Sterrekunde

Bepaal die helderheid van 'n ster met grootte

Bepaal die helderheid van 'n ster met grootte


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.

Ek is besig met my assessering vir Fisika in die IB en beplan om sterre in spiraalstelsels te ondersoek en hul ouderdomme te bepaal. Hiervoor gaan ek data van die SDSS gebruik (Sloan digital sky survey http://skyserver.sdss.org/dr13/en/tools/chart/navi.aspx).

Ek moet die helderheid van 'n ster uit die absolute bolometriese grootte kry. Die SDSS gee egter slegs grootte in 5 waardes, u g r i en z. Ek het probeer verstaan ​​wat om hiermee te doen en wat dit beteken, maar ek kan dit nie agterkom nie.

Hoe sou ek een nommer kry met die absolute bolometriese grootte van 5 verskillende waardes, en wat beteken dit?


Die ugriz-waardes is slegs die maat van die helderheid van die sterre wat in 5 bande geneem word vanaf die nabye ultraviolet u tot die nabye infrarooi z.

U het die afstand na die ster nodig om die oënskynlike SDSS-groottes in absolute groottes om te skakel.

Dan moet u 'n verband (of verwantskap) vind tussen bolometriese regstelling in 'n bepaalde band en die kleur van die ster (met kleur bedoel ek iets soos g-i). In plaas daarvan kan u verband hou tussen bolometriese regstelling en temperatuur en moet u eers die temperatuur van die sterre volgens hul kleure skat.

Sodra u absolute groottes en 'n bolometriese regstelling het, volg die absolute bolometriese grootte.

U kan dit in beginsel met verskillende kleure probeer en kyk of die resultate ooreenstem. Alternatiewelik sou u 'n biblioteek van sterre modelle inpas by die spektrale energieverdeling wat deur die 5 waardes bepaal word.

'N Tabel met bolometriese regstellings vir die SDSS-filters is bereken deur Girardi et al. (2004) en kan hier gevind word. (Ander tabelle / formulerings is beskikbaar, daar is geen algemeen aanvaarde weergawe nie).

Sommige bolometriese regstellingstabelle kan gevind word in Schmidt et al. (2014) vir baie koel voorwerpe, wat meer problematies is.


HOE helder is 'n ster?

Ons weet dat sterre voortdurend fotone in alle rigtings uitstraal. Die fotone dra energie saam. Die tempo waarteen fotone energie van die ster wegvoer, word die ster s'n genoem helderheid. Die helderheid word gereeld in watt gemeet (dit wil sê joule per sekonde). Aangesien sterre egter so baie helder is, is dit makliker om hul helderheid in eenhede van die son se helderheid te meet, 3,9 x 10 26 watt.

Hoe kan ons die helderheid van 'n ster bepaal? In teenstelling met gloeilampe, is sterre nie met 'n etiket gestempel wat hul watt verkondig nie. Gestel jy rig jou teleskoop op 'n ster. U kan die tempo bepaal waarmee die fotone van 'n ster energie in u teleskoop afsit, maar u teleskoop is baie klein en baie ver van die ster af en versamel dus slegs 'n klein fraksie van al die fotone wat die ster uitstraal.

(2) Skynbare helderheid is die snelheid waarmee 'n ster se uitgestraalde energie 'n waarnemer op die aarde bereik.

Die skynbare helderheid van die son is byvoorbeeld b = 1370 watt / meter 2. Dit wil sê, as u 'n perfek doeltreffende sonpaneel een meter aan die kant het, as u dit loodreg op die sonstrale hou, sal dit 1370 watt elektrisiteit opwek. (In die praktyk neem die atmosfeer van die aarde natuurlik van die sonlig op, en sonpanele is nie heeltemal doeltreffend nie, maar die son is steeds 'n kragtige bron van energie, selfs op 'n afstand van 150 miljoen kilometer.) Die ster met die volgende Sirius (in die konstellasie Canis Major) is die hoogste helderheid. Die skynbare helderheid van Sirius is b = 10 -7 watt / meter 2. (Om 'n 10 W-gloeilamp aan te steek met die energie van Sirius, het u 'n sonpaneel nodig wat tien kilometer aan 'n kant is.)

'N Ander metode om skynbare helderheid te beskryf, wat u kan teëkom as u populêre sterrekundeboeke lees, is die skynbare omvang skaal. Die stelsel vir 'skynbare omvang' strek terug na die tyd van die antieke Grieke. Die Griekse sterrekundiges het opgemerk dat sterre skynbaar helder is. Die heel helderste sterre wat hulle kon sien, word 'sterre van die eerste omvang' genoem. Die heel vaagste sterre wat hulle kon sien, was 'sterre van die sesde grootte'. Sterre met 'n duidelike helderheid was van die tweede, derde, vierde en vyfde grootte. Met die uitvind van die teleskoop is die groottestelsel uitgebrei na sterre met 'n laer skynbare helderheid - sewende magnitude, agtste magnitude, ensovoorts. Die groottestelsel kan ook uitgebrei word na voorwerpe met 'n hoër helderheid.


  • 5 stappe van grootte = faktor van 100 in helderheid
  • Groter grootte = flouer ster.
  • Die helderheidstandaard is die ster Vega (0de grootte)

  • 10de magster is 100x flouer as 'n 5de magster.
  • 20ste magster is 10.000x flouer as 'n 10de magster.
  • Die vaagste sterre wat tot dusver gemeet is, is

Groottes is berekeningsgewys baie handig om te gebruik, maar die is ietwat stomp gedefinieerd (dit is agteruit: groter groottes = flouer sterre).

In teenstelling met die kwalitatiewe stelsel van Hipparchus, definieer die moderne grootte-stelsel die helderheidstandaard as die helder ster Vega (helderste ster in die somer-konstellasie Lyra), en definieer dit die interval van grootte. Hierdie kwantifisering is in die 19de eeu gedoen en deur die 20ste eeu verfyn.


Vergelyking van helderhede en helderhede

Laat ons dink ons ​​het twee sterre, A en B, wat ons wil vergelyk. As ons hul onderskeie skynbare groottes kan meet, mA en mB hoe sal hulle in helderheid verskil? Die verhouding van die helderheid (of intensiteit) EkA/EkB stem ooreen met hul verskil in grootte, mB - mA . Onthou, aangesien 'n verskil van een grootte 'n helderheidsverhouding van die vyfde wortel van 100 of 100 1/5 beteken, 'n verskil van mB - mA groottes gee 'n verhouding van (100 1/5) mB - mA

Let op: hierdie vergelyking word gespesifiseer in die NSW HSC Fisika Formuleblad. As u wiskundig slim is, moet u besef dat dit in werklikheid dieselfde is as vergelyking 4.1 van die vorige bladsy, dws EkA/EkB = 2.512 mB - mA .

Die afleiding van die grootte / afstandvergelyking (4.2)

Op die vorige bladsy het ons die afstandmodulusvergelyking (4.2) gebruik. Hoe word hierdie vergelyking afgelei? Dit is bloot 'n toepassing van die ligverhoudingsverhouding (4.7).

Die omgekeerde vierkantige wet van die lig beteken dat die vloed, l (of intensiteit) van 'n ster op 'n afstand d kan verband hou met die helderheid daarvan L op 'n afstand D deur die volgende verhouding:

Op 'n afstand van 10 parsek, D word deur absolute grootte voorgestel, M en die vloed op afstand d word voorgestel deur die skynbare grootte, m dan word die helderheidsverhouding gegee deur:

Gebruik helderheid om sterre te vergelyk - voorbeelde van probleme

Voorbeeld 1: Vergelyk die helderheid van twee sterre gegewe skynbare groottes.
α Motor (Canopus) het 'n skynbare magnitude van -0,62, terwyl die nabygeleë ster Wolf 359 'n skynbare sterkte van 13,44 het.
a) Watter ster verskyn die helderste in die lug?
b) Hoeveel keer is dit helderder as die ander ster?

a) Die antwoord op hierdie gedeelte is eintlik net om u begrip van die begrip skynbare grootte na te gaan. Aangesien Canopus 'n laer waarde (-0,62) het as Wolf 359 (+13,44), lyk dit helderder in die naghemel. In werklikheid is Canopus die tweede helderste ster wat sigbaar is aan die naghemel naas Sirius A, terwyl Wolf 359 met 'n skynbare sterkte van 13.44 heeltemal te flou is om sigbaar te wees vir die blote of ongemagtigde oog.

b) Hoeveel helderder is Canopus as Wolf 359? Hiervoor kan ons vergelyking 4.7 gebruik:


Die vind van helderheid van 'n ster met grootte - Sterrekunde

In die 1540's het Nicolaus Copernicus die aarde uit die middelpunt van die heelal verwyder. Hy het die Son in die middel gestel. Copernicus se siening het die waarnemingsbewyse honderde jare lank gehandhaaf. In die 1910's is die son uit die middel van die heelal verwyder en na 'n tipiese pleister in die galaktiese skyf ver van die middestad van die Melkweg gerelegeer. Harlow Shapley (geleef 1885-1972) het hierdie ontdekking gemaak deur die afstande na baie ou sterretrosse te bepaal. Hy gebruik die omgekeerde vierkantige wet van lighelderheid op 'n spesifieke tipe veranderlike ster in daardie ou sterretrosse.

Sommige sterre is baie handig om afstande na trosse en ander sterrestelsels te vind, omdat hulle 'n bekende helderheid het wat groot is, sodat hulle van ver af gesien kan word. Helder voorwerpe met 'n bekende helderheid word genoem standaard kerse (alhoewel, in ons hedendaagse tyd moet ons dit miskien noem & standaard bolle & quot). Standaard kersvoorwerpe word gebruik om groot afstande te meet. Die besondere standaard kers sterre wat Shapley gebruik, is in die laaste stadiums van hul lewe en pols deur grootte te verander. Hulle probeer om hidrostatiese ewewig te herstel, maar die termiese druk is nie in pas met die gravitasiekompressie nie. Die uitbreidende ster oorskiet die ewewigspunt. Dan haal die swaartekrag in en trek die ster saam. Maar swaartekrag trek die ster buite die ewewigspunt. Die termiese druk neem te veel toe en die siklus duur voort.

Cepheids

Sterrekundiges moes 'n paar jaar wag vir Harlow Shapley kalibreer Leavitt se verhouding met die gebruik van Cepheids in ons sterrestelsel waarvoor die afstande bepaal kon word. In die kalibrasie proses Shapley stel werklike waardes op die helderheidsgedeelte van die periode-helderheidsverhouding. Met 'n gekalibreerde periode-helderheidsverhouding kon sterrekundiges Cepheid-veranderlikes as standaardkerse gebruik om die afstande na verre trosse en selfs ander sterrestelsels te bepaal.

    is van jong sterre met 'n hoë metaal-gehalte (gemaak van gas met aansienlike hoeveelhede verwerkte materiaal van vorige generasies sterre) en is ongeveer 4 keer helderder as tipe II-Cepheids. Hieronder is die ligkromme (die plot van helderheid teenoor tyd) van 'n klassieke Cepheid uit die Hipparcos-databasis van veranderlike sterre.

kom van ouer & quotlow-metallicity & quot sterre (gemaak van minder besoedelde, meer oergas) en is ongeveer 4 keer minder helder as Type I. Hieronder is die ligkromme van 'n W Virginis Cepheid uit die Hipparcos databasis van veranderlike sterre. Let op die verskille in die vorm van die ligkromme. Die twee soorte Cepheids word van mekaar onderskei deur die vorm van die ligkromme-profiel. Ten einde die vorms te vergelyk sonder om u oor die polsperiodes te hoef bekommer, word die tydas gedeel deur die totale pulstydperk om die & quotfase & quot te kry: een pulsasieperiode = een & quotfase & quot.

Omdat die helderheid van Cepheids maklik vanaf die polsperiode gevind kan word, is dit baie handig om afstande te vind na die sterreswerms of sterrestelsels waarin hulle woon. Deur die oënskynlike helderheid van 'n Cepheid met die helderheid daarvan te vergelyk, kan u die afstand van die ster tot die omgekeerde vierkantige wet van die lighelderheid bepaal. Die omgekeerde vierkantige wet van lighelderheid sê die afstand tot die Cepheid = (kalibrasieafstand) & # 215 Sqrt[(kalibrasie helderheid) / (skynbare helderheid)]. Onthou dat helderhede in die groottestelsel gespesifiseer word, dus die helderheid van die kalibrasie (absolute grootte) is die helderheid wat u sou meet as die Cepheid op die kalibrasie-afstand van 10 parsek (33 ligjaar) was. In sommige gevalle kan die kalibrasie-afstand die alreeds bekende afstand wees na 'n ander Cepheid met dieselfde tydperk waarin u belangstel. Soos hieronder beskryf, is Cepheid-veranderlike sterre 'n belangrike skakel om die skaal van die heelal in te stel.

Vroeë metings van die afstande na sterrestelsels het nie rekening gehou met die twee soorte Cepheids nie en sterrekundiges het die afstande na die sterrestelsels onderskat. Edwin Hubble het die afstand tot die Andromeda-sterrestelsel in 1923 gemeet aan die hand van die periode-helderheidsverhouding vir tipe II-Cepheids. Hy het gevind dat dit ongeveer 900 000 ligjare weg was. Die Cepheids wat hy waargeneem het, was egter tipe I (klassieke) Cepheids wat ongeveer vier keer helderder is. Later, toe die onderskeid tussen die twee soorte gemaak is, is die afstand na die Andromeda-sterrestelsel met ongeveer verhoog twee keer tot ongeveer 2,3 miljoen ligjare. Onlangse studies met verskillende soorte voorwerpe en tegnieke het 'n groter afstand van 2,5 tot 3 miljoen ligjare aan die Andromeda-sterrestelsel gegee ('n meting met behulp van verduisterende binaries gee 'n afstand van 2,52 miljoen ligjare. 'N ander meting met behulp van rooi reuse gee 'n afstand van 2,56 miljoen ligjare gee 'n ander meting met behulp van Cepheids 2,9 miljoen ligjare en metings met behulp van RR-Lyrae gee 2,87 tot 3,00 miljoen ligjare).

RR Lyrae

RR Lyrae word aangetref in ou sterreswerms wat bolvormige trosse genoem word en in die sterre halo-deel van ons sterrestelsel. Al die RR Lyrae-sterre in 'n groep het dieselfde gemiddeld skynbare omvang. In verskillende trosse was die gemiddelde skynbare grootte anders. Dit is omdat alle RR Lyrae ongeveer dieselfde gemiddelde het absoluut grootte (= + 0,6, of 49 sonligsterkte). As die tros verder van ons af is, sal die RR Lyrae daarin groter skynbare groottes hê (onthou dat flouer voorwerpe groter groottes!).

RR Lyrae-sterre kan as standaardkerse gebruik word om die afstand tot ongeveer 760 000 parsec (ongeveer 2,5 miljoen ligjare) te meet. Die ligter Cepheid-veranderlikes kan gebruik word om afstande tot 40 miljoen parsec (ongeveer 130 miljoen ligjare) te meet. Hierdie afstande is duisende kere groter as die afstande na die naaste sterre wat met die trigonometriese parallaksmetode gevind word. Die metode van standaard kerse (omgekeerde vierkantige wet) bied 'n belangrike skakel tussen die meetkundige metodes van trigonometriese parallaks en die metode van die Hubble-Lema & icirctre-wet vir sterre in baie verre sterrestelsels. (Die Hubble-Lema & icirctre Law word later verder uiteengesit.) In werklikheid was hierdie verband tussen die parallaks en die Hubble-Lema & icirctre Law so deurslaggewend dat die deursnee van die Hubble Space Telescope se spieël hoofsaaklik bepaal is deur die groot spieël (die oplossingskrag daarvan) en ligversamelingskrag) sou nodig wees om Cepheids in die ander sterrestelsels uit te soek, en die Cepheid-afstandmeting van 18 sterrestelsels was een van die drie belangrikste projekte vir die Hubble-ruimteteleskoop gedurende sy eerste dekade van werking (sien ook). Al die pragtige foto's van ander voorwerpe gedurende daardie tyd was net 'n ekstra bonus.


Die vind van helderheid van 'n ster met grootte - Sterrekunde

Die helderheid van 'n ster is die totale hoeveelheid energie wat dit per sekonde vrystel. Die absolute grootte van 'n ster verwys gewoonlik na die totale hoeveelheid energie van 'n sekere soort lig (soos visueel of radio), maar kan reggestel word om alle soorte lig in te sluit. (Absolute grootte is eintlik net die skynbare grootte wat 'n ster sou hê as dit op 'n afstand van 10 parsek van die Aarde af was.) Die omvang van die helderheid van die sterre is enorm! Die helderste sterre het 'n helderheid van 100.000 keer groter as die son, die minste met 'n helder sterre het 'n helderheid van 10.000 keer kleiner as die son.

Ligsterkte, of absolute grootte, is nie so maklik om te meet soos vloed of skynbare helderheid nie. Om die vloed van 'n ster te meet, rig u eenvoudig 'n teleskoop op die ster en bereken u hoeveel energie die teleskoop per sekonde bereik. Die meting vertel ons hoe helder die ster is lyk. Om helderheid te vind, moet ons egter weet hoe helder die ster is regtig is, hoeveel energie dit uitstraal.

Om twee redes lyk sterre helder (of flou). Die eerste is dat dit regtig helder (of flou) kan wees. Die tweede is dat dit relatief naby (of baie ver weg) kan wees. Gestel ons het twee sterre met presies dieselfde ware helderheid. Stel jou voor dat ons een van die sterre plaas waar die son is en die ander een triljoen kilometers ver plaas. Die ster wat verder weg is, sal vir ons flouer lyk, alhoewel ons weet dat hy regtig dieselfde hoeveelheid energie uitstraal as die ster wat naby ons is. Dit beteken dat ons die afstand daarvan moet bepaal om die helderheid van 'n ster te bepaal. (Ons kan dit doen deur die metode van parallaks of deur 'n ander metode te gebruik.)

Sodra ons die ster se afstand ken, is dit maklik om die skynbare grootte te gebruik om sy absolute grootte te bepaal en die helderheid daarvan te skat. Al wat ons hoef te doen is om 'n eenvoudige formule (regs) te gebruik.

Hierdie formule stel dat die absolute grootte van 'n ster eenvoudig sy skynbare grootte + 5 is (5 keer die log van die ster se afstand). Dit klink miskien ingewikkeld, maar dit is maklik om in 'n sakrekenaar in te skakel. Sodra u die berekening gedoen het, het u die absolute grootte (en die helderheid)!

Daar is 'n eenvoudige formule wat die helderheid van 'n ster in verband bring met sy massa vir sterre in die hoofreeks. Dit is gewoonlik moeiliker om 'n ster se massa te vind as sy afstand. As die ster egter deel is van 'n binêre stelsel, kan ons die massa (en dus die helderheid daarvan) bepaal sonder om die afstand te bereken. (In hierdie geval kan ons die formule hierbo gebruik om die afstand tot die ster te vind. Dit is belangrik vir sterre wat te ver weg is om ons afstand deur die metode te kan meet deur parallaks.) Die verband tussen sterre massa en die helderheid daarvan is eenvoudig dat hoe massiewer 'n ster, hoe helderder is dit. Dit is omdat massiewe sterre meer swaartekrag het en daarom waterstof vinniger moet smelt om genoeg stralingsdruk te lewer om die ster teen swaartekrag te ondersteun. Ligter sterre, wat nie soveel massa het nie, het 'n laer swaartekrag en smelt hul materiaal dus nie so vinnig saam nie. Die massa-helderheidsverhouding word hieronder getoon:

Departement Sterrekunde, Universiteit van Maryland
College Park, MD 20742-2421
Telefoon: 301.405.3001 FAKS: 301.314.9067

Kommentaar en vrae kan aan Webmeester gerig word
Webtoeganklikheid


17.1 Die helderheid van sterre

Miskien is die belangrikste kenmerk van 'n ster die helderheid daarvan - die totale hoeveelheid energie op alle golflengtes wat hy per sekonde uitstraal. Vroeër het ons gesien dat die son elke sekonde 'n geweldige hoeveelheid energie uitsit. (En daar is sterre wat baie helderder is as die son daarbuite.) Om die vergelyking tussen sterre maklik te maak, gee sterrekundiges die helderheid van ander sterre aan die hand van die helderheid van die son. Die helderheid van Sirius is byvoorbeeld ongeveer 25 keer dié van die son. Ons gebruik die simbool LSon om die son se helderheid dus aan te dui, kan die van Sirius as 25 geskryf word LSon. In 'n latere hoofstuk sal ons sien dat as ons kan meet hoeveel energie 'n ster uitstraal en ons ook die massa daarvan ken, dan kan ons bereken hoe lank hy kan aanhou skyn voordat hy sy kernenergie opgebruik en begin sterf.

Skynbare helderheid

Sterrekundiges moet noukeurig onderskei tussen die helderheid van die ster (die totale energie-uitset) en die hoeveelheid energie wat toevallig ons oë of 'n teleskoop op aarde bereik. Sterre is demokraties in die manier waarop hulle bestraling produseer; hulle straal dieselfde hoeveelheid energie in elke rigting in die ruimte uit. Gevolglik bereik slegs 'n klein fraksie van die energie wat 'n ster afgee, 'n waarnemer op die aarde. Ons noem die hoeveelheid energie van 'n ster wat 'n gegewe gebied (byvoorbeeld een vierkante meter) elke sekonde hier op aarde bereik, sy skynbare helderheid. As jy na die naghemel kyk, sien jy 'n wye verskeidenheid skynbare helderhede tussen die sterre. Die meeste sterre is eintlik so dof dat u 'n teleskoop nodig het om dit op te spoor.

As alle sterre dieselfde helderheid gehad het - as hulle soos standaard gloeilampe met dieselfde liguitset was - sou ons die verskil in hul oënskynlike helderheid kon gebruik om iets te vertel wat ons baie graag wil weet: hoe ver hulle is. Stel jou voor dat jy in 'n groot konsertsaal of balletkamer is wat donker is, behalwe 'n paar dosyn 25 watt-gloeilampe wat in die toebehore rondom die mure geplaas is. Aangesien dit almal gloeilampe van 25 watt is, is hul helderheid (energie-uitset) dieselfde. Maar van waar jy in een hoek staan, doen hulle nie het dieselfde oënskynlike helderheid. Diegene naby u lyk helderder (meer van hul lig bereik u oog), terwyl diegene wat ver is, dowwer lyk (hul lig het meer versprei voordat dit u bereik het). Op hierdie manier kan u sien watter gloeilampe die naaste aan u is. Op dieselfde manier, as al die sterre dieselfde helderheid gehad het, kon ons dadelik aflei dat die sterre wat die helderste verskyn, naby was en dat die donkerste daar ver was.

Om hierdie idee meer presies vas te stel, onthou u uit die hoofstuk Straling en Spectra dat ons presies weet hoe lig vervaag met toenemende afstand. Die energie wat ons ontvang is omgekeerd eweredig aan die vierkant van die afstand. As ons byvoorbeeld twee sterre met dieselfde helderheid het en die een twee keer so ver as die ander een is, sal dit vier keer dowwer lyk as die nader. As dit drie keer verder weg is, sal dit nege (driehoekige) keer dowwer lyk, ensovoorts.

Helaas, die sterre het nie almal dieselfde helderheid nie. (Eintlik is ons baie bly daaroor, want die feit dat daar baie verskillende soorte sterre is, maak die heelal 'n baie interessanter plek.) Maar dit beteken dat as 'n ster dof in die lug lyk, ons nie kan sien of dit dof lyk nie, want dit het 'n lae helderheid maar relatief naby is, of omdat dit baie helder is maar baie ver is. Om die helderheid van sterre te meet, moet ons eers kompenseer vir die verduisteringseffekte van afstand op lig, en om dit te doen, moet ons weet hoe ver dit is. Afstand is een van die moeilikste van alle astronomiese metings. Ons sal terugkeer na hoe dit bepaal word nadat ons meer oor die sterre geleer het. Vir nou sal ons beskryf hoe sterrekundiges die skynbare helderheid van sterre spesifiseer.

Die grootteskaal

Die proses om die skynbare helderheid van sterre te meet, word genoem fotometrie (uit die Grieks foto wat “lig” beteken en -metry wat beteken "om te meet"). Terwyl ons Observing the Sky: The Birth of Astronomy gesien het, het die astronomiese fotometrie met Hipparchus begin. Rondom 150 v.G.J. het hy 'n sterrewag op die eiland Rhodes in die Middellandse See opgerig. Daar het hy 'n katalogus van byna 1000 sterre opgestel wat nie net hul posisies bevat nie, maar ook die skatting van hul skynbare helderheid.

Hipparchus het nie 'n teleskoop of instrument gehad wat die helderheid van die skyn akkuraat kon meet nie, en hy het bloot met sy oë beramings gemaak. Hy het die sterre in ses helderheidskategorieë gesorteer, waarvan hy elkeen 'n grootte genoem het. Hy het na die helderste sterre in sy katalogus verwys as sterre van die eerste grootte, terwyl sterre wat so flou was dat hy hulle skaars kon sien. Gedurende die negentiende eeu het sterrekundiges probeer om die skaal presies te maak deur presies vas te stel hoeveel die skynbare helderheid van 'n ster van die sesde grootte verskil van dié van 'n ster van die eerste grootte. Metings het getoon dat ons ongeveer 100 keer meer lig ontvang van 'n ster van die eerste grootte as van 'n ster van die sesde grootte. Op grond van hierdie meting het sterrekundiges dan 'n akkurate groottestelsel gedefinieër waarin 'n verskil van vyf groottes presies ooreenstem met 'n helderheidsverhouding van 100: 1. Daarbenewens word die groottes van sterre gedesimaleer, byvoorbeeld, 'n ster is nie net 'n "ster van die tweede grootte" nie, dit het 'n sterkte van 2,0 (of 2,1, 2,3, ensovoorts). Dus, watter getal gee u hierdie faktor 100 as u dit vyf keer vermenigvuldig? Speel op u sakrekenaar en kyk of u dit kan kry. Die antwoord blyk ongeveer 2,5 te wees, wat die vyfde wortel van 100 is. Dit beteken dat 'n sterkte van 1,0 ster en 'n sterkte van 2,0 ster in helderheid verskil met 'n faktor van ongeveer 2,5. Net so ontvang ons ongeveer 2,5 keer soveel lig van 'n sterkte van 2,0 ster as van 'n sterkte van 3,0. Wat van die verskil tussen 'n sterretjie van 1.0 en 'n sterretjie? Aangesien die verskil 2,5 keer vir elke “stap” van grootte is, is die totale helderheidsverskil 2,5 × 2,5 = 6,25 keer.

Hier is 'n paar reëls wat diegene wat nuut in hierdie stelsel is, kan help. As twee sterre met 0,75 sterkte verskil, verskil dit met 'n faktor van ongeveer 2 in die helderheid. As hulle 2,5 sterkte van mekaar is, verskil hulle in helderheid met 'n faktor van 10, en 'n 4-grootte verskil stem ooreen met 'n verskil in helderheid van 'n faktor van 40. U kan op hierdie punt vir u sê: 'Waarom gaan sterrekundiges voort om hierdie ingewikkelde stelsel van meer as 2000 jaar gelede te gebruik? ” Dit is 'n uitstekende vraag, en soos ons sal bespreek, kan sterrekundiges vandag ander maniere gebruik om uit te druk hoe helder 'n ster lyk. Maar omdat hierdie stelsel steeds in baie boeke, sterrekaarte en rekenaarprogramme gebruik word, het ons gevoel dat ons studente daaraan moes voorstel (alhoewel ons baie versoek het om dit uit te laat.)

Die helderste sterre, sterre waarna tradisioneel sterre van eerste grootte genoem word, het blykbaar (as dit akkuraat gemeet is) blyk te wees dat hulle nie helder was nie. Die helderste ster in die lug, Sirius, stuur ons byvoorbeeld ongeveer tien keer soveel lig as die gemiddelde ster van die eerste grootte. Op die moderne grootteskaal is Sirius, die ster met die helderste skynbare grootte, 'n sterkte van -1,5 toegeken. Ander voorwerpe in die lug kan selfs helderder vertoon. Venus is op sy helderste sterkte −4,4, terwyl die son −26,8 het. Figuur 17.2 toon die omvang van waargenome groottes van die helderste tot die vaagste, tesame met die werklike groottes van verskeie bekende voorwerpe. Die belangrikste feit om te onthou as u die grootte gebruik, is dat die stelsel agteruit gaan: die groter die omvang, die flouer die voorwerp wat u waarneem.


Ep. 196: Luminosity and Magnitude

Sterrekundiges meet die helderheid van sterre as grootte. Maar hierdie helderheid hang af van die afstand na die ster sowel as die totale hoeveelheid energie wat dit & # 8217; s uitpomp in die ruimte. En vanaf ons uitkykpunt hier op aarde kan voorkoms mislei.

Wys aantekeninge

Transkripsie: helderheid en versterking

Laai die transkripsie af
Fraser: Astronomy Cast Episode 196 vir Maandag 28 Junie 2010, Luminosity & amp Magnitude. Welkom by Astronomy Cast, ons weeklikse feite-gebaseerde reis deur die kosmos, waar ons u help om nie net te verstaan ​​wat ons weet nie, maar ook hoe ons weet wat ons weet. My naam is Fraser Cain, ek is die uitgewer van Universe Today, en saam met my is dr. Pamela Gay, 'n professor aan die Southern Illinois Universiteit Edwardsville. Hallo, Pamela, hoe gaan dit met jou?
Pamela: Dit gaan goed met my, hoe gaan dit met jou, Fraser?
Fraser: Ek gaan baie goed. So, ek dink ons ​​gaan & # 8230
Pamela: Gee aan die somer?
Fraser: Gee toe aan die somer. Dit is die laaste episode van die somer. Die datum hierop is 28 Junie & # 8230 wat ons Julie en Augustus gaan afneem. En met "gaan na" bedoel ek dat ons dit al gedoen het, en nou gaan ons dit net amptelik maak. Dus, geen episodes vanaf 28 Junie tot aan die begin van September nie, en dan gaan ons DragonCon doen, en ons gaan probeer om 'n live show daar te doen. Ons sal daar 'n regstreekse vertoning doen & # 8230 Dan sal die gewone skedule daarna voortgaan as u somer-reisskedule vergemaklik.
Pamela: Ons gaan u die vraagstukke terugbring, en ons gaan baie, baie hard probeer om terug te keer na ons ou & # 8230 wat ons op Maandag van stapel stuur & # 8230 wat ons op Donderdae van stapel stuur.
Fraser: Ja.
Pamela: Ons gaan probeer & # 8230 dit is 'n doel.
Fraser: Dit is 'n doel & # 8230. dis 'n droom. So DragonCon & # 8230 Arbeidsdag naweek & # 8230 in Atlanta. Albei van ons gaan daar wees. Ons gaan 'n lewendige weergawe van Astronomy Cast doen, en ons gaan op 'n klomp ander panele wees. Ons sal & # 8230 gaan t-hemde, CD's hê, so as u ons wil kom hang en ontmoet en vir 'n bier gaan drink, sal ons daar wees. Dit sal wonderlik wees.
Pamela: Ons hoop dat u almal Astronomy Cast-t-hemde sal kry. Hulle is mooi!
Fraser: Hulle is redelik cool. Ek hou eintlik daarvan.
Pamela: Ja, Luke Hayes het ons CD's gedoen en Justin Ogleby ons T-hemde. En ons is lief vir al ons wonderlike kreatiewe luisteraars soos hierdie twee.
Fraser: O en dan ook Donderdagaand, op die 2de & # 8230 is dit reg?
Pamela: Ja.
Fraser: Ons hou die sterpartytjie?
Pamela: Ja & # 8230 Maria Walters, een van die skepchicks, reël 'n sterparty van Moon Over Cancer om geld in te samel om kanker te help verslaan in die naam van die Blue Collar Scientist, Jeff Medkeff. Ek en Fraser sal daar wees. Ek hou 'n toespraak oor burgerwetenskap. Ons hoop dat die res van u ons sal help om geld in te samel vir die Amerikaanse Kankervereniging.
Fraser: En daar is inligting op die Atlanta Skeptics-webwerf en ook op DragonCon & # 8230 op hul webwerf. En ek is seker dat ons 'n paar skakels in die Show Notes sal hê. Ok, goed, dan kom ons gaan voort met die program. Sterrekundiges meet die helderheid van sterre as grootte. Maar hierdie helderheid hang af van die afstand tot die ster sowel as die totale hoeveelheid energie wat dit in die ruimte uitpomp. Vanuit ons uitkykpunt hier op aarde kan voorkoms mislei. Laat ons dus 'n bietjie terminologie uit die weg ruim. Wat is die helderheid?
Pamela: Dit is 'n maatstaf vir hoeveel stroom fotone & # 8230 hoeveel fotone per vierkante meter gemeet in eenhede energie van 'n voorwerp afkom.
Fraser: En dan grootte?
Pamela: Magnitude is 'n manier om die lineêre getalle te neem en om te sit in wat u oë sien. As u dus die helderheidsgetal verdubbel, verdubbel die aantal fotone. As u die aantal in grootte-stelsels verdubbel, is dit 'n mal logaritmiese skaalgek.
Fraser: Maar die punt is dat daar twee soorte grootte is, net & daar is absolute grootte en skynbare grootte.
Pamela: Ja. En albei het hierdie mal nie-lineêre manier om na die getalle te kyk. Maar die skynbare omvangstelsel is hoe helder iets in die lug lyk. Jy kyk op, jy sien dit, jy gaan & # 8230 oh, dit is grootte 3. Maar absolute grootte is soortgelyk aan die nommer wat jy op 'n gloeilampkas gelees het. As jy 'n kilometer van die gloeilamp af is, is dit nie so helder nie. As jy reg langs die gloeilamp is, is dit regtig helder. Maar in albei gevalle gaan dit dieselfde helderheid wees & # 8230 dieselfde absolute grootte as wat daar op die kassie staan ​​& # 8230 100 Watt, of wat ook al.
Fraser: Waarom maak dit saak?
Pamela: Wel, as u probeer uitvind hoe u twee voorwerpe kan vergelyk & # 8230 as ek in die lug kyk na 'n baie nabygeleë gemiddelde alledaagse ster, kan dit lyk asof dit dieselfde helderheid is as 'n enorme, reuse, heelal verslindende & # 8230 nie regtig nie, hulle doen dit nie & # 8230 reusehonderd sonmassa-ster wat aan die ander kant van die sterrestelsel van ons af is.
Fraser: Regs, sommige van die naaste sterre is onsigbaar, en sommige van die helderste sterre is die verste. Tog in die lug & # 8230
Pamela: Hulle lyk dieselfde.
Fraser: Dit is moeilik om hulle te onderskei. Ja, ja & # 8230.
Pamela: En dit is skynbare helderheid.
Fraser: Reg.
Pamela: Dus, as ek 'n sinvolle vergelyking van hierdie twee voorwerpe wil tref, dan is dit waar die helderheid inkom. Dit is waar die absolute grootte inkom. Absolute grootte is die getal wat u kry as albei voorwerpe tien parsek was & # 8230 ongeveer 30 ligjare weg & # 8230 weg van jou.
Fraser: Ek het dus die groottestelsel al gesien. Daar is 'n nommer wat verband hou met die helderheid van al die voorwerpe. Die maan het hierdie grootte & # 8230 die son het die grootte. Die donkerste sterre wat met die blote oog sigbaar is, het so 'n groot omvang.
Pamela: Ses.
Fraser: So waar gee dit & # 8230 dit nie weg nie! Waar kom hierdie numeriese stelsel dan vandaan? What’s the history of this?
Pamela: Well, it was first documented by Ptolemy and it probably came originally from Hipparchus. The system starts with the rather simple… let’s take the brightest stars in the sky, call them magnitude 1. Take the faintest stars in the sky, call them magnitude 6 and build in between where from 1 to 2 is roughly a doubling. From 2 to 3 is roughly a doubling according to your eyeball. Now our eyeballs are not linear systems. This is the problem. What your eye sees as twice as bright, your little detector that you have for your camera won’t. But it was a system to start with. It got worked with for a long time and then it was realized… well, you know, maybe there’s a bunch of stuff out there that’s even brighter. Then the system got reworked with the star Vega, which is one of the brightest Northern Hemisphere stars, but not the brightest just one of the brightest. It got redone as magnitude zero. We based the entire system on magnitude zero at a given time through a given detector through a given filter set. Now we realize that Vega is actually magnitude 0.03. Good enough. So the system is based on Vega – zero faintest thing your human eye can see under normal dark skies, unless you’re a super human person… Steve O’Meara can see fainter than that, that’s magnitude six. In most big cities you can see magnitude 4.
Fraser: So, I guess in the olden days, this was all done visually… and that must have been really open to interpretation. Everybody’s eyes are a little different. Trying to say that this star is brighter and that star is dimmer, I think it’s a 4… I think it’s a 5… 5.2! It must have been a really inexact science. Then, now, we have these modern instruments, right, where a CCD can tell you exactly how many photons are falling on it and give you an exact measurement.
Pamela: Well, the crazy thing is how inexact it wasn’t! The human eye is a very accurate measure as long as you have things that you know their brightness. So you start with Vega you label it zero. Then you move your way across the sky, labeling things that are known standards. Now, if you can get a bunch of people to agree on a handful of stars scattered across the sky, and their brightnesses, it’s possible to work your way down from that. And what organizations like the American Association of Variable Star Observers have found is that human beings, if they’re looking at objects nearby on the sky, and they know that this one’s magnitude 12.4… well, that would be binoculars… this one’s magnitude 3.4, this one over here is 3.9, this one over here is 3.2… what’s this one in the middle? It’s in the 3-range as well. They can, in the case of the best observers, get it accurate down to an extra decimal point. It’s 3.46. And there’s some error in that, but they’re tracking the CCD measurements. So if you take the best observers and you average their measurements together, and then compare it to a CCD, you can see all the same nuances in a light curve.
Fraser: So then as you say, the magnitude scale is a doubling of light. So to go from six to five, you’re seeing twice as much light coming from the star.
Pamela: So, this is where what you perceive differs from reality. It’s really a logarithmic system, so the reality is, between a magnitude one star and a magnitude six star, there’s a factor of 100 times in the actual light coming off of it.
Fraser: And astronomers have then added all of the objects into this scale. So things can be a lot brighter than zero, and this is where it gets kinda weird, and things can be a lot dimmer than six.
Pamela: Right. It turns out that really bright stars like Sirius, they end up with negative magnitudes. It’s always curious to say well, Sirius is the brightest star and it has a magnitude of -1.4. Only in astronomy would that happen. The sun, it’s a magnitude -26.7. Full moon, again, -12.7. We like point sevens, apparently. But then faint objects… the Hubble Space Telescope… it can at its deepest magnitudes, according to some of the websites I’ve looked at, get down to magnitude 30. So the idea that these really high numbers are really faint objects is a little bit brain breaking when you’re first learning how to do the magnitude system.
Fraser: So if we could start it all over again, somebody would set the sun as zero and go up from there… or backwards.
Pamela: I don’t know the best way to set it. So the problem is we’re used to higher numbers means bigger. So does that mean that you start off by setting the sun as a million and work your way backwards? How do we do that so that we get the ordering correct? We just don’t know that. It’s a confused system, but trying to come up with a replacement system for the human eye is something we don’t quite know how to do. This is where radio astronomers… your eye never saw in radio… so they can take certain liberties without confusing people. They simply count photons. They talk about how many Janskies… how much energy they got… in a perfectly linear system.
Fraser: But they do that on the high end of the scale, too, with gamma rays and they’re getting shot by bullets… you can really feel them… as opposed to just how much light there is.
Pamela: Right. So there you start talking about how many electron volts, how many mega electron volts, you have coming from an object. So, depending on what part of the electromagnetic spectrum you’re in, we like to switch our units up. When you fall into that optical range where the human eye can see, not only do we switch up our units, but we change the scale entirely. It’s awkward.
Fraser: Right, and there are a few problems with this. The luminosity is the total amount of energy being fired out from this body, from this star. How much is it emitting in all wavelengths, right? While the magnitude is just the measurement of it individual.
Pamela: And magnitudes, we use different filters. It originated with the human eye, which we now call the V-filter… the visual filter. We’ve figured out how to take glass and change the glass’ properties so that the light that passes through the glass is similar in characteristic to the amount of light and the colors of light that your eye perceives. But then we also like to look at objects using red filters that highlight things like Mira variables and distant galaxies. We like to look at things with blue filters that highlight star formation. All these different filters you get a different magnitude… you get a different amount of light coming through the filter depending on the color of the object. An object’s temperature decides what color it is. So it’s a vary complicated system. With Vega, they pegged it at zero in several different colors. But then when we talk about luminosity, that’s all the colors and in magnitude we do use this work “bolometric” to refer to the bolometric magnitude is the magnitude the object would have if you could measure its light in every single wavelength.
Fraser: Right, ok… so the bolometric magnitude… that’s a way to get a sense of what a star would look like if you could see with your eyeballs in every wavelength. So that kind of solves that problem. But the other big problem that we have with magnitude is that distance is everything. We look at a star in the sky and we see it at a certain level of brightness, but that doesn’t tell you at all how bright it truly is. So how do astronomers figure this out?
Pamela: Well, we do lots of calculations. Luckily, there’s certain stars that are close enough that we can tell just by the Earth’s motion from June to December, as we go from one side of the sun’s orbit to the other, we can tell how far away they are by how they appear to move against distant background galaxies. This is the same way you might measure the distance to your television set by blocking the television set out first with your thumb looking at it with your left eye, and then closing your left eye and opening your right eye and seeing how much your thumb moved. That will give you, rather, not the distance to your television, but the distance to your thumb. The television is a distant non-moving object, and you can see the angle your thumb moves, you can measure with a ruler the separation between your two pupils. Then, if you like trigonometry, you can then calculate how far away your thumb was when you made these measurement.
Fraser: Everybody do this right now! I don’t care if you’re in a bus… where you are… stick your arm out, put your thumb up, and then just switch eyeballs, and look at how your thumb moves back and forth against the background. And you can calculate the distance to your thumb that way.
Pamela: And so we use that principle with stars and distant galaxies. Instead of eyeball to eyeball, we do Earth’s orbit on one side of the sun to Earth’s orbit on the other side of the sun. Once we know the distance to an object, and once we know how bright it appears, thanks to physics we know how the light changes with distance. It actually… as the distance goes up, it goes as the square of the distance. So if something goes from one foot away from me to three feet away from me, I’ll actually get one ninth the amount of light from that object. Using that physics of calculating how the amount of light we receive changes with changing distance, we’re able to build up a picture of… ok, that object at that known distance has this absolute magnitude, this actual luminosity. This other type of object… it’s completely different, but now I know with this other type of object that I can also measure its distance, I can also measure its brightness, I can calculate its luminosity. So we build up this picture of what all these different objects look like. And when we’re lucky, we look at the same type of object 30 times, and its always exactly the same. Unfortunately, that doesn’t happen very much. That pretty much happens for standard candle objects… things like RR Lyrae stars, Cepheid variable stars, Type IA supernovae, which luckily haven’t gone off close enough that we can measure them via parallax. But we’ve been able to calibrate those using Cepheids and RR Lyraes. We start to build a picture one object at a time, getting more and more distant in the universe, of standard candles. Then we start going… ok, this object I don’t understand is orbiting this object I do understand. So now I know its brightness and luminosity, thanks to calculations, as well.
Fraser: But, you cannot use the brightness or magnitude to determine its distance. You have to get at the distance some other way, and then once you have that, and you know its current brightness, you can then calculate how bright it really is… its luminosity. And its absolute magnitude.
Pamela: Yeah. Getting at distances is one of the most important and most difficult things we do in astronomy. It’s so hard to measure distances. We actually did, I believe, an entire show dedicated to distances. And if I hallucinated this, we’ll record that next.
Fraser: No, no it’s one of our early ones… Measuring Distance in the Universe. And it’s like this ladder, right, with up close you’ve got one method, and then you’ve got your next method of measuring distance, and they kind of overlap and that’s how you know. You use one to validate the other one. You keep going up this ladder, all the way out to being able to measure to the very edge of the universe.
Pamela: It’s amazing how we build the pieces together. It’s only because we have this wonderful ladder that we can start to say… hey, I know exactly how bright you are… when we’re looking at our favorite galaxies and our most distant super-clusters of galaxies.
Fraser: So, what is one of the most luminous objects that we know of?
Pamela: Well, that’s one very simple answer if you want something that lasts more than a few seconds, and that’s quasars. An individual quasar… this is the heart of a galaxy that may not be that different from our own Milky Way galaxy, but all galaxies, as far as we know, have super-massive black holes in their centers… black holes that can be as much as a one followed by eight zeroes (100,000,000) times bigger than our sun. So that’s ten a hundred million…
Fraser: Hundred million… one billion… yeah, they can be a hundred million to a billion times more massive than the sun, right?
Pamela: Yeah, so we have reached the point where we have to add so many zeroes to things that we start talking in scientific notation. So, these black holes are 108 times bigger than our sun, in many cases. Now when an object falls into one of these giant black holes, it gets shredded to bits. Not only does it get shredded to bits, but it gets accelerated violently as it gets shredded to bits. And if a whole lot of stuff is falling in at once, as it tries to accelerate in, there’s this whole process involving angular momentum which is mathematically complicated, but the core piece of information is that it has to dump energy. It dumps a lot of this energy as light. So one of these quasars… one of these angry feeding black holes in the center of the galaxy… they can be by themselves a hundred times brighter than our Milky Way. Not brighter than our sun, our entire galaxy. So, that is to say nothing else, a massively bright object.
Fraser: And yet, they’re so incredibly far away that you need the Hubble Space Telescope to see them.
Pamela: Not all of them…
Fraser: No, no, no… but you need a good telescope to see them. Even though they are the most luminous objects in the universe, you can’t see any with your eyes.
Pamela: There is one exception. I, personally, when I look through telescopes my eyes are kind of bad… I’m one of those people who in dark skies can see like 5th magnitude on a good day. But there’s one quasar that is in the magnitude 12 range that you can go out and you can actually see with your own eyes…
Fraser: In a telescope…
Pamela: In a backyard telescope… you do need a telescope somewhere.
Fraser: Right, right. But you’re not going to see it with your own eyes… the unaided eye.
Pamela: No, no. You do need a telescope. This is 3C 273. It’s one of the nearest… it’s one of the brighter… in terms of objects in the sky… apparent brightness—we don’t know absolute brightness. But these are really fascinating objects. So for things that last more than a minute or two, they’re pretty impressive.
Fraser: And the most luminous object in our galaxy?
Pamela: In our galaxy is probably going to be one of the newborn stars. They actually just recently found a star that is 250, they think, solar masses in size.
Fraser: Which is impossible…
Pamela: Well, that’s what we thought. But the thing is, when they first start forming, it hasn’t yet reached the point that it has shed enough mass.
Fraser: Right. I see… so it’s so young that it hasn’t gotten down to a “possible” mass. So it’s now in the process of shedding all that mass.
Pamela: So that’s probably the brightest thing out there, and I have to admit I’m currently in the process of counting zeroes on my screen… so we’re looking at stars 100 times as massive as the sun are ten million times its brightness. So, these are bright… and luminous… and luminous is what actually matters in this case.
Fraser: Right. It’s like Eta Carinae is in that camp. That’s a star that you can see…
Pamela: If you’re in the Southern Hemisphere….
Fraser: … with the unaided eye, and it’s half the galaxy away. Yet it’s a star that you can see. It’s quite amazing.
Pamela: And it’s worth the telescopic look because there’s an amazing nebula around it. And this is where what Fraser and I were just saying about mass loss comes into play. It’s shedding its mass because it’s a crazy young star doing crazy young star things… like shedding mass in violent outbursts that we don’t fully understand.
Fraser: And not exploding…
Pamela: And not exploding yet…
Fraser: Which it should…
Pamela: It will. Maybe not in our lifetime… but I want it to! I want it to!
Fraser: I know. So then how bright is something that’s very dim and close? I mean how far down are these things detectable? You say magnitude 30 for Hubble? What is that?
Pamela: That would be a very distant galaxy… that would be a distant small star. Some of the brown dwarfs that seem to be reasonable distances can get that faint.
Fraser: Planets orbiting other stars?
Pamela: Well, that depends on what color your looking in. Spitzer’s able to make these planets out. So there, they’re heated up by their sun’s light… if they’re too close to their sun, and they start to become reasonably visible.
Fraser: But would that be Hubble’s just getting a couple of photons from an object and that’s it?
Pamela: Pretty much. It’s really amazing how few photons you’re dealing with. One of the things that amazes me, especially as you start to get to the higher energies, is that a good detection might be six photons, but each of those photons carries a huge amount of energy in it for a photon. For high energy, every photon gets counted… and that’s pretty amazing.
Fraser: But couldn’t they use Hubble, detect one photon, and call that the photon from the most distant galaxy ever recorded?
Pamela: Not so much. So the problem with this is that you run into noise. The universe is filled with these annoying things called cosmic rays, as well. So if you only see a high energy photon, or a visual energy photon, or a photon of any color for that matter… you can’t say it’s from a distant galaxy or it’s from some radioactive decay that happened on the planet Earth and went through the bottom of your telescope.
Fraser: Right… or my television.
Pamela: Right. Exactly.
Fraser: I probably should not get a television that’s shooting gamma rays at me… ok, well I think that covers our depth into the brightness… our descent into brightness… so that’s great. So as we mentioned at the beginning of the show, this is going to be the last episode for the summer, so if you’re getting this and you’re wondering… are they stopped producing shows? No, it’s just summer. We’ll be back in September.
Pamela: And we’re hoping to get back to our normal twice a week schedule and fully recover from my travel and everything else that has blighted us.
Fraser: And we hope to see you at DragonCon.
Pamela: See you all there!
Fraser: Alright, thanks, Pamela!
Pamela: See you later, Fraser!

This transcript is not an exact match to the audio file. It has been edited for clarity.


The absolute magnitude of a star, M is the magnitude the star would have if it was placed at a distance of 10 parsecs from Earth. By considering stars at a fixed distance, astronomers can compare the real (intrinsic) brightnesses of different stars. The term absolute magnitude usually refers to the absolute visual magnitude, Mv of the star, even though the term ‘visual’ really restricts the measurement of the brightness to the wavelength range between 4,000 and 7,000 Angstroms.

To convert the observed brightness of a star (the apparent magnitude, m) to an absolute magnitude, we need to know the distance, d, to the star. Alternatively, if we know the distance and the apparent magnitude of a star, we can calculate its absolute magnitude. Both calculations are made using:

with m – M known as the distance modulus and d measured in parsecs.

The apparent magnitudes, absolute magnitudes and distances for selected stars are listed below:

Star mv Mv d (pc)
Sun -26.8 4.83 0
Alpha Centauri -0.3 4.1 1.3
Canopus -0.72 -3.1 30.1
Rigel 0.14 -7.1 276.1
Deneb 1.26 -7.1 490.8

Although Rigel appears brighter than Deneb in the sky (it has a smaller apparent magnitude), they actually have the same real brightness (their absolute magnitudes are the same). The apparent difference in brightness arises because Deneb is much further away than Rigel.

Study Astronomy Online at Swinburne University
All material is © Swinburne University of Technology except where indicated.


Questions

  1. What type are the majority of stars in the Pleiades cluster?
  2. In blue, circle the most massive star/s on your Colour-Magnitude plot.
  3. In red, circle the least massive group of stars on the diagram.
  4. What is the source of fuel for all the stars shown on the diagram?
  5. Comment on the relative age of the stars. Are they young or old? How can you tell?
  6. Look at the photo of the Pleiades below. Is there any visible evidence to support your answer to question 5? What does this evidence suggest about the origin of stars?

Calculate the Absolute (visual) Magnitude, M of each of the Pleiades stars (easy if your data is already on a spreadsheet). You will have to rewrite the equation first.


Kyk die video: Liefdes legging: Iemand is jaloers op jou - Zielenpad - Voorzichtige liefdes aanbod. (Februarie 2023).