Sterrekunde

Hoe hang die verskil in bolometriese groottes nie af van die sterre se straal nie?

Hoe hang die verskil in bolometriese groottes nie af van die sterre se straal nie?


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.

Die verskil van twee bolometriese groottes word gegee deur:

$$ M_ {bol, ★} - M_ {bol, ☉} = -2.5 cdot log left ( frac {L_ ★} {L_☉} regs) $$

Maar Pogson se vergelyking is:

$$ M_ {bol, ★} - M_ {bol, ☉} = -2.5 cdot log left ( frac {F_ ★} {F_☉} right) $$

waar $ F_ ★ = frac {L_ ★} {4 pi R ^ 2} $, hoekom is die eerste vergelyking nie afhanklik van die radius nie?


Die R in die vergelyking is die afstand van die ster tot waarnemer, nie die sterradius nie. Die lig wat deur die ster uitgestraal word, word op 'n sfeer met 'n radius R versprei, en wanneer die lig na die aarde kom, sal die sfeer 'n radius hê wat gelyk is aan die afstand Aarde-ster.

Daarom gaan die tweede verhouding vir die twee strome oor die skynbare groottes (wat die helderheid van 'n astronomiese voorwerp wat vanaf die aarde waargeneem word, beskryf), $$ m-m_ odot = -2.5 log F / F_ ​​ odot $$

Die eerste verhouding is goed. Die absolute groottes hou verband met die helderheid van die ster (die totale energievloei wat die ster uitstraal) en is nie afhanklik van die afstand tot die waarnemer nie.


Absolute omvang

Absolute omvang ( M ) is 'n maatstaf van die helderheid van 'n hemelvoorwerp, op 'n omgekeerde logaritmiese astronomiese grootteskaal. Die absolute grootte van 'n voorwerp word gedefinieer as gelyk aan die skynbare grootte wat die voorwerp sou hê as dit van 'n afstand van presies 10 parsek (32,6 ligjaar) gesien sou word, sonder om sy lig uit te wis (of verdof) as gevolg van absorpsie deur interstellêr. materie en kosmiese stof. Deur alle voorwerpe hipoteties op 'n standaardverwysingsafstand van die waarnemer te plaas, kan hul helderheid direk op grootskaal vergelyk word.

Soos met alle astronomiese groottes, kan die absolute grootte gespesifiseer word vir verskillende golflengte wat ooreenstem met die gespesifiseerde filterbande of slaagbande vir sterre. Die absolute grootte word gewoonlik aangehaal absolute visuele grootte, wat die visuele (V) band van die spektrum gebruik (in die UBV-fotometriese stelsel). Absolute groottes word aangedui met 'n hoofletter M, met 'n teken wat die filterband voorstel vir meting, soos MV vir absolute grootte in die V-band.

Hoe helderder 'n voorwerp is, hoe kleiner is die numeriese waarde van sy absolute grootte. 'N Verskil van 5 groottes tussen die absolute groottes van twee voorwerpe stem ooreen met 'n verhouding van 100 in hul helderheid, en 'n verskil van n groottes in absolute grootte stem ooreen met 'n helderheidsverhouding van 100 n / 5. Byvoorbeeld, 'n ster van absolute grootte MV= 3.0 sou 100 keer so helder wees as 'n ster van absolute grootte MV= 8.0 soos gemeet in die V-filterband. Die son het absolute grootte MV= + 4,83. [1] Baie helder voorwerpe kan negatiewe absolute groottes hê: die Melkwegstelsel het byvoorbeeld 'n absolute B-grootte van ongeveer -20,8. [2]

'N Voorwerp is absoluut bolometries grootte (Mbol) verteenwoordig sy totale helderheid oor alle golflengtes, eerder as in 'n enkele filterband, soos uitgedruk op 'n logaritmiese grootteskaal. Om van 'n absolute grootte in 'n spesifieke filterband na absolute bolometriese grootte om te skakel, word 'n bolometriese regstelling (BC) toegepas. [3]

Vir liggame van die sonnestelsel wat in weerkaatsde lig skyn, word 'n ander definisie van absolute grootte (H) gebruik, gebaseer op 'n standaardverwysingsafstand van een astronomiese eenheid.


Inhoud

In ster- en galaktiese sterrekunde is die standaardafstand 10 parsek (ongeveer 32,616 ligjaar, 308,57 petameters of 308,57 triljoen kilometer). 'N Ster met 10 parsek het 'n parallaksie van 0,1 millimeter boogsekondes. Sterrestelsels (en ander uitgebreide voorwerpe) is baie groter as 10 parsek, hul lig word uitgestraal oor 'n lang hemelruim en hul algehele helderheid kan nie direk wees nie. vanaf relatiewe kort afstande waargeneem, maar dieselfde konvensie word gebruik. Die grootte van 'n sterrestelsel word gedefinieër deur al die lig wat oor die hele voorwerp uitgestraal word te meet, en die geïntegreerde helderheid te behandel as die helderheid van 'n enkele puntagtige of steragtige bron, en bereken die grootte van die puntagtige bron soos dit sou voorkom as dit op die standaardafstand van 10 parsek waargeneem word, 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, . Hierdie regstelling is nodig omdat baie warm sterre meestal ultravioletstraling uitstraal, terwyl baie koel sterre meestal infrarooi bestraling uitstraal (sien die wet van Planck).

Baie sterre wat met die blote oog sigbaar is, het so 'n lae absolute omvang dat dit helder genoeg sou wees om skaduwees te werp as hulle 10 parsek van die aarde af was: Rigel (−7.0), Deneb (−7.2), Naos (−6.0), en Betelgeuse (−5.6). Ter vergelyking het Sirius 'n absolute grootte van 1,4, wat helderder is as die son, waarvan die absolute visuele grootte 4,83 is (dit dien eintlik as verwysingspunt). Die son se absolute bolometriese grootte word willekeurig gestel, gewoonlik op 4,75. [1] [2] Absolute groottes van sterre wissel oor die algemeen 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).

Berekening

Vir 'n weglaatbare uitwissing kan 'n mens die absolute grootte bereken van 'n voorwerp gegewe sy oënskynlike omvang en helderheidsafstand :

waar is die ster se werklike afstand in parsek (1 parsek is 206 265 astronomiese eenhede, ongeveer 3,2616 ligjare). Vir baie groot afstande bemoeilik die kosmologiese rooi verskuiwing die verband tussen absolute en skynbare 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.

Vir nabygeleë sterrekundige voorwerpe (soos sterre in die Melkweg), is die helderheidsafstand DL is byna identies aan die werklike afstand tot die voorwerp, want die ruimtetyd binne die Melkweg is amper Euclidies. Vir veel verre voorwerpe is die Euklidiese benadering nie geldig nie, en algemene relatiwiteit moet in ag geneem word by die berekening van die helderheidsafstand van 'n voorwerp.

In die Euklidiese benadering vir nabygeleë voorwerpe, die absolute grootte van 'n ster kan bereken word uit sy skynbare grootte en die ster se parallaks in boogsekondes:

U kan ook die absolute grootte bereken van 'n voorwerp gegewe sy oënskynlike omvang en afstand modulus :

Voorbeelde

Rigel het 'n visuele grootte van en afstand ongeveer 860 ligjare

Vega het 'n parallaks van 0.129 ", en 'n skynbare grootte van +0.03

Alpha Centauri A het 'n parallaks van 0.742 "en 'n skynbare grootte van -0.01

Die Black Eye Galaxy het 'n visuele grootte van mV= + 9,36 en 'n afstandsmodus van 31,06.

Skynbare omvang

Gegewe die absolute omvang , vir voorwerpe binne die Melkweg kan u ook die skynbare grootte bereken vanaf enige afstand (in parsek):

Die helderheidsafstand vir voorwerpe op baie groot afstande (buite die Melkweg) DL moet gebruik word in plaas van d (in parsek).

Gegewe die absolute omvang , kan u ook die skynbare grootte bereken uit sy parallaks :

Bereken ook die absolute grootte vanaf afstand modulus :

Bolometriese grootte

Bolometriese grootte stem ooreen met die helderheid, uitgedruk in grootte-eenhede, dit is, na inagneming van alle elektromagnetiese golflengtes, insluitend dié wat nie waargeneem is nie as gevolg van instrumentale slaagband, die Aarde se atmosferiese absorpsie en uitwissing deur interstellêre stof. In die geval van sterre met min waarnemings, moet dit gewoonlik bereken word met die veronderstelling dat die temperatuur effektief is.

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

is die son (sol) se helderheid (bolometriese helderheid) is die ster se helderheid (bolometriese helderheid) is die bolometriese grootte van die son is die bolometriese grootte van die ster.

In Augustus 2015 het die Internasionale Astronomiese Unie Resolusie B2 [3] aanvaar wat die nulpunte van die absolute en skynbare bolometriese grootteskaal in SI-eenhede definieer vir krag (watt) en bestraling () onderskeidelik. Alhoewel bolometriese 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, wat in kombinasie met verkeerde veronderstelde absolute bolometriese groottes vir die son kan lei tot stelselmatige foute in die geskatte sterligsterkte (en sterrekundige eienskappe bereken wat staatmaak op sterligsterkte, soos radius, ouderdomme, ens.) .

IAU 2015 Resolusie B2 definieer 'n absolute bolometriese grootte skaal waar stem ooreen met die helderheid 7028301280000000000 ♠ 3.0128 × 10 28 watt, met die helderheid van die nulpunt stel so dat die son (met nominale helderheid 7026382800000000000 ♠ 3,828 × 10 26 watt) ooreenstem met die absolute bolometriese grootte . As u 'n stralingsbron (byvoorbeeld ster) op die standaardafstand van 10 parsek plaas, volg die nulpunt van die skynbare bolometriese grootteskaal. stem ooreen met bestraling = 6992251802100199999♠ 2.518 021 002 × 10 −8 . Met behulp van die IAU 2015-skaal, word die nominale totale sonbestraling ("sonkonstante") gemeet op 1 sterrekundige eenheid () stem ooreen met 'n skynbare bolometriese grootte van die Son van .

Na die IAU 2015 Resolusie B2-stelsel is die verband tussen 'n ster se absolute bolometriese grootte en sy helderheid nie meer direk gekoppel aan die son se (veranderlike) helderheid nie:

is die ster se helderheid (bolometriese helderheid) in watt is die nulpuntligsterkte 7028301280000000000 ♠ 3.0128 × 10 28 watt 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 = 4,74, 'n waarde wat voor die IAU-resolusie in 2015 algemeen deur sterrekundiges aangeneem is.

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

gebruik die veranderlikes soos voorheen omskryf.


Die RR Lyrae Stars

Die RR Lyrae-sterre speel al meer as vyftig jaar 'n prominente rol in probleme met die galaktiese struktuur, eers as afstandsaanduiders en meer onlangs as bevolkingsaanwysers. Dit is die gevolg van die skynbare homogeniteit van die groep, die groot aantal in die Melkweg en hul matige hoë helderheid wat hulle op groot afstande sigbaar maak. In die afgelope dekade het dit egter duidelik geword dat RR Lyrae-sterre in baie waarneembare parameters heterogeen is. Hierdie heterogeniteit beperk hul bruikbaarheid in sommige kontekste en verhoog die waarde daarvan in ander. Benewens hul toepassings in galaktiese navorsing, is die RR Lyrae-sterre van huidige astrofisiese belang vanweë die lynverdubbeling en emissie wat tydens stygende lig plaasvind, die veelvuldige periodes wat in baie daarvan gevind word, en verskillende ander fase- en periode- afhanklike verskynsels wat die teorie van sterelpulsasie beïnvloed. In hierdie oorsig som ons die onlangse ontwikkelinge op hierdie gebiede op.


Sterre bewegings

Akkurate posisie-metings maak dit moontlik om die beweging van 'n ster oor die siglyn te bepaal (dws loodreg op die waarnemer) - sy regte beweging. Die hoeveelheid behoorlike beweging, aangedui met μ (in boogsekondes per jaar), gedeel deur die parallaks van die ster en vermenigvuldig met 'n faktor van 4,74 is gelyk aan die tangensiële snelheid, VT, in kilometer per sekonde in die vlak van die hemelse sfeer.

Die beweging langs die siglyn (d.w.s. na die waarnemer), wat radiale snelheid genoem word, word direk verkry vanaf spektroskopiese waarnemings. As λ die golflengte is van 'n kenmerkende spektrale lyn van een of ander atoom of ioon in die ster en λL is die golflengte van dieselfde lyn wat in die laboratorium gemeet word, dan is die verskil Δλ, of λ - λL, gedeel deur λL is gelyk aan die radiale snelheid, VR, gedeel deur die snelheid van die lig, c— Naamlik Δλ / λL = VR/c. Skuif van 'n spektrumlyn na die rooi punt van die elektromagnetiese spektrum (d.w.s. positief) VR) dui resessie aan, en dié na die blou einde (negatief) VR) benadering aandui (sien Doppler-effek rooi verskuiwing). As die parallaks bekend is, word die metings van μ en VR stel die ruimtebeweging van die ster in staat. Normaalweg word radiale snelhede gekorrigeer vir die rotasie van die aarde en vir die beweging daarvan om die son, sodat dit verwys na die siglynbeweging van die ster met betrekking tot die son.

Beskou 'n toepaslike voorbeeld. Die regte beweging van Alpha Centauri is ongeveer 3,5 boogsekondes, wat op 'n afstand van 4,4 ligjaar beteken dat hierdie ster 0,00007 ligjaar in een jaar beweeg. Dit het dus 'n geprojekteerde snelheid in die lugvlak van 22 km per sekonde. (Een kilometer is ongeveer 0,62 myl.) Wat beweging langs die siglyn betref, is Alpha Centauri se spektraallyne effens blouskuif, wat 'n naderingsnelheid van ongeveer 20 km per sekonde impliseer. Die ware ruimtebeweging, gelyk aan (22 2 + 20 2) 1/2 of ongeveer 30 km per sekonde, dui daarop dat hierdie ster ongeveer 280 eeue van nou af sy naaste benadering tot die son sal maak (op drie ligjaarafstand) .


KOOLSTERRE

OpsommingAbsolute groottes word geskat vir koolstofsterre van verskillende subtipes in die Hipparcos-katalogus en soos aangetref in die Magellaanse wolke. Sterrestrale val binne die perke van 2.4–4.7 AU. Die chemiese samestelling van koolstofsterre dui aan dat die C-N-sterre amper C / H-, N / H- en 12 C / 13 C-verhoudings toon. Dit dui aan dat baie van die C en N in ons Melkweg afkomstig is van massaverliese koolstofsterre. Spesiale koolstofsterre soos die C-R-, C-H- en DC-sterre word beskryf.

Massaverlies deur asimptotiese reuse-takkoolstofsterre, teen snelhede tot verskeie × 10 -5 M jaar −1, dra ongeveer die helfte van die totale massa-terugkeer na die interstellêre medium by. R-sterre verloor nie massa nie en kan koolstofryke rooi reuse wees. Die massaverlieskoerse vir Miras is ongeveer tien keer hoër as vir SRb- en Lb-sterre, waarvan die eienskappe soortgelyk is om aan te toon dat dit waarskynlik tot dieselfde bevolking behoort. Die verspreiding van die massaverlieskoerse van koolstofsterre bereik 'n hoogtepunt van ongeveer 10 −7 M jaar −1, naby die groeikoers van die kernmassa en 'n bewys van die noue verband tussen massaverlies en evolusie. Infrarooi spektroskopie toon dat stofmengsels kan voorkom. Afgeskeide skulpe word gesien rondom sterre wat dit lyk asof dit op die tydskale van die heliumskulp flits en 'n normale voorkoms in die evolusie van koolstofsterre.


Petrosiese groottes: petroMag

Vir sterrestelselfotometrie is die meet van vloed moeiliker as vir sterre, omdat sterrestelsels nie almal dieselfde radiale helderheidsprofiel het nie en geen konsekwent onderskeibare rande het nie. Om vooroordele te vermy, wil ons 'n konstante fraksie van die totale lig meet, onafhanklik van die posisie en afstand van die voorwerp. Om aan hierdie vereistes te voldoen, het die SDSS 'n aangepaste vorm van die Petrosian-stelsel (1976) aangeneem, wat sterrestelsels meet binne 'n sirkelvormige opening waarvan die radius gedefinieër word deur die vorm van die asimutiese gemiddelde profiel.

Ons definieer die "Petrosiaanse verhouding" R P in 'n radius r vanaf die middel van 'n voorwerp om die verhouding tussen die plaaslike helderheid van die oppervlak in 'n ring aan r en die gemiddelde helderheid van die oppervlak binne r te wees, soos beskryf deur Blanton et al. (2001) en Yasuda et al. (2001):

waar I (r) die helderheidsprofiel van die azimutiese gemiddelde is. Die Petrosiaanse radius r P word gedefinieer as die radius waarteen R P(r P) is gelyk aan 'n spesifieke waarde R P, lim, in ons geval op 0,2 gestel. Die Petrosiese vloed in enige band word dan gedefinieer as die vloed binne 'n sekere getal N P (gelyk aan 2.0 in ons geval) van Petrosiese radiusse:

In die SDSS-vyfband-fotometrie word die diafragma in alle bande deur die profiel van die sterrestelsel in die r-band alleen gestel. Hierdie prosedure verseker dat die kleur gemeet word deur die petrosiese vloed F te vergelyk P in verskillende bande word deur 'n konsekwente opening gemeet.

Die opening 2 r P is groot genoeg om byna al die stroom vir tipiese sterrestelselprofiele te bevat, maar klein genoeg dat die lug in F kan geraas P is klein. Dus, selfs wesenlike foute in r P veroorsaak slegs klein foute in die Petrosiese vloed (tipiese statistiese foute naby die spektroskopiese vloedgrens van r

17.7 is & lt 5%), alhoewel hierdie foute gekorreleer is.

Die Petrosiaanse radius in elke band is die parameter petroRad en die Petrosiaanse grootte in elke band (bereken, onthou, gebruik slegs petroRad vir die r band) is die parameter petroMag.

In die praktyk is daar 'n aantal komplikasies wat verband hou met hierdie definisie, want geraas, onderbou en die eindige grootte van voorwerpe kan veroorsaak dat voorwerpe geen Petrosiaanse straal of meer as een het nie. Diegene met meer as een word gemerk as MANYPETRO die grootste een word gebruik. Diegene met geen het NOPETRO ingestel nie. Hierdie voorwerpe is meestal flou (r & gt 20.5 of so) word die Petrosiaanse verhouding onmeetbaar voordat dit na die limietwaarde van 0,2 daal, hierdie het PETROFAINT-stel en hul "Petrosiese radiusse" is ingestel op die standaardwaarde van die grootste van 3 & prime & prime of die buitenste meetpunt in die radiale profiel. Uiteindelik kan 'n sterrestelsel met 'n helder sterkerker, soos 'n Seyfert-sterrestelsel, 'n Petrosiaanse radius hê wat deur die kern alleen ingestel is. Die Petrosiese vloed mis die grootste deel van die uitgebreide lig van die voorwerp. Dit gebeur selde, maar een dramatiese voorbeeld is die Seyfert-sterrestelsel NGC 7603 = Arp 092, by RA (2000) = 23: 18: 56.6, Des (2000) = +00: 14: 38.

Hoe goed presteer die Petrosiaanse grootte as 'n betroubare en volledige maatstaf van die sterrestelsel? Teoreties behoort die Petrosiaanse groottes wat hier gedefinieer word, in wese al die vloed van 'n eksponensiële sterrestelselprofiel te herstel en ongeveer 80% van die vloed vir 'n de Vaucouleurs-profiel. Soos getoon deur Blanton et al. (2001), is hierdie breuk redelik konstant met die asverhouding, terwyl sterrestelsels kleiner word (as gevolg van slegter sig of groter afstand), word die fraksie lig wat herwin word nader aan die breuk wat gemeet word vir 'n tipiese PSF, ongeveer 95% in die geval van die SDSS. Dit impliseer dat die breukstroom gemeet vir eksponensiële profiele afneem terwyl die breukstroom gemeet vir de Vaucouleurs-profiele toeneem as 'n funksie van afstand. Vir sterrestelsels in die spektroskopiese monster (r & lt 17.7), hierdie effekte is klein. Die Petrosiaanse radius gemeet aan rame is buitengewoon konstant in fisiese grootte as 'n funksie van rooiverskuiwing.


KOOLSTERRE

OpsommingAbsolute groottes word geskat vir koolstofsterre van verskillende subtipes in die Hipparcos-katalogus en soos aangetref in die Magellaanse wolke. Sterrestrale val binne die perke van 2.4–4.7 AU. Die chemiese samestelling van koolstofsterre dui aan dat die C-N-sterre amper C / H-, N / H- en 12 C / 13 C-verhoudings toon. Dit dui aan dat baie van die C en N in ons Melkweg afkomstig is van massaverliese koolstofsterre. Spesiale koolstofsterre soos die C-R-, C-H- en DC-sterre word beskryf.

Massaverlies van asimptotiese reuse-tak koolstofsterre, teen snelhede tot verskeie × 10 -5 M jaar −1, dra ongeveer die helfte van die totale massa-terugkeer na die interstellêre medium by. R-sterre verloor nie massa nie en kan koolstofryke rooi reuse wees. Die massaverlieskoerse vir Miras is ongeveer tien keer hoër as vir SRb- en Lb-sterre, waarvan die eienskappe soortgelyk genoeg is om aan te toon dat dit waarskynlik aan dieselfde populasie behoort. Die verspreiding van die massaverlieskoerse van koolstofsterre bereik 'n hoogtepunt van ongeveer 10 −7 M jaar −1, naby die groeikoers van die kernmassa en 'n bewys van die noue verband tussen massaverlies en evolusie. Infrarooi spektroskopie toon dat stofmengsels kan voorkom. Afgeskeide skulpe word gesien rondom sterre wat dit lyk asof dit op die tydskale van die heliumskulp flits en 'n normale voorkoms in evolusie van koolstofsterre is.


Hoe hang die verskil in bolometriese groottes nie af van die sterre se straal nie? - Sterrekunde

bolometriese regstelling selfstandige naamwoord

Die verskil tussen die bolometriese grootte en die visuele grootte van 'n ster

Freebase (5,00 / 1 stem) Beoordeel hierdie definisie:

In sterrekunde is 'n bolometriese regstelling 'n regstelling wat tot die absolute grootte van 'n voorwerp aangebring moet word om die sigbare grootte van 'n voorwerp in sy bolometriese grootte om te skakel. Wiskundig kan so 'n berekening uitgedruk word: Die volgende is 'n subversameling van 'n tabel uit Kaler wat die bolometriese regstelling vir 'n reeks sterre bevat. Vir die volledige tabel, sien die werk waarna verwys word. Die bolometriese regstelling is groot, sowel vir vroeë tipe sterre as vir laat tipe sterre. Eersgenoemde omdat 'n groot deel van die geproduseerde bestraling in die ultravioletvorm is, laasgenoemde omdat 'n groot deel in die infrarooi is. Vir 'n ster soos ons son is die regstelling slegs marginaal omdat die son die meeste van sy energie in die visuele golflengte uitstraal. Die bolometriese regstellingskaal word ingestel deur die absolute grootte van die son en 'n aangenome bolometriese grootte vir die son. Die keuse van aangenome absolute sonkrag-grootte, bolometriese regstelling en absolute bolometriese grootte is nie arbitrêr nie, alhoewel sommige klassieke verwysings waardes vir hierdie hoeveelhede onderling onversoenbaar het. Die bolometriese skaal het histories ietwat gewissel in die literatuur, met die Sun se bolometriese regstelling in V-band wat wissel van -0,19 tot -0,07. Aangesien die son ook 'n veranderlike ster is en daar geringe verskille is in aangenome sonlig-helderheidswaardes, het twee IAU-kommissies in 1999 ooreengekom om die definisie van bolometriese regstelling en grootte van die veranderlike Sun te skei. Die 1999 IAU-stellings definieer dat absolute bolometriese grootte nul korreleer met 'n bolometriese helderheid van 3.055e28 Watt. Hierdie spesifieke helderheid is gekies as die nulpunt vir die absolute bolometriese grootteskaal, sodat die son se helderheid sou ooreenstem met die absolute bolometriese grootte 4,75. Aangesien die son 'n skynbare V-grootte van -26,75 en 'n absolute V-grootte van 4,82 het, beteken die IAU-bolometriese grootteskaal dat die bolometriese regstelling vir die son -0,07 is. Die nuwe IAU-definisie beteken dat teoretiese evolusiemodelle vir sterre helderhede kan definieer in terme van bolometriese en absolute groottes op 'n skaal wat gekoppel is aan 'n fisiese hoeveelheid eerder as aan die son.


Die Eeue van Sterre

Die ouderdom van 'n individuele ster kan nie gemeet word nie, slegs geskat deur meestal modelafhanklike of empiriese metodes, en geen enkele metode werk goed vir 'n wye verskeidenheid sterretipes of vir 'n volle ouderdom nie. Hierdie oorsig bied 'n opsomming van die beskikbare tegnieke vir sterre en ensembles van sterre met ouderdom, hul toepassingsgebiede en hul sterk en swak punte. My klem val op sterre met 'n lae massa omdat dit teenwoordig is in alle sterftydperke in die Melkweg en dat dit spesiale geleenthede en probleme bied. Die ouderdomme van oop trosse is belangrik vir die begrip van die beperkings van sterre modelle en vir die kalibrering van empiriese ouderdomsaanwysers. Vir individuele sterre word 'n hiërargie van kwaliteit vir die beskikbare ouderdomsdatummetodes beskryf. Alhoewel ons huidige vermoë om die ouderdomme van selfs die naaste sterre te bepaal, middelmatig is, hou die volgende paar jaar groot belofte in, aangesien die asteroseismologie verder as steroppervlaktes gaan en begin om presiese binne-eienskappe van sterre te bied, en aangesien modelle steeds verbeter as dit deur beter waarnemings beklemtoon word.


Kyk die video: 7 Underwear Mistakes That Are BAD For Your Health (November 2022).