Sterrekunde

Hoe meet ons die helderheid van die sterre?

Hoe meet ons die helderheid van die sterre?


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.

Hoe meet wetenskaplikes die helderheid van sterre so ver?


Die term helderheid, of oënskynlike helderheid, word gebruik om te beskryf hoe helder 'n ster vir ons van die aarde af voorkom. Die term helderheid word gebruik om te beskryf hoe helder die ster fisies is, ook genoem intrinsieke helderheid.

As lig van 'n ster na die kyker versprei, divergeer dit omgekeerd eweredig met die vierkant van sy afstand (d) van die kyker. $ begin {vergelyking} B propto frac {1} {d ^ 2} einde {vergelyking} $.

Die verband tussen helderheid (B) en helderheid (L) word beskryf deur $ begin {vergelyking} B = frac {L} {4 pi d ^ 2} einde {vergelyking} $ (1). Ons het dus drie veranderlikes, helderheid, helderheid en afstand.

Dus, uit die drie, het u twee nodig om die derde te bekom. Die afstand is oor die algemeen die moeilikste om aan te skaf. Die goue standaard om die afstand na 'n ster te meet, is 'n sterre parallaks. As u nie parallaks kan doen nie, dien afstand-onafhanklike eienskappe van sterre soms as leidrade vir afstand.

Om die helderheid te meet is oor die algemeen die maklikste. CCD's word dikwels gebruik om skynbare helderhede te meet. Helderheid kan uitgedruk word in sterrelyne of absolute vloed.

Om saam te vat, bereken of meet ons afstand, meet ons die helderheid en bereken ons uiteindelik die helderheidswaarde van (1).


Hoe meet ons die helderheid van die sterre? - Sterrekunde

Die planete in ons sonnestelsel is die enigste voorwerpe in die heelal waarheen ons ruimtetuie kan stuur en dit kan ondersoek.
Watter soort inligting kry ons dus van die sterre (en ander voorwerpe, dws newels, stofwolke, sterrestelsels, kwasars, ens.)?

Wel, ons kan nie eksperimente uitvoer of toestande verander nie. dus al waarop ons kan doen, is om op te vertrou

Wat kan ons direk waarneem?

- ?
- ?
- ?
- ?
- ?
- ?

(Neem vasvra 13a Measuring Stars, wat nie gegradeer is nie. Kyk na die resultate en terugvoer as u daarmee klaar is, want die inligting wat in die vasvra aangebied word, is hier.)

Lyk dit baie?

Wel, vergelyk dit met wat ons van die heelal weet: (Ch / Mc, hfst. 13-16 Pasa hfst. 21-28 Arny hfst. 12-14) Sterre, hul struktuur en hul evolusie, (Ch / Mc, hfst. 17-19 Pasa 31-35 Arny 15-16) Sterrestelsels en hul struktuur, (Ch / Mc, hfst.20, Pasa 36 Arny hoof 17) Kosmologie, en my skrifte. Dit is nogal wat ons leer uit mooi foto's, helderheid, spektra, posisie en verandering van helderheid, spektra en posisie!

Terwyl u hierdie hoofstukke deurgaan, moet u daarop let dat die basiese beginsels baie goed bekend is en dat dit telkens bevestig is, terwyl daar steeds meningsverskille bestaan ​​oor besonderhede en gevolgtrekkings.

Tydens die lesing van vandag sal u 'n paar van die basiese beginsels leer, dit wil sê die volgende is 'n gegewe: aanvaar dit as vanselfsprekend, sluk dit vas, plak dit aan u muur, lê dit in,.

Behalwe die sterrewag, moet ons drie wetenskappe ken en vertrou vir ontleding: Fisika, Chemie, Menseverhoudinge en Wiskunde.

Wat weet ons dan van die sterre?

Eienskappe wat direk waargeneem word -> afstand, absolute helderheid en helderheid, grootte, massa, samestelling, kleur en temperatuur, rotasie (Arny hfst.12.3) , magnetiese veld (Arny hfst.11.4) Sterrestruktuur -> druk, digtheid, temperatuur, samestelling, ondeursigtigheid, energie-oordrag in radius van sentrum na oppervlak-evolusie - geboorte, lewe, dood, stadium waarin elke ster is - lewensduur, hoekskeiding tussen dubbelsterre, afstand tussen binêre sterre, aantal sterre in 'n groep, energiebron, behoorlike en radiale beweging,.

Let daarop dat struktuur en evolusie vier hoofstukke dek!

Lyk dit baie? Wel, hoe meet jy afstand sonder maatstaf, temperatuur sonder termometer, massa sonder skaal, evolusie sonder om een ​​ster gedurende sy hele lewe waar te neem?

Ons kan dit doen met die skynbaar min inligting wat ons ontvang, spektra, helderheid, posisie, veranderinge hiervan, mooi prentjies. En ons sterrekundiges doen baie goeie werk daaraan!

Die volgende sal ons vertel hoe.

Vooraf Opsomming - hoe kry ons.

Afstand: parallaks (driehoek), of skynbaar -> absolute grootte
Radiale snelheid: Doppler-skof
Behoorlike beweging: posisieverandering
Chemiese samestelling: besonderhede van spektrale lyne
Temperatuur: spektrale tipe, of kleur (wet van Wien)
Ligsterkte: skynbare grootte -> afstand, of spektraaltipe (slegs hoofreekssterre)
Grootte: helderheid en versterker temperatuur, of verduisterende binaries, of besonderhede in spektrale lyne openbaar reus of dwerg
Massa: binêre sterre & amp Kepler 3
Ouderdom: bolvormige trosse

Kyk ook (Arny, hfst. 12) vir baie mooi opsommings. Wat ek regtig van Arny se boek hou, is hoe goed hy figure figureer met kleure wat oorsaaklike verhoudings beklemtoon. Let veral op die syfers in hfst. 12-14.

Hierdie diagram toon werklike (sogenaamde behoorlike) beweging (dit wil sê nie parallaks nie) van die vinnigste bewegende ster: Barnard se ster (elke punt is 'n ster). Subtiele metings? Seker maar moontlik. Daar is 'n paar fantastiese sterrekundiges daar, waaronder 'n magdom amateurs. (c) Hipparcos, ESA / NASA. 'N Ander metode om die ster (radiale) snelheid te bepaal, is die Doppler-effek: die absorpsielyne van 'n ster se spektrum word na die rooi (a ____________) of blou (a ____________) verskuif. (Vir die Doppler-effek, sien ook hierdie webwerwe: Exploratorium en Snow's Universe (Snow's Universe is tydelik vanlyn). Kyk ook na my laboratorium M4 Behoorlike beweging.)

Behoorlike beweging en radiale snelheid vorm die snelheid van 'n ster as dit deur ons Melkwegstelsel vaar.

Bogenoemde benodig fisika en meetkunde.

.
Foto's van motors se hoofligte: die oënskynlike die helderheid van die motor se hoofligte hang daarvan af afstand en sy waar helderheid.

Ten einde 'n maklike skaal te maak, het die Grieke die groottestelsel bedink, nog 'n naam vir helderheid. Hulle het die helderste sterre op 1 mag geklassifiseer en die vaagste waarneembare (natuurlik sonder 'n teleskoop) as 6 mag. Wat is die hoofdoel van 'n teleskoop? ____________________

Reg, so is daar flouer sterre opgespoor, wat tot ongeveer 25 gaan (gelykstaande aan 'n gloeilamp van 60 Watt op 'n afstand van 1 miljoen myl, wat die grootste teleskope sou kon opspoor). Ongelukkig is die skaal agteruit: Hoe kleiner die grootte (negatiewe getalle ingesluit), hoe helderder 'n ster. Nou ja, sterrekundiges is 'n vreemde ras. U sal meer daarvan sien.

Absolute helderheid / helderheid


(Ch / Mc Fig. 12.6 en 12.7 Pasa p.385ff Arny hfst. 12.2) toon aan dat die skynbare helderheid van 'n ster afhang van sy absolute helderheid (helderheid) en die afstand tot ons. Dit is sinvol: hoe helder 'n kers, motorlig, straatlig, ensovoorts vir ons voorkom, hang af van die helderheid daarvan en hoe ver dit is.

Absolute helderheid word gedefinieer asof u na die ster sou kyk vanaf 10 parsek (= 32,6 ligjaar). Wie weet, wie het 10 stuks bedink. (Ek weet nie wie nie, maar die parsec word gedefinieer as die 'par'allaks van 'n ster wat een boog is-'sek'ond.)

Dus, om twee van die bogenoemde te ken, lewer die derde op.

Weereens neem die helderheid af met afstand. Verras? Hoop nie.

Sommige wiskunde en natuurlik waarnemings was nodig. Alhoewel die skynbare omvang duidelik is, is ons benodig nog afstand of helderheid om die ander te bepaal.


Sterre spektra, kleur, oppervlaktemperatuur

'N Ster se spektrum is waarskynlik die belangrikste waarnemingsinligting wat ons van sterre kry. Dit is omdat dit baie inligting bevat. Dit sal u agterkom as u my skrifte en laboratoriums lees en die soort klem wat ek op spektra plaas. Kyk na die intensiteitsgrafieke van hierdie VLT-beelde.

Dit gaan hier oor oppervlaktemperatuur. Die sterrestruktuur sal ons dan vertel van die temperatuur binne (wat konstant klim tot 10-100 mill. K).

Gaan terug na (Ch / Mc ch.3 Pasa ch.23 Arny ch.3.2 & amp12.2) op lig en kyk dat die temperatuur gekorreleer is met die piek van die swart lyfkurwe (Wien se wet). Vir sterre beteken dit dat rooi koud is (3000 K) en blou warm (tot 50 000 K). Kyk (Ch / Mc p. 285, geen ekwivalent in Pasa Arny hfst. 3.2) daaroor nie, of kyk hoe 'n vakman 'n metaal verhit wat eers rooi, geel, wit, en uiteindelik blou word.

Maar ons het oppervlaktemperatuur gekry met behulp van fisika en die kennis wat ek opgedoen het toe ek by Korsch Manufacturing in Berlyn gewerk het (waar ek 'n vakman sien wat 'n flens verhit totdat dit oranje gloei).

Spektrum van Regulus ( a Leonis), (c) Martin Reble, Berlyn. Kyk na Lab F5 Spectra om vas te stel watter spektrumlyne u sien. Die absorberingslyne is van die element _______________.

Nog 'n manier om temperatuur te kry, is om die spektrum van 'n ster waar te neem.

Kom ons kyk eers hierna Lynintensiteitsdiagram wat toon dat die sterkte van - vir beide neutrale (agtervoegsel I) of geïoniseerde (agtervoegsel II) - atoomabsorpsielyne van die temperatuur van 'n ster afhang. Twee dinge is belangrik: i) alle sterre het ongeveer 90% waterstof, 10% helium (aantal atome) , en slegs spore van die meeste ander elemente (met die naam astrale sterrekundiges, ons Son bevat ten minste 87 ander elemente, bekende suurstof en neon, maar ook die onbekende litium en cerium) . ii) Die eerste kyk na die ster se spektrum vertel ons die oppervlaktemperatuur, NIE die samestelling daarvan nie. Om die presiese samestelling van 'n ster te bepaal, moet die absorpsielynprofiele deeglik ontleed word (sien volgende afdeling). As gevolg van die oppervlaktemperatuur van 'n ster, verskyn sekere absorberingslyne, ander nie. 'N Voorbeeld van die opwekkingsdiagram: Ons son ('n geel ster) moet baie sterk lyne van geïoniseerde kalsium toon (dominante lyne in die violet vir koeler sterre), swak waterstoflyne, sommige metaallyne (neutraal kalsium, yster,.), Maar feitlik geen Helium- of molekulelyne nie. Kyk na u handboek of my lesing oor ons Son en bevestig of dit wel die geval is. Is dit? ______. Haal 'n bladsynommer aan: ______.

In artikel 3193 op Son, 2 April 2000, 16:59, het die student P.T. skryf:
> Kom ons kyk of ek dit nou verstaan ​​(sien die einde van die sonskrif,
> deel I van laboratorium F6 Stellar Spectra).
> Kyk na die lynintensiteitsdiagram in Meetsterre,
> vir 'n G2-ster lyk dit of die Ca II die
> sterkste lyne met H I wat volgende is. Terwyl H ek is
> relatief sterk in ons Son se absorberingslyne, sou dit wees
> relatief swak wees in vergelyking met 'n A-ster.
>
> Is dit naby?

ja, dit is korrek. - instrukteur A.V.

Die spektrale volgorde. Die diagram aan die linkerkant toon elke spektraaltipe van pers tot rooi (4000-7000 & Aring), die een aan die regterkant toon 'n gedeelte van die pers in meer besonderhede (3900-4500 & Aring - vergroot) wat u nodig het om die spektra te vergelyk in laboratorium F6 Stellar Spectra met.

U het waarskynlik gewonder oor die vreemde nommering van die laboratoriumhandleiding. Dit word aangeneem uit die spektrale klassifikasie. In die begin. lank, lank gelede (d.w.s. omstreeks 1900). spektra is alfabeties (A, B, C .. Z vir die wat nie weet nie) volgens die sterkte van hul waterstoflyne. Maar toe merk astrofisici op dat 'n ander skema volgens hul temperatuur beter sal werk. Begin met O-sterre vir T = 50.000 K, dan B, A, F, G, K en M-sterre vir T = 3.000 K: O, wees 'n fyn ou (meisie), soen my op die oomblik (Snow's Universe is tydelik vanlyn)! (Laasgenoemde 2 dui koolstofsterre aan - vir verbranding.)

'N Paar voorbeelde (kyk in u handboek se aanhangsel oor die helderste sterre):

Rigel - B (blou), Altair - A (wit), Procyon - F (geel), Son - G (geel), Arcturus - K (oranje), Betelgeuse - M (rooi) Hier is baie mooi voorbeelde van die spektra van hierdie soorte en goeie verduidelikings. (Skakel werk nie.)

Kyk na my aanhangsel van sterre evolusie en (Ch / Mc p.289, Fig.12.12 Pasa Appx. 7 Arny Appx. 9) op die naaste sterre: Watter spektraaltipe domineer? _____ Hoekom? Wenk: Kyk weer na die skrif (en bylaag) oor Evolution ON the Main Sequence.

In alle gevalle werk ons ​​eintlik "agteruit", dit wil sê ons identifiseer die dominante lyne van 'n ster, wat lei tot die oppervlak temperatuur van die ster. In ons Sun se geval is dit 5 800 K (10 000 oF), net so dat metaallyne kan verskyn, maar nie warm genoeg vir Helium en te warm vir molekules nie.

Waarom is temperatuur so belangrik?

Hierdie diagram toon dat sodra die temperatuur van 'n ster bekend is (wat altyd dadelik die geval is, aangesien die spektraaltipe en die kleur onmiddellik bepaal kan word), die grootte of helderheid ook bepaal kan word as die een of die ander bekend is (sien verder af) ).

Ons het chemie en fisika gebruik.

Hoë-dispersie spektrogram van die oranje K1 III reus Arcturus. Hierdie absorptielynprofiel toon 'n baie smal gedeelte van die Arcturus spektrum (tussen 6552 & Aring en 6557 & Aring). Die H a lyn by 6563 & Aring is net regs (ongeveer 2 duim). Die verspreiding van hierdie spektrum is so groot dat 'n afdruk van die hele sigbare ligspektrum (4000 en Aring tot 7000 en Aring) 100 voet lank sal wees.

(sien Arny p.110 / 1 & amp 363 top & amp 364 top) 'n Gemaklike blik op 'n ster se spektrum gee ons die temperatuur, nie die samestelling daarvan nie! Ons moet 'n hoë-dispersiespektrum opneem om die samestelling van 'n ster te bepaal. Eintlik is die spektrums wat ons van sterre kry, dié van hul fotosfere - dan kan ons nie verder na die ster kyk nie. Wat ons nou eintlik ontleed, is 'n ster atmosferies samestelling, nie die hele samestelling daarvan nie.

Die lynprofiel is wat 'n spektrograaf in hierdie gedeelte van Arcturus spektrum gemeet het. Ek het in die Handboek vir chemie en fisika (bevat 130 bladsye met 'n totaal van 60.000 spektrale lyne in UV, sigbaar en byna-IR vir 99 elemente) en kon bepaal dat drie van neutrale titanium en neutrale Cerium van die afgebeelde absorpsielyne behoort. (In laboratorium F6 Stellar Spectra vra ek u om iets soortgelyks met ons Son se spektrum te doen.)

Die taak is om hierdie profiel aan te pas by 'n rekenaarmodel. Die basiese aannames is dat die atmosfeer van die ster 90% waterstof, 10% helium en klein persentasies van baie "metale" bevat (sien SEA 7). Wat bekend is, is die oppervlaktemperatuur. Gegewe die grootte van Arcturus kan 'n mens aanvanklike ramings maak vir digtheid en druk.

Nou begin rekenaarmodellering. Die veranderlikes van druk, digtheid, hoeveelhede en ionisasie van elemente word aangepas totdat die model goed by die gemete lynprofiel pas (my oortrek is die gestippelde blou kurwe).

Nadat u dit gedoen het (presiese waardes vir druk, digtheid, hoeveelhede en ionisasie van atome vir die steratmosfeer gevind), maak 'n mens rekenaarmodelle van hoe die ster binne moet lyk (druk, temperatuur, digtheidsverdeling, alles afhangend van die radius) om aanleiding gee tot die spektrale lynprofiel van die atmosfeer. (Kyk na Sneeu Fig. 14.29, met verdere skakels (Snow's Universe is tydelik vanlyn).)

Weereens afstand! Aanhaling: "Om twee van die bogenoemde te ken, lewer die derde op." Skynbare omvang (daarna kyk) en Afstand (vir 'n hegte ster deur parallaks) gee Absolute omvang.

Dit gaan nou oor die sonkrag omgewing (Ch / Mc Fig. 12.2 merk op dat hulle meer akkuraat moes wees: neem 'n wit punt en teken 'n kleiner geel punt in die son se plek, want ons son is net 'n gewone ster.)
Die meeste van hierdie nabygeleë sterre is rooi, wat ons vertel dat dit so is. KOUD (ongeveer 3000 K = 5000 o F).

Hulle is almal binne 5 parsek van ons af (1 st = 3,26 ligjaar = 19 triljoen myl). Vir sterre wat so naby is, kan ons 'n metode gebruik Sterre Parallax (die oorspronklike skakel werk nie sien Arny, hfst. 12) om hul afstand te meet: as gevolg van die aarde se baan lyk dit asof 'n nabye ster skuif teen die agtergrond van die sterre wat verder weg is. (Meetkunde: meet die hoek wat die ster verskuif het, ken die deursnee van die aarde se baan en kry die afstand! Kyk ook in my laboratorium F0 Parallaks.) Hierdie metode werk slegs tot 250 ligjaarafstand, want verder is die parallaks te klein om akkuraat gemeet te word. Ons melkweg is 100 000 ly dwars, daarom kan slegs een miljoenste van die sterre in ons Melkweg met hierdie metode gemeet word. So, wat van die ander? Kom ons kyk later daarna.

Hieronder is 'n diagram gemaak van die Hipparcos-satellietdata van 100 000 sterre tot 250 ly, wat binne die bereik van parallaks is. Dit het die akkuraatste versameling van parallaksdata (en gepaardgaande afstande) en behoorlike beweging ooit versamel.

Parallaks en Afstand van geselekteerde sterre
Parallaks
[milliarsekondes]
Afstand
[1 parsek = 3,26 ly]
Barnard se ster 550 1,8 stuks = 6 ly
Sirius 380 2,6 stuks = 9 ly
Procyon 290 3,5 stuks = 11 ly
Altair 190 5.2 stuks = 16 ly
Fomalhaut 130 7,7 stuks = 25 ly
Vega 130 7,8 stuks = 25 ly

Hulpwetenskappe wat hierbo gebruik word, is menseverhoudinge en sommige meetkunde.

PS Nou sterre word gemeet aan die hand van die deursnee van die aarde as basislyn. Dit kan nie vir ons son werk nie, want dit is op dieselfde lyn. In plaas daarvan gebruik ons ​​die diamant van die aarde as die basislyn (een waarnemer op een vasteland, die tweede op 'n ander vasteland). Daar is verskillende metodes vir die planete in ons sonnestelsel. Die een is gebaseer op hul beweging en ons wentelbaan, wat hul en ons posisies beplan, en so kry ons 'n verhouding in A.U.

Die onderste foto wys Orion vanuit 'n ander perspektief in ons Melkweg - 'n uitkykpunt ongeveer 500 ligjare weg waarby ons nie kan uitkom nie. Mens kan maklik sien dat die sterre inderdaad op verskillende afstande is - 'n mens kan ook elke ster herken.

Die punt is dat ons diepte - en dus geen afstand - van ons enigste uitkykpunt op aarde in ons sonnestelsel kan waarneem nie. Dit is waar parallaks inkom: as ons ons uitkykpunt van die een kant van ons son na die ander verander, gee dit ons 'n basislyn van 186 miljoen myl of 0,000032 ly. Dit is min - vergeleke met die hipotetiese 500 ly op die onderste foto - maar genoeg om die afstande tot sterre te bepaal wat naby genoeg is om 'n meetbare parallaks te lewer.



Hertzsprung-Russell-diagram

HR-diagram van die naaste 100 000 sterre. (c) Die Hipparcos Space Astrometry Mission, ESA - Europese Ruimteagentskap. Sien ook Sky & amp Telescope (Julie 1997, bl. 28-34 Van Hipparchus na Hipparcos, deur Catherine Turon). Hierdie spesifieke HR-diagram van die Hipparcos-missie is ongetwyfeld een van die grootste wat ooit opgestel is. Dit is egter nie verteenwoordigend vir die rooi, koue, flou K- en M-sterre nie. Hoekom nie?

Nou verskyn die vernuftigste diagram: die Ejnar-Henry Norris-diagram, jammer, ek bedoel die Hertzsprung-Russell-diagram. Hier word al die sterre in dieselfde diagram geteken. Die y-as kan lees helderheid, helderheid of absolute grootte (hulle bedoel amper dieselfde). Let op die getalle aan die regterkant van die y-as. Dit is 'n interessante skaal, maar nodig, aangesien 'n normale skaal die helfte van die sterre (die koue) tot 'n tiende duim sou les, en die warmes bo die plafon moes wees (eerder op die 24ste verdieping).
Die x-as kan lees kleur, temperatuur, en spektrale tipe, wat soos ons pas geleer het, met mekaar verband hou. Weereens is sterrekundiges vreemd, dus die hoogste temperatuur is aan die linkerkant.

Wat vertel die HR-diagram? 'N Ster maak dit, 'n planeet nie, neutronsterre of 'n gloeilamp.

Kyk na (hierbo Hipparcos-diagram Ch / Mc Fig. 12.12 & amp. 12.13 Pasa p.392 Arny hfst.12.6): Heilige rook, die meeste sterre lê op 'n diagonaal (die hoofreeks), sommige regs bo (Red Giants), sommige links onder (wit dwerge), wat almal belangrik word vir sterre-evolusie, die belangrikste gebruik van die MH-diagram.

Vir die vorige het ons Darwin, tekenvaardighede en fisika gebruik (sien Ch / Mc hfst.13-16 Pasa hfst.26-28 Arny hfst.12) .

Die HR-diagram en die spektrale volgorde sal ons vir die res van die semester spook. Maak seker dat u hierdie diagramme byderhand het wanneer u studeer!

Afstand volgens absolute (HR-diagram) en skynbare grootte

Skynbare omvang en Absolute omvang (vir hoofreekssterre deur die HR-diagram) gee Afstand.

Die skynbare helderheid van 'n ster is in elk geval bekend (goedheid, gaan na buite en kyk na die ster!), Die spektrum gee sy spektraaltipe, wat weer sy temperatuur gee, wat dan sy helderheid / absolute grootte gee (gaan op vanaf die x -as om die Hoofvolgorde te ontmoet, dan na links of regs y-as, lees die nommer af) met die hulp van Ejnar en Henry (egter net vir hoofreekssterre). En nou vergelyk die skynbare met die absolute omvang inderdaad die afstand.

'N Voorbeeld: die bogenoemde Regulus-spektrum toon sterk waterstoflyne (in akwamaryn en violet) en is dus waarskynlik 'n. (kyk na die opwekdiagram of die kleurvolle spektrale volgorde). A-ster (meer presies: B7 V). Met behulp van die HR-diagram gee dit 'n absolute grootte van ongeveer. 0 mag ('n helderheid van ongeveer 100 sonkrag L.). Vergelyk dit met die skynbare omvang van Regulus. (kyk na die bylaag van u handboek). van 1,36 mag (dit is # 20 in skynbare grootte): gebruik die logaritmiese formule uit u handboek (soortgelyk aan dié in Lab K2) wat die skynbare, absolute grootte en afstand, dit gee 'n skatting van 60 ly ('n noukeuriger berekening lewer 80 ly, want eintlik is M = - 0,6 mag, helderder as die gemaklike aflees van 0 mag).

Fisika en gesonde verstand wat ons nodig gehad het (en 'n goeie slurp uit die bottel).

  • Natuurlik ken ons altyd 'n ster se temperatuur.
  • En as ons die grootte bepaal, kan ons die helderheid bepaal.

Of, met ander woorde: "om twee van die bogenoemde te ken, lewer die derde op." 'N Ster se helderheid, sy helderheid, hang daarvan af grootte en die oppervlak temperatuur: L

R 2 T 4 (Arny p.359). Die meegaande diagram illustreer dit. Natuurlik, a warm en groot ster is helder (en blou omdat dit warm is). Natuurlik, a koue en klein ster is flou (en rooi aangesien dit koud is). N geel ster het medium grootte en temperatuur, dus medium helderheid ook (aangesien ons son die prototipe is, word die helderheid in die sonlig-eenheid bepaal).
Aan die ander kant a koue, maar baie groot ster kan helder wees (en rooi omdat dit koud is) en a warm maar klein ster kan flou wees (en wit omdat dit warm is).

Slegs die hoofreeks, (c) Rooi verskuiwing.

(sien Arny p.358-60) Die standaardmetode is om die radius te bepaal deur die helderheid en temperatuur van die ster te ken (sien hierbo).

Foto van Betelgeuse, (c) AURA / STScI. Die radius (d.w.s. die grootte daarvan) kan direk gemeet word. Regtig? - Onthou dat die oplossing van krag die tweede belangrikste eienskap van 'n teleskoop is. 'N Ster lyk egter kleiner as wat die onstuimigheid van ons atmosfeer die beste resolusie moontlik maak (Ch / Mc p.279 Pasa p.403 Arny ch.12.2), wat 1 boogsek (= 1/3600 graad, die breedte van 'n pennie by 1 myl afstand). (Ch / Mc p.281 Pasa p.46 Arny hfst.12.2) beskryf nietemin 'n hoëspoed-fotografiemetode, hoe die rooi reuse-ster Betelgeuse se radius bepaal word (die eerste keer dat ek van hierdie metode lees), vergelyk (Ch / Mc Fig. 12.5 Arny Fig.12.7 of 12.6).

Amore toepaslike metode is om die grootte van die ligkurwe van 'n verduisterende binêre te bepaal. Tjek Terry Herter se animasies by Cornell, die ligkurwe van NN Serpens wat deur die VLT geneem is en my bespreking oor binêre sterre in die afdeling oor helderheid via die HR-diagram.

Hierdie waarde vir grootte kan op twee maniere bevestig word: meet die grootte direk (sien Betelgeuse hierbo en natuurlik ons ​​Son). En deur binaries te verduister (bv. Algol). 'N Profiel van die helderheidsverandering (Arny hfst. 12.4) gee ons 'n goeie waarde vir helderblou Algol se grootte (3 sonkrag R) en vir sy flouer oranje subreus K2 IV metgesel (3,4 sonkrag R). (Alhoewel hulle ongeveer dieselfde grootte het, is die oranje metgesel 30 keer flouer (3,5 mag) omdat blou Algol 2,5 keer so warm is.) Baie mooi grafiese en animasies van die Algol-stelsel word deur die Universiteit van Tennessee verskaf. Soek ook Algol by die AAVSO.

Wat ons dadelik weet, is 'n ster s'n temperatuur (deur sy spektraaltipe). As ons die afstand (deur parallaks) ken, en natuurlik die skynbare grootte daarvan ken, kry ons die afstand helderheid (dieselfde as absolute grootte). Hierdie twee gee ons dan die grootte van die ster.

  • Of as ons die grootte uitvind, kan ons die helderheid bepaal (sien die afdeling hierbo).

Nou kom die massa van 'n ster en sterrekundiges is so lekker om ons te vertel dat dit 'prakties onmoontlik is om [.] Die massa van 'n geïsoleerde ster te bepaal'.

Kom ons neem nog 'n slurp. Hierdie keer was ons wetenskap frustrasie.

'N Nabye binêre ster, (c) AURA / STScI. Dankie tog, daar is binêre sterre, wat fisies gekoppelde dubbelsterre is. Sterre wat eintlik om mekaar wentel. Sterre met planete (waarskynlik het hulle sommige) waarop die lewe [soos ons dit ken] onmoontlik kan wees as hulle te naby wentel, omdat hul wentelbane so deurmekaar is dat evolusie (van die lewe hierdie keer) nie eers sou duur nie plek.
Binêre sterre. Stel jou voor dat ons uitkykpunt op aarde op die bodem is. Soos die rooi superreus nader kom (links), sal die swak H b (akwamarien ) lyn blouskuif (in vergelyking met die spektrum daarbo) as die RSG afneem (regs), word die lyn rooi verskuif. As gevolg van Kepler 2 verander snelhede, en daarom ook lynverskuiwings. Probeer UT se animasie en veral Terry Herter se animasies by Cornell.


Die eerste diagram toon die geel ster wat nader kom: die spektrale lyne (die dunner) word blouverskuif. Die middelste diagram toon albei sterre loodreg op ons siglyn: geen verskuiwing nie. Die derde sterf die geel sterretjie: die dun lyntjies word rooi verskuif. Die rooi ster doen natuurlik die teenoorgestelde.
In hierdie laaste diagram is die sterre nie so ver in hul mees terugwaartse / naderende posisie as in die eerste diagram nie. Aangesien die verskuiwing van spektrumlyne 'n maatstaf van 'n ster se "radiale snelheid" is, is dit nie so ver van mekaar af nie.
Om dit meer te waardeer: skuif die bladsy af totdat die wentelbane van die skerm af is, sodat u net die spektra sien. Stel jou in jou kop voor hoe die sterre om die spektrale lyne produseer wat jy sien. Dit is waarvoor sterrekundiges die spektra gebruik. Beelde (c) Redshift (naam van 'n sterrekundige sagteware).

Binêre sterre is ideaal vir sterrekundiges. Kyk na hul wentelbane, gebruik die Doppler-effek as die een naby kom en die ander verdwyn, die helderheid verander as hulle mekaar verduister en gebruik dan die aangepaste weergawe van Kepler se 3de wet (Ch / Mc hfst.2 Pasa hfst.3 Arny hf. .12.4 sterrekundiges lees eintlik hul eie handboeke) en ten minste word die som van die twee sterre massas bepaal.
Nog 'n stuk inligting (wat ek vergeet het) lewer hul individuele massa op.
Ek het dit onthou: die kennis van die afstande van elke ster tot hul gemeenskaplike massamiddelpunt lewer die verhouding van die massas op (stel jou voor dat jy 'n aflosstokkie met 'n groter massa aan die een kant draai). Die kennis van die som en die verhouding tussen die massas gee nou die individuele massas. Ongelukkig moet die wentelbane van binêre sterre direk waarneembaar wees, wat selde die geval is. ('N Goeie verslag met diagramme is aan die Universiteit van Tennessee, en 'n Java-applet van binêre sterre, weer aan die UT.)

Daarvoor het ons feitlik al ons wetenskaplike repertorium gebruik.

En, soos hulle noem, bepaal massa die evolusie van 'n ster (die interessantste is die manier waarop hy sterf). Van toe af is massa verantwoordelik vir grootte, helderheid, leeftyd van die ster, evolusie, die manier waarop dit sterf, dit wil sê feitlik alles.
Bron: University of Oregon Introduction to Astrophysics, Mass Luminosity Relation, Image ID: ml.gif

Let daarop dat die massa-helderheidsdiagramme slegs geldig is vir hoofreekssterre (Ch / Mc Fig. 12.17 Pasa Fig. 25-7 Arny, Fig. 12.20 of 12.19) ook by Snow (Universiteit van Colorado) (Snow's Universe is tydelik vanlyn) en aan die Universiteit van Tennessee. Let op dat die skaal op die x- en y-as heeltemal anders is: dieselfde afstand word gebruik vir 'n toename van faktor tien, bv. op die x-as van 0,1 tot 1,0 en van 1,0 tot 10. Dit het die voordeel dat baie groot en baie klein datapunte op dieselfde grafiek geteken word. En nog belangriker, 'n mens kan die verband tussen die twee veranderlikes maklik uitvind. Dit blyk uit die meegaande diagram L te wees

M, dit wil sê hoe groter die massa, hoe groter die helderheid. Maar soos u aan die skaal kan sien, is albei asse logaritmies, en dus groei die helderheid baie vinniger as massa, wat beteken dat die ware verhouding ongeveer L is.

M 4, dit wil sê die helderheid neem toe met die vierde krag van die massa. Gaan na SEA-1 en vergelyk die massa- en helderheidsdata van 'n A5- en 'n M5-ster met mekaar: 10 keer meer massa beteken ongeveer 10.000 keer meer helderheid, wat ongeveer korrek is soos die tabel aandui.

Dit beteken dat 'n ster met 'n hoër massa natuurlik meer brandstof het, maar dit brand vinniger. In ons voorbeeld 10 keer meer brandstof, maar 10 000 keer vinniger.

Met hierdie kennis gelees oor die bespreking van ons son se leeftyd, kyk dan na SEA-5 en verduidelik waarom die massiewer sterre 'n korter lewensduur het: ___________________________________________

As 'n ster gekatalogiseer word, kyk na die gegewens wat die ster aan u openbaar het en met behulp van die H-R en die ander diagramme, kan u alles leer ken en interesseer oor die ster, al is dit 'n vreemdeling.

Wat u nie van 'n ster weet nie, is sy ouderdom (ek ken ook nie joune nie). Sterrekundiges is vreemd en vernuftig, so kom ons kyk na een stuk inligting wat ons van sterre kry, maar tot dusver verwaarloos het: hul posisie in die lug.

Wat daarvan? (Ch / Mc p.7 Pasa p.83 Arny hfst.1.1) vertel ons dat Orion (Pasa: Big Dipper) se sterre toevallig in dieselfde rigting is, maar andersins heeltemal verskillende afstande het, so dit is duidelik dat hulle nie het enigiets met mekaar te doen. Dieselfde geld vir alle konstellasies.
Kyk egter na die Orion-newel (M 42). Hier lê 'n hele paar sterre naby mekaar, ingebed in 'n diffuse newel - hul kwekery, glo dit of nie. Daar is ander voorbeelde, soos die pragtige Pleiades (M 45) of die bolvormige tros M 13 in Hercules, wat ons die laaste keer nie kon sien nie.

. .

Verskeie bolvormige trosse, (c) AURA / STScI. Baie sterre is dus toevallig so naby aan mekaar dat dit 'n redelike aanname is dat hulle ook naby mekaar is. As ons aanneem dat ons net die een of twee sterre-afstande kan bepaal, die ander se afstand op dieselfde afstand kan neem en met hul skynbare grootte ("Knowing two yields") hul absolute grootte kan bepaal, dit in die H-R-diagram kan opstel, en.

. die meeste van hulle beland in die hoofreeks. Laasgenoemde bevestig dat die sterre van 'n groep op dieselfde afstand lê. Dit gee ons weer 'n mooi HR-diagram wat die sterre-evolusie baie mooi uiteensit.
Kyk nou na die meegaande HR-diagram wat van Lab K2 CLEA Fotometrie gemaak is (of Ch / Mc, Fig. 12.18 Pasa p.411, nie in Arny nie). Dit is moeilik om te sien, maar die hoofreeks van die Pleiades vertak links bo. . In (Ch / Mc, fig. 12.19 Pasa p.413 nie in Arny nie) vertak die hoofreeks van 'n ander groep in die middel. (Let daarop dat dit voldoende was om die skynbare grootte te teken. Aangesien alle sterre in 'n groep op dieselfde afstand is, is die skynbare en absolute grootte direk gekorreleer.)

Eenvoudig sterf die warmer sterre (hulle trek van die MS af). kom nie naby die oond nie. Terloops, groter massa, groter temperatuur, groter helderheid, kleiner leeftyd.

Massa en helderheid lewer nou lewensduur op, kyk dus na die vertakking en ontdek dat die laaste sterre daar die ouderdom van die groep, 20 miljoen, openbaar. jaar vir die Pleiades en 10 rekening. jare vir die Omega Centauri-groep. Kyk (Ch / Mc p.338ff geen ekwivalent in Pasa Arny hfst. 13.9) oor The Evolution of a Star Cluster (Strobel).

Wag 'n oomblik. Wie sê dat alle sterre in 'n groep van dieselfde ouderdom is om mee te begin?

Die Australiese Vereniging vir Gerontologie.

Wel, nee. Read (Ch/Mc ch.13 Pasa ch.32 Arny ch.13) about the interstellar medium and it'll tell you that a cloud of matter needs at least a mass equivalent to 10,000 sun masses in order to gravitationally contract and form stars (some exceptions apply for smaller clouds hit by shock waves) . Ouch, what a sentence.
So, they do form at approximately the same time (± a million years - who cares about that error on a scale of 10's and 100's of millions of years?).

We sure needed all our knowledge to figure that and I try to cluster you to figure your age.


Cepheids

Cepheids, also called Cepheid Variables, are stars which brigthen and dim periodically. This behavior allows them to be used as cosmic yardsticks out to distances of a few tens of millions of light-years.

In 1912, Henrietta Swan Leavitt noted that 25 stars, called Cepheid stars, in the Magellanic cloud would brighten and dim periodically. Leavitt was able to measure the period of each star by measuring the timing of its ups and downs in brightness. What she determined was that the brighter the Cepheid, the longer its period. In fact, Cepheids are very special variable stars because their period (the time they take to brighten, dim and brighten again) is

  • regular (that is, does not change with time), and
  • a uniform function of their brightness. That is, there is relation between the period and brightness such that once the period is known, the brightness can be inferred.

Cepheids are reasonably abundant and very bright. Astronomers can identify them not only in our Galaxy, but in other nearby galaxies as well. If one requires the distance to a given galaxy one first locates the Cepheid variables in this galaxy. From these observations one determines the period of each of these stars. Leavitt's data states that a given period has a unique brightness associated to it. So from the period and Leavitt's plot we get the brightness at the distance of one light-year (see the image above). We can also measure the brightness on Earth. The brightness at the distance of one light-year will be larger than the observed brightness due to the fact that brightness drops like the square of the distance. From these numbers one can extract the distance to the stars. This method works up to 13 million light-years when Earth-bound telescopes are used for larger distances these stars become too dim to be observed. Recently, space-based telescopes such as the Hubble Telescope, have used these stars to much farther distances. Looking at a galaxy in the Virgo cluster called M100, astronomers used the Cepheid variables observed there to determine its distance - 56 million light-years.


Stellar magnitude guide

Stellar magnitudeObserving conditions
+3.0Faintest stars visible, light-polluted urban sky
+6.5Faintest stars visible, dark-sky site
+9.5Faintest stars visible, 10x50 binoculars
+30Faintest stars visible, Hubble Space Telescope

Today we include all objects in the sky, not just those visible to the naked eye, and have shuffled some of the stars around. For instance, a few stars have jumped into a higher brightness magnitude than 1. Indeed, the star Vega has the magical magnitude of zero.

And the confusion does not end there, for stars can pass zero into brighter magnitudes where the numbers become negative. Take Sirius, the brightest star in the night sky, which is mag. –1.4.

All this magnitude information only tells us how bright an object looks to us in the sky: its apparent, or visual, magnitude.

This doesn’t tell us anything about how bright the object really is, because all the things in space are at various distances from us. So a very dim star might be just a very long way away and actually be very bright, and vice versa.

There are also the distorting effects of Earth’s atmosphere to take into consideration, which is also the reason why stars twinkle.

Ancient Greeks like Hipparchus knew nothing about these great distances, and indeed neither do we when we stargaze – everything looks like it sits on a great ‘celestial sphere’ around us.

If you could line up all the stars at the same distance away from us then we could see exactly how they differ in brightness.

Our modern technology has actually allowed us to do this, and we can now theoretically line up all objects at a certain distance (32.6 lightyears) to get their true or absolute magnitude.

Once you start comparing the difference between a star’s absolute and apparent magnitudes, you’ll be even more amazed just how big space is.


Light Curves and What They Can Tell Us

Images show a scientist waar in an object light is emitted. Another piece of information we have about light is when it reaches the detector. Astronomers use this "timing" information to create light curves and perform timing analysis.

Light curves are graphs that show the brightness of an object over a period of time. In the study of objects which change their brightness over time, such as novae, supernovae, and variable stars, the light curve is a simple but valuable tool to a scientist.

This video compares the X-ray 'heartbeats', or light curves, of GRS 1915 and IGR J17091, two black holes that ingest gas from companion stars. (Credit: NASA's Goddard Space Flight Center)

If we had the following information about a particular source:

Datum Brightness
(Magnitude)
Datum Brightness
(Magnitude)
April 21 9.2 June 20 8.7
April 27 9.3 June 26 8.3
May 3 9.7 July 2 8.6
May 9 9.9 July 8 9.1
May 15 9.6 July 14 9.1
May 21 9.8 July 20 9.2
May 27 9.9 July 26 9.5
June 2 9.7 Aug 1 9.9
June 8 9.1 Aug 7 9.7
June 14 8.8 Aug 13 9.7

then we might make a light curve, and it would look like this:

A simple light curve made from the data in the table above

The plot shows the brightness of a certain astronomical object viewed through a telescope every 6 days over the course of a few months. This gives us a light curve of the object we have measured. But light curves can be generated for any measure of brightness which is measured over time. So, if we measured the number of X-rays being emitted by a star during every second for an hour, we could generate a light curve from our observations.

What can we learn from light curves?

The record of changes in brightness that a light curve provides can help astronomers understand processes at work within the object they are studying and identify specific categories (or classes) of stellar events. We know generally what light curves look like for a set of objects, so when we plot a new light curve, we can compare it to those standard light curves to possibly identify the type of object we're observing.

If the light curve we measured looked like the graph below, we would identify the object as an eclipsing binary star. The light curve also shows us that it takes 10 days for one of the stars in the binary to orbit completely around the other. Astronomers would say that the binary system has an orbital period of 10 days.

Light curve of an eclipsing binary system

If, instead, the light curve we measured looked like the one below, we would know that this object was the death of a star by a massive explosion called a supernova!


17.1 Die helderheid van sterre

Aan die einde van hierdie afdeling is u in staat om:

  • Explain the difference between luminosity and apparent brightness
  • Understand how astronomers specify brightness with magnitudes

Luminosity

Perhaps the most important characteristic of a star is its helderheid—the total amount of energy at all wavelengths that it emits per second. 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. For example, the luminosity of Sirius is about 25 times that of the Sun. 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. We call the amount of a star’s energy that reaches a given area (say, one square meter) each second here on Earth its apparent brightness. 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 -metrywat beteken "om te meet"). As we saw Observing the Sky: The Birth of Astronomy, astronomical photometry began with Hipparchus . 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. He sorted the stars into six brightness categories, each of which he called a magnitude. 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. For example, the brightest star in the sky, Sirius , sends us about 10 times as much light as the average first-magnitude star. 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 at its brightest is of magnitude −4.4, while the Sun has a magnitude of −26.8. Figure 1 shows the range of observed magnitudes from the brightest to the faintest, along with the actual magnitudes of several well-known objects. 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.

Apparent Magnitudes of Well-Known Objects.

Figure 1. The faintest magnitude s that can be detected by the unaided eye, binoculars, and large telescopes are also shown.

The Magnitude Equation

Even scientists can’t calculate fifth roots in their heads, so astronomers have summarized the above discussion in an equation to help calculate the difference in brightness for stars with different magnitudes. As m1 en m2 are the magnitudes of two stars, then we can calculate the ratio of their brightness using this equation:

OR

Here is another way to write this equation:

Let’s do a real example, just to show how this works. Imagine that an astronomer has discovered something special about a dim star (magnitude 8.5), and she wants to tell her students how much dimmer the star is than Sirius . Star 1 in the equation will be our dim star and star 2 will be Sirius.

Solution

Remember, Sirius has a magnitude of −1.5. In that case:

Check Your Learning

It is a common misconception that Polaris (magnitude 2.0) is the brightest star in the sky, but, as we saw, that distinction actually belongs to Sirius (magnitude −1.5). How does Sirius’ apparent brightness compare to that of Polaris?

(Hint: If you only have a basic calculator, you may wonder how to take 100 to the 0.7th power. But this is something you can ask Google to do. Google now accepts mathematical questions and will answer them. So try it for yourself. Ask Google, “What is 100 to the 0.7th power?”)

Our calculation shows that Sirius’ apparent brightness is 25 times greater than Polaris’ apparent brightness.

Other Units of Brightness

Although the magnitude scale is still used for visual astronomy, it is not used at all in newer branches of the field. In radio astronomy, for example, no equivalent of the magnitude system has been defined. Rather, radio astronomers measure the amount of energy being collected each second by each square meter of a radio telescope and express the brightness of each source in terms of, for example, watts per square meter.

Similarly, most researchers in the fields of infrared, X-ray, and gamma-ray astronomy use energy per area per second rather than magnitudes to express the results of their measurements. Nevertheless, astronomers in all fields are careful to distinguish between the helderheid of the source (even when that luminosity is all in X-rays) and the amount of energy that happens to reach us on Earth. After all, the luminosity is a really important characteristic that tells us a lot about the object in question, whereas the energy that reaches Earth is an accident of cosmic geography.

To make the comparison among stars easy, in this text, we avoid the use of magnitudes as much as possible and will express the luminosity of other stars in terms of the Sun’s luminosity. For example, the luminosity of Sirius is 25 times that of the Sun. Ons gebruik die simbool LSon om die son se helderheid dus aan te dui, kan die van Sirius as 25 geskryf word LSon.

Key Concepts and Summary

The total energy emitted per second by a star is called its luminosity. How bright a star looks from the perspective of Earth is its apparent brightness. The apparent brightness of a star depends on both its luminosity and its distance from Earth. Thus, the determination of apparent brightness and measurement of the distance to a star provide enough information to calculate its luminosity. The apparent brightnesses of stars are often expressed in terms of magnitudes, which is an old system based on how human vision interprets relative light intensity.


Measuring the Brightness of Stars


There are countless stars that we can see in our night sky, and all of them are unique. Some are dim, barely visible without a telescope. Others are bright and can be seen even in the most light-polluted areas. We measure the brightness of these stars using the magnitude skaal.

The magnitude scale seems a little backwards. The lower the number, the brighter the object is and the higher the number, the dimmer it is. This scale is logarithmic and set so that every 5 steps up equals a 100 times decrease in brightness. So magnitude 10 is 100 times dimmer than magnitude 5, which is 100 times dimmer than magnitude 0.

Our sun — the brightest thing in our sky — is magnitude -26.7. Other objects like the moon or nearby planets have negative magnitudes, and other stars vary greatly. The dimmest objects humans can see with the naked eye is around 6 any dimmer and we need to use a telescope.
What we’ve been talking about is skynbare omvang . It measures the brightness of stars and other celestial objects as they are as viewed from Earth, without taking into account distance or actual luminosity. It’s fine for describing what things look like from here, but it isn’t very good at describing how much light those objects are actually emitting. Our moon is incredibly bright to us, but if it were farther away from us, its brightness would decrease a lot.
To better compare the brightness of objects to each other, we use the absolute magnitude skaal. The logarithmic scale is the same, but we calculate what an object’s apparent magnitude would be if it were exactly 10 parsecs away from Earth (about 33 light-years away). This way, we eliminate distance as a factor for comparing the brightness of space objects.

As you can see, the brightness measurement of stars is a little more complicated than it first appears. It may also be difficult to really visualize the difference in brightness. But it’s an easy task to find a catalog of stars, go outside, and experience it yourself!
Written By: Scott Yarbrough


Measuring Light Pollution

Due to light pollution, the night sky over many of our cities is hundreds of times brighter than a natural, starlit sky. This skyglow hides the stars from our sight and prevents us and all life on Earth from experiencing a natural night, even in areas hundreds of miles away from urban development.

An important part of solving the problem of light pollution is to have a thorough understanding of its magnitude, and a great way to do that is to measure the brightness of the night sky. Thankfully, it is relatively easy to make such measurements, and you can help.

Become a Citizen Scientist

Participating in the Globe at Night citizen-science campaign is a great way to help our understanding of skyglow and its impact. No special tools are required and observations can easily be reported by smartphone, tablet or computer.

It’s also possible to use your smartphone to make night sky brightness measurements. The Dark Sky Meter app makes use of the iPhone camera to record the brightness of the night sky, while the Loss of the Night app walks the user through the sky as measurements are made with a different sensitive tool – the human eye. It’s available for both Android devices and iPhones. And now, thanks to the MySkyatNight project, you can also do your own analysis of all this available data.

Another way you can help is by participating in the Cities at Night project, which relies on citizen scientists to map and identify photos of cities taken from the International Space Station. This valuable information helps researchers better assess light pollution across of the globe.

In addition to the smart phone apps and the Globe at Night project, more rigorous, long-term monitoring is also being conducted. The section below describes standards for collecting and reporting skyglow measurements.

Community Standards for Reporting Skyglow Observations

The introduction of the Sky Quality Meter and the International Year of Astronomy Lightmeter have led to a large number of permanent online skyglow monitoring stations. At the same time, a number of individuals and groups have developed their own non-commercial devices for measuring skyglow.

While these developments are excellent news for those interested in monitoring light pollution, there isn’t yet a common standard for recording measurements from these devices. This has greatly hampered efforts to compare measurements from different locations, and to develop databases containing long-term measurements from around the world.


Supernovae

At large distances (up to about 1 billion light-years), astronomers can no longer use methods such as parallax or Cepheid variables. At such large distances, the parallax shift becomes too small and we can no longer even see individual stars in galaxies. Astronomers then turn to a series of methods that use "standard candles", that is, objects whose absolute magnitude is thought to be very well known. Then, by comparing the relative intensity of light observed from the object with that expected based on its assumed absolute magnitude, the inverse square law for light intensity can be used to infer the distance. The unique characteristics and enormous brightness of a certain type of supernova, the explosion which can occur at the end of the main sequence life of a massive star, can be used to determine distances beyond the reach of the previous methods.

There have been many measurements of the manner in which a supernova, whose distance to Earth is known (using one of the previous methods), increases its brightness and then dims into oblivion. There is one type (called type Ia) for which this brightening and dimming is very regular: when the maximum brightness at a distance of 1 light-year is calculated (using the known distance and the 1/distance 2 rule), it is found to be about the same for all stars. Such Type Ia supernovae are then our standard candles.

If the distance to a far away galaxy is required, one must first locate a type Ia supernova in it (which do occur regularly) and then measure its observed brightness. Comparing this result with the known maximum brightness achieved by all such supernovae one can determine the distance to the galaxy in question (again using the 1/distance 2 rule). Since supernovae are extremely bright, this method is useful to very large distances, up to one billion light-years.


How Are Astronomical Distances Measured?

How is astronomical distance determined? Just cannot get my head around cepheid variables, parallax, etc. How is it possible to tell how far away something is when you cannot bounce a radar beam off the object and time its return?

RS Puppis rhythmically brightens and dims over a six-week cycle. It is one of the most luminous in . [+] the class of so-called Cepheid variable stars. Its average intrinsic brightness is 15,000 times greater than our Sun's luminosity. Image Credit: NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)-Hubble/Europe Collaboration

Well, you’re absolutely right that radar is an ideal way of measuring distances to objects with radar you bounce a radio or microwave pulse off of the other object (a planet, for instance) and wait for it to come back. The Arecibo Observatory in Puerto Rico is one of the best observatories for doing this kind of work, and it’s not limited to planets, though objects that are large and nearby are easiest. Asteroids and comets are also good targets for radar observations, and the radar allows us to not only get great distances but a general idea of the shape of the object.

But radar has limited usefulness once the object you're interested in gets too far away, and when we need to get a distance from an object in the outer regions of our solar system, or for the nearest stars, we have to find another option. That option is parallax, which is also pretty straightforward as astronomy distance measurements go, because it's mostly just geometry.

Parallax illustration. Image credit wikimedia user Abeshenkov, public domain.

We’re well familiar with parallax as a phenomenon, even if we’ve never had the name to apply to it. Parallax is simply that objects which are close to you will appear to move, relative to some distant object, if you move. It’s why, when you take a picture out of a moving car’s window, the scenery along the roadside will be blurred out, whereas the distant scenery is captured without any motions. The roadside has a large parallax effect relative to the background. You can do this at home, too - close one eye and hold a finger out at arm’s length. Get your finger to cover up some object on your wall - a light switch or something. Now close that eye and open the other one. Your finger will appear to jump sideways away from the object it was covering. That’s parallax.

With a little math you can figure out how far away that apparently moving object is. All you need to know is how far apart your vantage points were (in the finger example, the distance between your eyes), and how far the object (your finger) appeared to move. With that information, you can work out how far away the object must have been in order for the angles to work out. If the object were closer, it would appear to have moved more. If it were farther, it would move less.

The other thing you can change is how far apart your viewing positions are. The farther apart, the more obvious the effect. For astronomical distances, we can make use of this by measuring the positions of stars when our planet is at opposite ends of our orbit around the Sun. Six months apart gives us viewing positions which are 186 million miles apart, instead of the few inches between your eyes. That allows you to see even the tiniest changes in a star’s position, relative to even more distant stars.

However, once you get beyond a few hundred parsecs, this kind of measurement gets really hard to do, and even with the best telescopes, parallax is only measurable out to about 1000 parsecs. Considering that we’re sitting 8,000 parsecs from the center of our galaxy, that doesn’t get very far. We’re going to need another method to get even farther away.

The NASA/ESA Hubble Space Telescope quashed the possibility that what was previously believed to be . [+] a toddler galaxy in the nearby universe may actually be considered an adult. Called I Zwicky 18, this galaxy has a youthful appearance that resembles galaxies typically found only in the early universe. Hubble has now found faint, older stars within this galaxy, suggesting that the galaxy may have formed at the same time as most other galaxies. Hubble data also allowed astronomers for the first time to identify Cepheid variable stars in I Zwicky 18, marked by the red circles. These flashing stellar mile-markers were used to determine that I Zwicky 18 is 59 million light-years from Earth, almost 10 million light-years more distant than previously believed. Image Credit: NASA/ ESA/ STScI (A. Aloisi)

This is where Cepheid Variables come in. Cepheids are an interesting class of star which change their brightness over time in a predictable, repeating pattern. And, very usefully for distance measurements, that repeating pattern changes depending on how intrinsically bright the star is, a discovery made by Henrietta Swan Leavitt in 1902. We can therefore use the speed of the Cepheid’s pulse to tell if it’s faint in our skies because it’s intrinsically dim, or because it’s faint because it’s far away.

We know how bright the Cepheid moet be, because of its pulse, so any fainter means it’s farther away. We know how brightness fades with distance - twice as far away means eight times as faint. The mismatch between how bright the Cepheid appears in the sky, and how bright it should be gives us this distance. This method works well throughout our galaxy and out to the nearest galaxies beyond us. To go even farther out in the universe, we need an even brighter tracer - supernovae.