee van wat die hele nasie van 'n paar honderd miljoen mense glo. Hulle kry slegs akkurate resultate as hulle 'n steekproef mense het wat die hele bevolking behoorlik verteenwoordig. Dit is uiters moeilik (indien nie onmoontlik nie) om 'n verteenwoordigende steekproef vir politieke peilings te kry. Die situasie vir sterrekunde is makliker en standaard statistiese metodes kan gebruik word om 'n verteenwoordigende steekproef te vind.

In ons voorbeeld van die soorte sterre is die helder stermonster baie bevooroordeeld. Die gemiddelde afstand tussen elke ster in die helder stermonster is ongeveer 20 keer groter as die gemiddelde afstand tussen elke ster in die nabye stermonster. Dit gee ons 'n rowwe idee van hoe verspreid die ligsterre en flou sterre is & # 8212die ligsterre is baie meer verspreid as die koel flou sterre. Daarom sal daar in 'n gegewe hoeveelheid ruimte baie meer koel flou sterre wees as ligsterre. Die dowwe sterre kan nie gesien word vanaf die groot afstande wat die helder sterre gesien word nie. Daarom is 'n monster gebaseer op die skynbare helderheid teenoor die baie dowwe sterre.

Die situasie is soortgelyk aan die gebruik van maas met verskillende spasies tussen die maaslyne vir die sif van stukke minerale op 'n strand. 'N Grof maas met groot spasies tussen die maaslyne laat die sand deurval sodat u net die groot rotse het. Die monster minerale wat u met die growwe gaas sou kry, is net die seldsame groot rotse. 'N Fyn maas met smal gapings tussen die maaslyne versamel al die sandkorrels en die groot rotse. Die steekproef minerale wat u met die fyn maas sou kry, is al die stukkies mineraal (sand + rotse) in daardie stuk strand en u sal 'n baie akkurater gevolgtrekking maak van die hoeveelheid klein minerale stukkies (sandkorrels) tot groot minerale stukkies (groot rotse).


Sterrekleure

Die foto hierbo toon 'n klein gedeelte van 'n sterveld in Boogskutter wat deur die HST uit die ruimte geneem is. Die verskeidenheid kleure van die sterre is onmiddellik duidelik. Kleure wissel van blou-wit tot rooi. Waarom het sterre verskillende kleure?

Die kleur van 'n ster is hoofsaaklik 'n funksie van die effektiewe temperatuur daarvan. U moet onthou dat 'n ster die gedrag van 'n swart lyfverkoeler benader. Namate 'n swart lyf warmer word, verander die kleur. As u 'n soliede kous sou verhit, sou dit eers straling in die infrarooi streek uitstraal. As dit verder verhit word, sal dit 'n dowwe rooierige kleur skyn. Met meer verhitting kan dit uiteindelik oranje, geel, wit en uiteindelik blou-warm gloei. Uiteindelik as dit warm genoeg was, stuur 'n swart liggaam die meeste energie in die ultraviolet streek uit. Alhoewel sterre nie perfekte swart lywe is nie, geld hierdie verband steeds tussen temperatuur en kleur.

Die kleur wat ons sien, is gewoonlik 'n addisionele kombinasie van die emissies van elke golflengte. Warm sterre lyk blou omdat die meeste energie in die blou dele van die spektrum vrygestel word. Daar is min emissie in die blou dele van die spektrum vir koel sterre - dit lyk rooi. Alhoewel die golflengte van die son se piekemissie (die wet van Wien) ooreenstem met die groen deel van die spektrum, lyk die kleur liggeel as gevolg van die relatiewe bydraes van die verskillende dele van sy Planck-kurwe tot die algehele kleur. Die tabel hieronder toon die benaderde kleur en temperatuurbereik vir sterre.

(Die kleure wat in die tabel hierbo getoon word, is die korrekte heksadesimale kodes vir rgb-monitors, gebaseer op besonderhede van M. Charity by MIT. Dit stel die kleur voor van 'n uitgebreide gasskyf en nie 'n puntbron nie. Besoek sy webwerf vir meer inligting. )

Alhoewel sterre verskillende kleure het, is ons persepsie van sterrekleure in die naghemel swak. Die redes hiervoor word vervolgens bespreek.

Mensvisie

Ons oë is uiters sensitiewe detektore van sigbare fotone. Slegs enkele voorvalfotone is nodig om 'n stimulusreaksie in ons oë te veroorsaak. Waarom kan ons nie sterrekleure makliker sien nie? Daar is in werklikheid verskeie redes:

  1. Kegels en stokke: Ons oë het twee soorte fotoreseptorstawe en keëls. Stokke is meer volop (120 miljoen) en sensitief as kegels en het 'n hoër verhouding rondom die kante van die retina. Hulle kan nie kleur sien nie, maar sien dit grysskaal. Stokke reageer baie nie op rooi lig nie. Kegels is minder gevoelig as stokke en is meer gegroepeer naby die middel van die retina. Drie soorte rooi, blou en groen vorm die 7 miljoen keëls in 'n menslike oog. Aangesien kegels minder sensitief is as stokke, benodig dit baie meer inkomende fotone met die regte frekwensie om dit te aktiveer. Dit is die hoofrede waarom ons snags nie kleur sien nie.
  2. Sterre as puntbronne: Die groot afstand tot sterre beteken dat ons dit nie as skywe kan oplos nie, maar dat ons die lig vanuit 'n punt sien. Ons oë is relatief ongevoelig vir kleur uit puntbronne. Die tegniese term vir hierdie effek is: klein veld tritanopie. 'N Interessante analogie van hierdie effek kan gesien word in foto's van sterre op kleurfilms. Die kleur is moeilik om te onderskei as die sterre gefokus is, maar as die kamera gedefokus is sodat die sterre se lig in skywe versprei, word hulle kleure duideliker, soos gesien word op die foto hieronder deur David Malin van die konstellasie Orion. Hier is die onopspoorbare kamera met verloop van tyd al hoe meer gefokus, sodat die sterlig versprei in plaas van smal sterpaadjies.

Selfs as ons ander detektors soos fotografiese plate of CCD's gebruik om lig van sterre op te spoor eerder as ons oë, is die aangetekende kleur om ander redes miskien nie die "ware" kleur van die ster nie.

Interstellêre rooiheid en uitwissing.

Interstellêre ruimte is nie 'n perfekte vakuum nie. Die interstellêre medium (ISM) bestaan ​​uit koue neutrale gas (HI by ≈ 70 K), warm neutrale gas (HI by 6 000 K) en warm geïoniseerde plasma (H II by 10 6 K) wat hoofsaaklik in die vlak van die sterrestelsel in die spiraal geleë is arms. Kosmiese stof bestaan ​​uit klein korrels silikate, yster, koolstof, bevrore water en ammoniak ys, 0,1 tot 0,01 mikron (μm) groot. Alhoewel hierdie kosmiese stof slegs 1% van die massa van die ISM uitmaak, absorbeer dit en versprei dit lig van sterre. Dit beteken dat die lig van 'n verre sterker verminder word, sodat die ster dowwer lyk as wat daar geen tussenliggende materiaal sou wees nie. Bestempel uitwissing hierdie effek kan geskat word as die afstand na die ster en sy posisie in verhouding tot galaktiese arms en molekulêre wolke bekend is. Oor die algemeen verdwyn sterre of sterkerheid in sterre in die verte, as in die nabygeleë sterre.

Uitwissing is omgekeerd eweredig aan golflengte, dus word rooi lig minder beïnvloed as blou lig.Verre sterre lyk dus meer rooi as wat hulle eintlik is. Dit interstellêre rooiery moet daarvoor vergoed word om die ware kleur en helderheid van 'n ster te probeer bepaal. As 'n ster se spektraal- en helderheidsklasse bekend is, kan die absolute grootte en kleur afgelei word. Deur die skynbare kleur daarvan te meet, kan die hoeveelheid rooiheid bepaal word, en dit kan dan gebruik word om 'n benaderde afstand tot die ster te bepaal.

Infrarooi- en radiogolwe het selfs langer golflengtes as rooi sigbare lig en kan relatief onbelemmerd deur die ISM beweeg, en verskaf nuttige inligting oor prosesse wat binne molekulêre wolke en galaktiese arms voorkom.

Metallisiteit

Rooi reuse soos Betelgeuse is nie eintlik so rooi van kleur nie. As u na die kleur in tabel 4.3 hierbo kyk, kan u sien dat die werklike kleur meer oranje as ware rooi sal wees. 'N Klein groepie sterre lyk egter diep rooi. Dit is die koolstofsterre soos 19 of TX Piscium. Hierdie robynrooi gekleurde sterre het 'n groot hoeveelheid koolstofmolekules soos C2, CH en CN in hul buitenste lae wat die meeste fotone in die blou en violet dele van die spektrum absorbeer. Koolstofsterre is tradisioneel geklassifiseer as R- en N-klasse met onderskeidelik temperature soos K- en M-sterre. Deesdae word dit gesamentlik na verwys as tipe C (vir koolstof).


Spectra van astronomiese voorwerpe

Laat ons weet gebruik hierdie basiese beginsels om spektra wat deur verskillende soorte astronomiese voorwerpe vervaardig word, te verreken en te vergelyk.

Sterre spektra

Die spektrum hieronder is 'n intensiteitsplot van 'n ster. Let op die kenmerkende absorptielynkenmerke, insluitend sterk lyne vir Hα, Hβ, Hγ en Hδ - die Balmer-reeks. Die algehele vorm van die spektrum benader 'n swart lyfkurwe met 'n piek golflengte. Dit kan gebruik word om die effektiewe temperatuur van die ster te bepaal. Sterre met verskillende temperature, grootte en metaalagtighede het verskillende spektra, maar die meeste vertoon absorpsielyne, selfs al het hulle nie almal sterk Balmer-lyne soos in hierdie ster nie.

Die bestudering van duisende sterrespektra in die laat negentiende eeu het gelei tot die ontwikkeling van ons moderne klassifikasiestelsel vir sterre. Die konsep spektrale klasse word op die volgende bladsy in meer besonderhede bespreek. Noukeurige ontleding van 'n ster se spektrum bied sterrekundiges 'n skat aan besonderhede, insluitend die effektiewe temperatuur, rotasiesnelheid, translasiesnelheid, digtheid en chemiese samestelling en metaalagtigheid. Dit word almal op 'n ander bladsy bespreek.

Die meeste spektra word nou foto-elektries verkry, en 1D-intensiteitsdiagramme soos hierbo getoon. Histories is die meeste spektra fotografies verkry. Die onderstaande afbeelding toon 'n vergelyking op 'n intensiteitsplot (of spoor) en 'n fotografiese plaat van die spektrum vir dieselfde ster.

Emissie-newels

Emissiespektra kan waargeneem word in emissie-newels soos M42, die Groot-newel in Orion en die Eta Carinae-newel (regs getoon). Die kenmerkende pienkrooi kleur word 'n H II-streek genoem.

Die kenmerkende kleur is te danke aan die spektrale lynemissie wanneer 'n geïoniseerde elektron weer met 'n proton kombineer om neutrale waterstof te vorm. Die twee onderstaande spektra is beide van die Eta Carinae H II-streek. Die boonste een is die oorspronklike spektra, terwyl die onderste spektrum aangepas is vir die helderheid van die lug en die effekte van absorpsie in ons atmosfeer verwyder word. Hierdie spektrum is verkry met IRIS2, 'n infrarooi spektrograaf op die Anglo-Australiese teleskoop.

Planetêre newels is 'n ander soort emissie-newels. Hul spektra toon sterk emissiekenmerke en analise van die Doppler-verskuiwing van die lyne kan gebruik word om te bepaal hoe vinnig die uitgestote gas uitbrei. NGC 3132, die planetêre newel getoon, het 'n deursnee van ongeveer 1/2 'n ligjaar en is 670 stuks ver. Die dop van die gas wat die sterwende ster omring, brei uit met ongeveer 14 km per sekonde.

Galaxy Spectra

Die algehele spektrum van 'n sterrestelsel is bloot die gekombineerde spektrum van al die sterre en ander uitstralende materiaal in die sterrestelsel. Aangesien sterrestelsels wissel in struktuur en relatiewe samestelling van sterre en gas, sal die spektra daarvan wissel. Die klassifikasieskema vir sterrestelsels wat deur Edwin Hubble ontwikkel is en gebaseer is op fotografiese beelde van die vorm van sterrestelsels, word nou aangevul deur hul spektra te vergelyk. Voorbeelde van galaktiese spektra verkry deur die 2dF Galaxy Redshift Survey word hieronder getoon:

Die verkryging van 'n spektrum van 'n sterrestelsel eerder as 'n ster verskil in die sin dat die sterrestelsel dikwels opgelos kan word as 'n uitgebreide eerder as 'n puntbron-voorwerp. Vir 'n sterrestelsel wat uitgebrei lyk, is dit moontlik om 'n spektrum uit verskillende dele van die sterrestelsel te neem. Dit kan inligting verskaf soos die samestelling, stergeboortesyfers en die rotasiesnelheid vir verskillende dele van die sterrestelsel. Vera Rubin het in die vroeë 1970's die rotasiesnelheid van meer as 60 sterrestelsels gemeet. Haar analise het getoon dat daar baie onsigbare stowwe in hulle moet wees om hulle bymekaar te hou, aangesien hulle te vinnig draai om deur die sigbare massa swaartekrag te bind. Die eerste melding van hierdie sogenaamde donker materie was deur Franz Zwicky in 1933. Deur die snelhede van sterrestelsels in die Coma-groep te meet, kon hy tot die gevolgtrekking kom dat ongeveer 90% van die massa van die groep een of ander vorm van donker materie in om die groep bymekaar te hou.

Sterrestelsels het verskillende soorte. Sommige is klein, dwergagtige sterrestelsels. Ander is reuse elliptiese sterrestelsels sonder stof en gas wat nodig is vir nuwe generasies stergeboorte. Sterrestelsels soos ons Melkweg is groot spiraalvormige sterrestelsels. Dit het gewoonlik verskeie spiraalarms rondom 'n galaktiese kern. Die stof en gas wat in die arms voorkom, kan saamgepers word deur digtheidsgolwe wat nuwe aanvalle van stervorming veroorsaak. Dit word algemeen gesien in H II-streke soos M 42, die Groot newel in Orion en in ander sterrestelsels. Op die foto van die melkweg NGC 2997 onder die H II-streke word dit duidelik as pienkerooi-rooi streke in die spiraalarms getoon.

Quasar Spectra

Kwasars vertoon baie helder emissie-eienskappe in verhouding tot 'n lae intensiteit kontinuum in hul spektra. Slegs deur noukeurige ontleding van die spektra van kwasars het sterrekundiges besef dat hulle nie net flou sterre was nie. Die term kwasar is eintlik 'n inkrimping van die term kwasi-sterre voorwerp of QSO. Die foto aan die regterkant wys 'n kwasar op 'n veld met 'n paar sterre. Dit is baie moeilik om tussen hulle te onderskei - die kwasar verskyn as 'n dowwe ster met 'n skynbare grootte van 18,70.

Wanneer die spektrum van die kwasar geanaliseer word, is daar enkele sleutelkenmerke duidelik. Eerstens toon sy spektrum kenmerkende sterk emissielyne wat bo 'n breë kontinuum styg. Tweedens is die emissielyne nie waar ons sou verwag om dit te sien as die voorwerp 'n nabygeleë ster was nie. Die Lyman α-lyn aan die linkerkant van die spektrum word gevorm deur oorgange tussen die n = 1 en n = 2 energievlakke in neutrale waterstof. Dit lewer gewoonlik spektrale lyne met 'n golflengte van 121,6 nm of 1216 Ångstrome in die ultravioletgedeelte van die spektrum. Hier word die Lyman α-lyn egter duidelik gesien op 'n golflengte van ongeveer 4,100 Ångstrome in die sigbare deel van die spektrum. Hoekom is dit? Die standaard verklaring is dat die kwasar wat dit op 'n groot afstand van ons af sien, blykbaar van ons afneem as gevolg van die uitbreiding van die heelal. Die hoë resessiesnelheid van die kwasar ten opsigte van ons beteken dat die spektrale lyne verskuif na langer golflengtes. Hulle is rooiverskuif. Die getoonde kwasar het 'n rooi verskuiwing van 2.3251, gemeet vanaf die verskuiwing in die lyne vir hierdie spektrum.

Eksotiese ster soorte

Sommige eksotiese soorte sterre, soos Wolf-Rayet-sterre, vertoon sterk, wye emissie-kalk van geïoniseerde helium, koolstof suurstof en stikstof in hul spektra. Hierdie seldsame, warm en uiters helder sterre verloor baie vinnig massa. Die uitstootlyne is die gevolg van 'n omhulsel van uitgestote gas wat met snelhede tot 3000 km.s -1 uitbrei.

Koolstofsterre kan soortgelyke temperature hê as G-, K- en M-klassterre (4.600 - 3.100 K), maar hulle het baie meer koolstof as normale sterre. Dieprooi van kleur as gevolg van die absorpsie van blou lig deur hul oppervlakvlak koolstofverbindings, word hulle toegeken aan 'n tipe C spektrale klas. 'N Voorbeeld van die spektrum van 'n koolstofryke ster word hieronder getoon.

Daar is ander soorte eksotiese sterre, insluitend Eienaardige A-sterre, Hot Emission-Line-sterre en Heavy Metal-Oxide-sterre, wat almal volgens hul spektra geklassifiseer word.


Waarom gebruik verskillende instrumentefilters stelsels met verskillende grootte (Vega vs AB)? - Sterrekunde

Die helderheid van sterre word saam met die grootte stelsel. Die Griekse sterrekundige Hipparchus het hierdie stelsel ongeveer 150 v.G.J. Hy het die helderste sterre in die eerste magnitude-klas geplaas, die volgende helderste sterre in die tweede magnitude-klas, ensovoorts totdat hy al die sigbare sterre in ses magnitude-klasse laat groepeer het. Die donkerste sterre was van die sesde grootte. Die groottestelsel was gebaseer op hoe helder 'n ster vir die blote oog verskyn het.

Teen die 19de eeu het sterrekundiges die tegnologie ontwikkel om die helderheid van 'n ster objektief te meet. In plaas daarvan om die magnitude-stelsel wat lank gebruik is, te laat vaar, het sterrekundiges dit verfyn en gekwantifiseer. Hulle het vasgestel dat a verskil van 5 groottes stem ooreen met 'n faktor van presies 100 keer in intensiteit. Die ander grootte-intervalle was gebaseer op die geloof in die 19de eeu van hoe die menslike oog die verskille in helderheid waarneem. Daar is gedink dat die oog verskille in helderheid op logaritmiese skaal aanvoel, sodat die grootte van 'n ster nie direk eweredig is aan die werklike hoeveelheid energie wat u ontvang nie. Nou is dit bekend dat die oog nie heeltemal 'n logaritmiese detector is nie.

Jou oë is gelyk verhoudings van intensiteit as gelyk tussenposes van helderheid. Op die gekwantifiseerde grootte-skaal stem 'n grootte-interval van 1 ooreen met 'n faktor van 100 1/5 of ongeveer 2,512 keer die hoeveelheid in werklike intensiteit. Sterre van die eerste grootte is byvoorbeeld ongeveer 2.512 2-1 = 2.512 keer helderder as sterre van die tweede grootte, 2.512 & # 2152.512 = 2.512 3-1 = 2.512 2 keer helderder as sterre van die derde grootte, 2.512 & # 2152.512 & # 2152.512 = 2.512 4-1 = 2.512 3 keer helderder as sterre van die vierde grootte, ens. (sien die wiskunde-oorsigbylaag vir wat met die terme "faktor van" en "tye" bedoel word.) Let op dat u die getal 2.512 verhoog tot 'n krag gelyk aan die verskil in groottes.

Baie voorwerpe gaan ook verder as Hipparchus se oorspronklike grense van grootte 1 tot 6. Sommige baie helder voorwerpe het 'n magnitude van 0 of selfs negatiewe getalle en baie flou voorwerpe het 'n groter grootte as +6. Die belangrikste ding om te onthou is dat helderder voorwerpe is kleiner groottes as flouer voorwerpe. Die grootte-stelsel is skroef, maar dit is tradisie! (Lied uit Spelers op die dak kan hier gespeel word.)

Skynbare omvang

Hoe doen jy dit?

Absolute omvang en helderheid

'N Ster kan helder wees omdat dit warm is of groot is (of albei!). Die helderheid van 'n voorwerp = die hoeveelheid energie wat elke vierkante meter produseer vermenigvuldig met sy oppervlak. Onthou uit die hoofstuk van elektromagnetiese straling dat die hoeveelheid energie wat deur elke vierkante meter stroom = & # 215 (oppervlaktemperatuur van die voorwerp) 4, waar is die Stefan-Boltzmann-konstante. Omdat die temperatuur tot die vierde krag verhoog word, beteken dit dat die helderheid van 'n ster baie vinnig toeneem met selfs effense verhogings in die temperatuur.

Omdat die oppervlakte ook in die helderheidsverhouding is, is die helderheid van 'n groter ster groter as 'n kleiner ster by dieselfde temperatuur. U kan die verband gebruik om 'n ander belangrike eienskap van 'n ster te kry. As u die skynbare helderheid, temperatuur en afstand van 'n ster meet, kan u die grootte daarvan bepaal.

Die onderstaande figuur illustreer die interafhanklikheid van meetbare hoeveelhede met die afgeleide waardes wat tot dusver bespreek is. In die driehoeksverhouding aan die linkerkant word die skynbare helderheid, afstand en helderheid so vasgebind dat as u twee van die sye ken, u die derde sy kan aflei. As u byvoorbeeld die skynbare helderheid van 'n gloeiende voorwerp meet (hoe helder dit vanaf u ligging voorkom) en die afstand daarvan (met trigonometriese parallaks), kan u die helderheid van die gloeiende voorwerp aflei. Of as u die skynbare helderheid van 'n gloeiende voorwerp meet en u die helderheid van die voorwerp ken sonder om die afstand daarvan te ken, kan u die afstand aflei (met behulp van die omgekeerde vierkantige wet). In die regte driehoeksverhouding word die helderheid, temperatuur en grootte van die gloeiende voorwerp aan mekaar vasgemaak. As u die temperatuur van die voorwerp meet en die helderheid daarvan ken, kan u die grootte van die voorwerp aflei. Of as u die grootte van die gloeiende voorwerp en die temperatuur daarvan meet, kan u die helderheid van die gloeiende voorwerp aflei - die elektromagnetiese energie-uitset daarvan.

Let ten slotte daarop dat a klein, warm voorwerp kan dieselfde helderheid hê as 'n groot, koel voorwerp. As die helderheid dus die bly dieselfdemoet 'n toename in die grootte (oppervlakarea) van die voorwerp lei tot 'n afname in die temperatuur om te vergoed.

Die bekendste skynbaar helder sterre is ook intrinsiek helder (helder). Hulle kan van ver af gesien word. Die meeste sterre in die omgewing is egter flou. As u aanneem dat ons in 'n tipiese kol van die Melkwegstelsel woon (met behulp van die Copernican-beginsel), lei u af dat die meeste sterre slegte ligstralers is. Die helder sterre wat jy selfs in die stad kan sien, is die vreemde in ons sterrestelsel! Die sterre wat die minste lig het absolute groottes = +19 en die helderste sterre het absolute groottes = -8. Dit is 'n groot verskeidenheid helderheid! Kyk na die onderstaande tabel in die venster 'Hoe doen u dit?' Vir voorbeelde van die gebruik van die skynbare en absolute groottes om sterre-afstande en helderheid van sterre te bepaal.

Selfs die intrinsiek flouste ster se helderheid is baie, baie groter as al die krag wat ons hier op aarde opwek, dus 'n & quotwatt & quot of 'n & quotmegawatt & quot is 'n te klein krageenheid om vir die sterre te gebruik. Sterligsterkte word in eenhede van sonligsterkte--- relatief tot die son (dus genereer die son een sonligsterkte). Een sonligsterkte is ongeveer 4 & # 215 10 26 watt.

Groothede en afstande vir 'n paar bekende sterre (uit die presiese metings van die Hipparcos-missie)

Ster App.Mag. * Afstand (pc) Abs.Mag. * Visuele helderheid (t.o.v. son) **
Son -26.74 4.84813吆 -6 4.83 1
Sirius -1.44 2.6371 1.45 22.5
Arcturus -0.05 11.25 -0.31 114
Vega 0.03 7.7561 0.58 50.1
Spica 0.98 80.39 -3.55 2250
Barnard's Star 9.54 1.8215 13.24 1/2310
Proxima Centauri 11.01 1.2948 15.45 1/17700


* groottes gemeet met 'n 'V' filter, sien die volgende afdeling.

** Die visuele helderheid is die energie-uitset in die 'V' filter. 'N Totale helderheid ("bolometriese helderheid") sal die energie in alle dele van die elektromagnetiese spektrum insluit.

Hoe doen jy dit?

As u die absolute grootte van 'n ster ken, kan u die afstand daarvan bepaal as u dit vergelyk met kalibrasiesterre.
Die afstand daarvan = 10 (skynbare grootte - absolute grootte + 5) / 5.

Byvoorbeeld, Spica het 'n skynbare grootte van 0,98 en sterre van sy soort het absolute groottes van ongeveer -3,55, dus is Spica op 'n afstand van 10 [0,98 - (-3,55) + 5] / 5 = 10 1,906 = 80,54 wat baie naby aan die trig. parallakswaarde gemeet deur Hipparcos (Spica se absolute grootte van -3,546 is afgerond tot -3,55 in die tabel hierbo).


Fronthaul ontwerp vir mmWave massiewe MIMO

Z. Gao,. Z. Wang, in mmWave Massive MIMO, 2017

12.4.1 Konsep van mmWave Massiewe MIMO-gebaseerde Fronthaul

Die mmWave massiewe MIMO-gebaseerde voorkant kan geïllustreer word in Fig. 12.8, wat verskillende kenmerke en bepalings het:

Fig. 12.8. mmWave massiewe MIMO gebaseerde fronthaul netwerk [9].

In vergelyking met konvensionele mmWave-multi-antennestelsels wat beperk is tot PtP-kommunikasie, kan die opkomende MWO-massiewe MIMO-tegniek 'n multi-transmissie ondersteun, wat die netwerk-topologie van die maas moontlik maak. Boonop kan die mmWave massiewe MIMO, soos die lensantennes, uiters rigtinggewend wees om padverlies met lae interferensie te verminder.

Die mesh frontonologie topologie kan die buigsame netwerk argitektuur bied wat effektief voorsiening kan maak vir verskillende ontplooiings van ultradense klein selle. Verder stel ons voor dat u minder as 'n halfuur installasietyd op straatmeubels met 'n minimaal opgeleide installateur voorstel, en die fronthaul-toestel is selfkonfigureerbaar om die fronthaul-netwerk te bou wat plug-and-pull ondersteun. Daarom het die mmWave gaas voorkant 'n hoë skaalbaarheid, want nuwe klein selle kan bygevoeg word teen die lae koste van die voorbeplanning.

Die mesh-frontale topologie kan multihop-fronthaul-skakels bied. As gevolg hiervan is die lang voorste skakels nie nodig met die verlaagde TCO nie, kan die betroubare LOS-voorste skakel gewaarborg word, en die robuuste voorste skakels kan gewaarborg word as gevolg van die verskillende roete-opsies.

Deur gebruik te maak van die aanpasbare balkvormingsalgoritmes en selfkonfigurasietegnieke, vir die gevalle waarin bestaande skakels voor op die voorkant is, of as sommige skakels geblokkeer word, kan elke knoop outomaties die optimale skakels na sy bure bou en die optimale roete na die PoP-gebaseerde vestig. op QoS vereistes, insluitend fronthaul deurset, latency en pakket-fout koers. Die gaasfront is intelligent en kan in reële tyd selforganiseer sonder menslike ingryping.

Die uitbuiting van V-band en E-band kan immuniteit bied teen inmenging. Verder is outomatiese interferensiebestuur nodig om enige oorvleueling in rigtingstrale en eksterne interferensie te oorkom.

Full-duplex is toegewy aan gaasfront om die versending en ontvangs van elke node gelyktydig te ondersteun.


Kyk die video: Вега - самая исследованная звезда на небосводе (November 2022).