Sterrekunde

Hoe kan ek foute van absolute grootte van 'n ster gegewe data uit Wikipedia interpreteer?

Hoe kan ek foute van absolute grootte van 'n ster gegewe data uit Wikipedia interpreteer?


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.

Hierdie Wikipedia-bladsy bevat inligting oor die ster Spica in die regterkantste tabel. 'N Klein momentopname van hierdie tabel is hieronder.

In hierdie tabel word die absolute grootte as gegee−3.55 (−3.5/−1.5). In plaas daarvan om die waarde en fout as te sienwaarde ± fout, Ek dink die fout word gegee soos dit is omdat die absolute grootte op 'n logaritmiese skaal (in teenstelling met lineêre skaal) gegee word. Maar ek weet nie heeltemal hoe ek dit moet interpreteer as 'n foutlesing nie. Hoe interpreteer mens hierdie lesing?


Spica (α Vir) is 'n binêre ster. Die Wikipedia-artikel noem Herbison-Evans et al. 1971, waarvan die tabel III lui:

Absolute grootte van primêre (Mv1) -3.5±0.1
Absolute grootte van sekondêre (Mv2) -1.5±0.2

Die verwarrende "-3.55 (-3.5 / -1.5)" kan dus geïnterpreteer word as "gekombineerd (primêr / sekondêr)."


Absolute grootte van 'n ster - met parallaks

Absolute omvang is die maatstaf van 'n hemelse voorwerp en intrinsieke helderheid. Dit is die hipotetiese oënskynlike grootte van 'n voorwerp op 'n standaard helderheidsafstand van presies 10,0 parsek of ongeveer 32,6 ligjare vanaf die waarnemer, met die veronderstelling dat geen sterrekundige uitsterwing van die sterlig is nie. Hierdeur kan die ware energie-uitset van sterrekundige voorwerpe vergelyk word sonder inagneming van hul veranderlike afstande. Soos met alle sterrekundige groottes, kan die absolute grootte vir verskillende golflengte-intervalle vir sterre gespesifiseer word. Die absolute grootte is die absolute visuele grootte, wat die absolute grootte in die visuele (V) band van die UBV-stelsel is.

In die Euklidiese benadering vir nabygeleë voorwerpe kan die absolute grootte van 'n ster bereken word uit sy skynbare grootte en parallaks, soos getoon.


Sjabloon: Starbox-astrometrie

Hierdie sjabloon is deel van 'n groep sjablone wat gebruik word om inligting oor 'n spesifieke ster te vertoon. Die lys moet altyd & # 123 & # 123 Starbox begin & # 125 & # 125 as die eerste in die lys hê, terwyl die lys & # 123 & # 123 Starbox end & # 125 & # 125 as die laaste in die lys moet hê. Enige van hierdie parameters kan weggelaat word. As alle parameters wat op 'n gegewe reël sou verskyn, weggelaat word, sal die reël uit die infoboks weggelaat word, behalwe as dist_ly en dist_pc word weggelaat, maar parallaks aanwesig is, word die afstand van die voorwerp bereken parallaks en, indien teenwoordig, p_fout. Om hierdie berekening te laat werk, moet voetnote en verwysings vir die parallaks en die fout daarvan geplaas word parallax_footnote eerder as parallaks of p_fout. Hierdie spesifieke sjabloon kan soos volg gebruik word:

U kan egter die volgende sintaksis vir twee sterre gebruik:

Let daarop dat koppeltekens outomaties deur minustekens vervang word. As u 'n koppelteken wil gebruik, tik u eerder die HTML-entiteit (& amp # 45).

Die volgende templates word saam gebruik en word gewoonlik in die volgorde geplaas.


Skynbare (helderheid) en absolute groottes

Dubhe het 'n skynbare sterkte van 1,81, dit is 'n mate van die helderheid van die ster gesien vanaf die aarde. Skynbare magnitude staan ​​ook bekend as Visual Magnitude. As u die Parallax-waarde van 1997 gebruik het, sou u 'n absolute grootte van -1.08 kry. As u die Parallax-waarde van 2007 sou gebruik, sou u 'n absolute grootte van -1.07 kry.

Absolute magnitude is die skynbare grootte van die ster vanaf 'n afstand van 10 parsek of 32,6 ligjaar. Dit veronderstel dat daar niks tussen die voorwerp en die kyker is soos stofwolke nie. Om die helderheid van die ster regtig te vergelyk, is dit die beste om Absolute eerder as Apparent Magnitude te gebruik.

Die grootte, of dit nou die sigbare / visuele of die absolute grootte is, word gemeet aan 'n getal, hoe kleiner die getal, hoe helderder is die ster. Ons eie son is die helderste ster en het dus die laagste van alle groottes, -26,74. 'N Dowwe ster sal 'n hoë getal hê.


Hoe kan ek foute van absolute grootte van 'n ster gegewe data uit Wikipedia interpreteer? - Sterrekunde

Sterklassifikasie deur gebruik te maak van Deep Learning-tegnieke

'N Klassifiseringstaak onder toesig om sterre-tipe te voorspel op grond van die oppervlaktemperatuur (in K), helderheid (gemeet ten opsigte van die son), radius (gemeet aan die son), absolute grootte (visueel), sterkleur en amp-spektraal Klas.

Die tipe sterre wat aan die einde van die opleiding voorspel word, is:

  1. Bruin dwerg (0)
  2. Rooi dwerg (1)
  3. Wit dwerg (2)
  4. Hoofvolgorde (3)
  5. Superreus (4)
  6. Hyperreus (5)

Data-insameling en voorbereidingstegnieke:

Die datastel is gebaseer op verskeie vergelykings in astrofisika. Hulle word hieronder gegee:

    van swart liggaamsbestraling (om die helderheid van 'n ster te bepaal) (om die oppervlaktemperatuur van 'n ster met behulp van golflengte te bepaal)
  1. Radius van 'n ster met parallaks.
  2. Die ontbrekende data is handmatig bereken met behulp van die astrofisikavergelykings hierbo gegee.

Belangstelling in sterrekunde en sterre evolusie


4. TOEPASSING OP LAMOSTE GEGEVENS

Nadat ons die doeltreffendheid van ons afstandkode op katalogus en gesimuleerde data geverifieer het, pas ons die kode nou toe op die bestaande LAMOST-data. Vanaf hierdie datum bestaan ​​die LAMOST-katalogus (interne data-vrystellings 1 en 2) uit

1,8 miljoen sterre met sterparameters (buite

3,6 miljoen waargenome sterre met lae S / N, koel M-tipe sterre en warm OBA-sterre het nie parameters van die LAMOST-pyplyn nie). In hierdie afdeling wys ons 'n paar eenvoudige 'verstandigheidskontroles' om te verifieer dat die kode redelike resultate lewer, en om 'n idee te gee van die omvang van die LAMOST-datastel.

4.1. LAMOST Sterparameters

Die LAMOST-parameters vir sterre in die reeks 3500 K K en met S / N in g en r groepe het gemiddelde onsekerhede van

0,3 dex, in,, en [Fe / H], onderskeidelik. Ons merk op dat die [Fe / H] -onsekerhede in die tweede volle jaar van opnames (2013 September – 2014 Junie) aansienlik kleiner is (mediaan 0,18 dex) as die vroeëre tydperke, en foute is soortgelyk in vroeëre en latere data. Dit is onduidelik of dit te wyte is aan veranderinge in die LAMOST-dataverminderingspyplyn, of verbeterde datakwaliteit namate die opname vorder.

Die parameter wat die afgeleide afstandsfoute die sterkste beïnvloed, is swaartekrag op die oppervlak. Dit kan gesien word in Figuur 6, wat die foute op, en [Fe / H] vergelyk met die fout in afgeleide afstande op grond van daardie parameters. Daar is 'n effense korrelasie tussen en, maar min afhanklikheid van afstandsfoute van onsekerheid in [Fe / H]. Die middelste paneel, vertoon versus, toon 'n ongeveer lineêre korrelasie tussen die onsekerheid van die oppervlak-swaartekrag en die foute op die afgeleide afstande. Vir 'n onsekerheid van

0,5 dex in, Figuur 6 dui daarop dat ons a kan verwag

25% –35% afstandsfout. Dit is dus noodsaaklik dat oppervlakte-swaartekragte van LAMOST-spektra so presies moontlik bepaal word. Liu et al. (2014b) het onlangs 'n metode gepubliseer om ramings vir reuse sterre in die Verenigde State te verbeter Kepler veld wat ook met LAMOST waargeneem is. Gebaseer op regstellings van vergelyking met asteroseismiese metings van Kepler, Liu et al. Onsekerhede verkry uit LAMOST-spektra van dex, wat afstandskattings met beter as 10% akkuraatheid lewer. Inderdaad, by 'n gegewe temperatuur 14, dus as die onsekerheid van met 0,1 dex verbeter word, verbeter die onsekerheid in absolute grootte met 0,25 mag, en die akkuraatheid van die afstandskatting verbeter met

Figuur 6. Breukfoute op die afgeleide afstande vir LAMOST-sterre in vergelyking met die onsekerhede oor die sterparameters, en [Fe / H] (van bo na onder). Die grysskaal kodeer die aantal sterre in elke asblik op 'n logaritmiese skaal tussen 10 en 20 000. Die afstandsfoute is slegs swak gekorreleer met of [Fe / H] onsekerhede. Die sterkste afhanklikheid word verreweg in die middelste paneel gesien, wat 'n ongeveer lineêre korrelasie toon tussen onsekerheid op die oppervlak en die fout in die afgeleide afstand.

4.2. Effek van α-element oorvloed op afstande na metaalarm Halo Giants

Soos opgemerk in Afdeling 2, is ons algoritme geneig om die afstande na metaalarm halo-reuse in sintetiese katalogusse van die Besançon-model te hoog te skat. Dit is goed gevestig dat die metaalarm-sterrepopulasies van die Melkweg-stralings tipies verbeter word α-elemente relatief tot skyfpopulasies (bv. Venn et al. 2004), met metaalarm ([Fe / H]) halo-sterre wat gewoonlik [α/ Fe] ≈ 0.4. Ons keer nou terug na 'n deelversameling sterre waarvoor ons LAMOST-sterparameters het, en ondersoek die effek van die vervanging van die sonskaalse isochrone met αverbeterde weergawes in ons afstandkode. Om dit te doen genereer ons 'n nuwe isochrone-rooster met [α/ Fe] = +0.4, [Fe / H], en dieselfde ouderdomstappe as die oorspronklike isochrone stel. Ons gebruik ons ​​afstandalgoritme op 'n stel sterparameters van 239.446 LAMOST-spektra (wat bestaan ​​uit onlangse, derdejaar-LAMOST-spektra) met die α-versterkte isochrone. Uit die resulterende afstandskatalogus kies ons dan slegs waarskynlike metaalarm halo-sterre met S / N in g, r-bande, [Fe / H], en minstens 3 kpc vanaf die Galaktiese vlak. Dit lewer 'n monster van 542 waarskynlike halo-sterre. Figuur 7 vergelyk die afstand vanaf die α-verbeterde rooster tot die afstand vanaf die oorspronklike isochrone rooster, in die sin. Ons vind dat die [α/ Fe] = +0.4 rooster lewer afstande gemiddeld 13% nader as die van die [α/ Fe] = 0,0 rooster. Dit verklaar waarskynlik die

20% stelselmatige oorskatting van afstande vir halo-sterre uit die Besançon-katalogusse. Omdat die halo-populasies in die Besançon-model suurstofverbeter was in vergelyking met die skyfpopulasies (Robin et al. 2003), is ons aanname van sonkrag α-Ofgrote voorspel waarskynlik afgeleide afstande. Die aanneming van 'n meer gepaste α-verbeterde isochrone rooster vir metaalarm halo sterre sou hierdie situasie regstel. Inderdaad, 'n mens sou ideaal 'n afgemete [α/ Fe] vanaf die LAMOST-spektrum self in die afstandskatting vir elke ster, sal ons dit in die toekomstige opgraderings van die afstandskode insluit, aangesien oorvloedskattings beskikbaar raak vir LAMOST-sterre.

Figuur 7. Verskil tussen afstande tot glorie-reuse (kpc, [Fe / H], met S / N in g en r-band) gemeet met sonskaalse isochrone ([α/ Fe] = 0,0 gemerk "sonkrag α") en 'n αverbeter ([α/ Fe] = 0.4) rooster van isochrone. Gemiddeld is die α-versterkte isochrone vind afstande

13% kleiner (afgelei deur die stippellengte Gaussiese pasvorm hierbo getoon) as dié van die sonskaalse rooster.

4.3. Interne LAMOST-kontroles by herhalende waarnemings

1,8 miljoen sterrespektra in die LAMOST-katalogus,

30%) is sterre met herhalende waarnemings. Daar is 214 514 unieke sterre wat meermale waargeneem is en wat in elke tydvak voldoende kwaliteitspektra het om sterreparameters af te lei. 'N Individuele ster kan soveel as 14 waarnemings hê, maar die meeste het 2-4 waarnemings. Die verspreiding van die aantal herhalingsmetings word in Figuur 8 getoon. Figuur 9 toon die standaardafwyking van ons afstandmetings vir sterre met veelvuldige waarnemings. Dit word uitgedruk as 'n breukafwyking van die gemiddelde gemete afstand, en geteken as 'n funksie van die minimum sein tot ruis van die metings wat vergelyk word. 'N Mens sou verwag dat die verspreiding in afgeleide afstande sou toeneem as een (of meer) van die spektra lae S / N het. Dit is presies wat in Figuur 9 gesien word - die verspreiding is

5% vir spektra met minimum S / N 20, en begin styg vir S / N onder 20. Maar selfs as die minimum S / N so laag as 2,5 is, is die tipiese verspreiding van afstande slegs in

20%. Dit bevestig dat (a) ons kode herhaalbare resultate lewer wanneer dit op veelvoudige waarnemings van dieselfde ster toegepas word, en (b) die LAMOST-pyplyn bied konsekwente beramings van sterreparameters van hierdie veelvoudige waarnemings.

Figuur 8. Aantal herhalende waarnemings van die 214 514 unieke sterre met veelvuldige spektra in die LAMOST-databasis. Die meerderheid van hierdie voorwerpe het minder as vier waarnemings, maar sommige het soveel as 14 aparte spektra.

Figuur 9. Standaard afwyking σd van die afstandskatting vir die 214 514 sterre met veelvuldige metings in LAMOST. Dit word uitgedruk as 'n breukafwyking van die afstand, as 'n funksie van die minimum sein tot ruis van die spektra wat in die afleiding van σd vir elke ster. Ons bereken die gemiddelde verstrooiing (gevulde diamante) en die standaardafwyking daarvan (foutstawe) vir hierdie resultate in asblikke van 2,5 in S / N. Die verspreiding van herhaalde metings is gewoonlik

5% vir hoë S / N-sterre (min. S / N), verhoog dan tot

20% aan die lae S / N-einde. Dit dui daarop dat ons afstandsafleidings (en dus die sterparameters waarop dit gebaseer is) selfs vir redelike swak gehalte-spektrums sterk herhaalbaar is.

4.4. Resultate van LAMOST Data

Nadat ons ons afstandkode in die hele katalogus van LAMOST-sterparameters uitgevoer het, doen ons 'n paar kontroles om te verifieer dat die resultate sinvol is, en om die nut van ons afstande vir Galaktiese struktuurstudies te ondersoek. Met behulp van ons afstande bereken ons Galaktosentriese Cartesiese koördinate (as ons aanvaar dat die son op kpc is, met kpc). Die eerste toets is om te sien of die metaalverdeling as 'n funksie van die hoogte bo die Galaktiese vlak naby die noordelike Galaktiese kap soos verwag is. Ons kies sterre by, en hou slegs diegene met S / N in die SDSS g-band. Dit lewer 189 106 sterre op. Hierdie monster moet ongeveer die Galaktiese metaalverloop met hoogte ondersoek, en daar word verwag dat die metaal gemiddeld byna sonkrag naby die vlak moet wees, en dit sal afneem met die hoogte namate die dun skyf oorgaan in die laer-metaal dik skyf. Dit is inderdaad presies wat gesien word in 'n kontoerplot van hierdie gegewens in Figuur 10. Die piekmetallisiteit neem af van effens subsolêr by Z

1 kpk. Hierbo bly die piekmetallisiteit ongeveer dieselfde, met 'n lang stert tot lae metallisiteite wat hoofsaaklik plaaslike halo-sterre verteenwoordig.

Figuur 10. Metallisiteit vanaf die LAMOST-pypleiding teenoor hoogte bo die vlak vir 'n monster van 189 106 sterre met S / Ng 10. Die Z koördinaat is gebaseer op afstande afgelei deur ons kode met behulp van LAMOST-sterparameters. Kontoere bevat (2, 5, 10, 25, 50, 100, 200, 300, 400, 500, 750, 1000, 1500, 2500, 4000) sterre. Soos verwag vir skyfsterre, val die gemiddelde metallisiteit van naby sonkrag net bokant die Galaktiese vlak tot naby kpc. Hierdie piekmetallisiteit, wat tipies is van die Galactic-dik skyf, bly so ver as wat ons ondersoek, met 'n lang stert tot laer metaalagtigheid.

Alhoewel reuse-sterre in die Galaktiese stralekrans 'n klein fraksie van die sterre wat deur LAMOST waargeneem word, verteenwoordig, hoop ons ook om dit te gebruik om struktuur (en onderbou) in die stralekrans te ondersoek. Ons wil dus kyk of ons afstande gebruik kan word om 'n relatief suiwer monster van die Melkweg-halo-reuse te isoleer. Om dit te toets, kies ons sterre met galaktosentriese radius kpc wat ook op hoogte kpc bo / onder die vlak is. So 'n steekproef sterre moet hoofsaaklik halo-sterre wees. Ons kontroleer dit deur 'n metallisiteitshistogram (gestippelde lyn in Figuur 11) te ontwerp vir die 1528 sterre wat op hierdie manier gekies is. Hierdie sterre bereik 'n hoogtepunt van [Fe / H], soos verwag vir sterre binne-halo, met baie min metaalryke sterre. Daarenteen bevat 'n monster wat gekies is om binne kpc en naby die skyf te wees (kpc soliede lyn in Figuur 11) meestal metaalryke sterre met skyfagtige [Fe / H].

Figuur 11. Genormaliseerde metallisiteitsverdeling van 1 473 135 sterre by kpc en kpc (soliede histogram). Die 1705 sterre by kpc en kpc word deur die stippellyn voorgestel. Laasgenoemde moet meestal halo-sterre wees en 'n hoogtepunt bereik op [Fe / H] soos verwag vir die Galaktiese halo, met min metaalryke ([Fe / H]) sterre. Die kpc-monster bevat meestal metaalryke sterre, soos verwag word vir hoofsaaklik skyfpopulasies. Die skielike afsnyding by [Fe / H] = -2,5 is te wyte aan die onderste limiet van metallisiteite wat deur die LAMOST-pypleiding geproduseer word, eerder as 'n werklike effek. Lee et al. (2015) het die Sloan SSPP aangepas vir meer algemene gebruik van hierdie pypleiding op LAMOST-spektra, vermy die kunsmatige afsnyding by [Fe / H] = -2,5.

Let daarop dat nie een van hierdie verstandigheidskontroles wat die verspreiding van metaalvermoë vir verskillende Galaktiese populasies (Figuur 10 en 11) toon, die ware Galaktiese metaalverdeling vir hierdie populasies verteenwoordig nie. Om die intrinsieke verspreiding af te lei, moet die seleksie-effekte wat in LAMOST-data voorkom, reggestel word. Hierdie figure is bloot bedoel om te illustreer dat sterremonsters wat gekies is met behulp van ons afgeleide afstande, eienskappe het wat soortgelyk is aan wat 'n mens sou verwag op grond van ons kennis van die metaalverspreiding van die melkwegkomponente.

Laastens soek ons ​​die LAMOST-databasis vir sterre vir 'n oop groeplid. Ons begin met die samestelling van bekende Galactic-oop trosse wat beskikbaar is op http://www.astro.iag.usp.br/ocdb/ (Dias et al. 2002). Vir elke groep in hierdie lys het ons aanvanklik alle sterre van LAMOST binne die gepubliseerde trosdeursnee gekies wat ook LAMOST RV binne 20 km s -1 van die gepubliseerde waarde bevat (let op dat ons slegs trosse met bekende RV's vir hierdie oefening gebruik het). Na hierdie aanvanklike snit, het ons histogramme van snelhede, afstande en metallisiteite vir elk van die trosse met meer as 15 kandidate ondersoek. Vir trosse met duidelike afstands- en snelheidspieke kies ons sterre met die hand

10 km s −1 van die piekwaarde, en pas 'n Gaussiaan by die afstandverdeling van hierdie groepkandidate. Clusters met duidelike handtekeninge was NGC 1039, NGC 1662, NGC 2168, NGC 2281, NGC 2548, ASCC 26 en NGC 1647. Die aantal kandidate wat gekies is, het gewissel van 19 tot 102 sterre, met die naaste trosse wat die meeste kandidate gehad het. Figuur 12 vergelyk ons ​​gemete afstande (vanaf die Gaussiese aanpassings) vir hierdie sewe groepe,, met die van Dias et al. (2002),. Foutstawe op hierdie punte stel die Gaussiese voor σ van die sterre ingesluit. Die stippellyn stem ooreen met die een-tot-een-ooreenstemming tussen ons metings en literatuurwaardes. Al die afstande van die sewe trosse, behalwe een, stem ooreen met die literatuurwaardes. Ons het dus die effektiwiteit van ons afstandskattings bevestig. Hierdie eenvoudige oefening beklemtoon die potensiaal van LAMOST om 'n steekproef van oop trossterre te versamel met homogeen gemete metallisiteite, snelhede en afstande wat gebruik kan word om die Galaktiese skyf in fyn besonderhede te ondersoek.

Figuur 12. Vergelyking van ons afgeleide afstande () en dié uit die literatuur (Dias et al. 2002,) vir sewe oop trosse wat in LAMOST voorkom. Punte verteenwoordig die sentrale waarde van die beste pas Gaussiese vir die verspreiding van elke groep, en foutstawe toon die Gaussiese σ. Die stippellyn verteenwoordig een-tot-een ooreenkoms. Al die klusters behalwe een stem baie ooreen met die bekende afstand.


Alternatiewe name en betekenisse

  • Die ID van die ster in die Yale Bright Star Catalogue is HR1641.
  • HIP23767 is die verwysingsnaam vir die ster in die Hipparcos Star Catalogue.
  • Die ID van die ster in die Henry Draper-katalogus is HD32630. Die katalogus is deur die Amerikaanse dokter begin en is oor die jare uitgebrei.
  • Die ster word in die Tycho-2-sterrekatalogus geklassifiseer as TYC-2899-2237-1. Die katalogus bevat 2 miljoen sterre en sy tuisblad is E.S.A.
  • Flamsteed-benamings soos 10 Aurigae (10 Aur) is vernoem na die skepper, Sir John Flamsteed. Sir John noem die sterre in die sterrebeeld met 'n nommer en sy Latynse naam. Die ster se Flamsteed-benaming is 10 Aurigae. Die Flamsteed-naam kan verkort word tot 10 Aur.
  • BD-nommer is die nommer waarin die ster in die Durchmusterung of Bonner Durchmusterung ingedien is, 'n ster-katalogus wat tussen 1859 tot 1903 deur die Bonn Observatory saamgestel is. Die ster se BD-nommer is BD +41 1058.

Absolute Magnitude Star Chart?

Het iemand 'n voorstel vir 'n aanlyn sterrekaart met al die sterre wat slegs met absolute omvang beplan is? Moeilik om iets te vind. Bruce MacEvoy het iets soortgelyk hieraan gehad, maar ek dink dit was net die punte self sonder verwysingssterre.

Geredigeer deur Daniel Mounsey, 18 Desember 2017 - 11:44.

# 2 rehling

Ek het nie. Een moontlike rede is dat daar in baie gevalle soveel onsekerheid is. Hoofreekssterre is gewoonlik moontlik om uit 'n toepaslike reeks waarnemings te skat, maar sommige ster-tipes maak hul grootte / afstandsverhoudinge dubbelsinnig, binne sekere grense. Veral in die geval van reuse en superreuse, insluitend van die helderste sterre in die lug, is dit te ver om hul afstand met parallaks te meet, en ons weet dus steeds nie hoe goed hulle is nie, byvoorbeeld, die absolute grootte.

Dit is 'n bietjie van 'n paradoks. Die vele, voorheen anonieme & 200 000 Kepler-teikensterre, het almal hul belangrikste parameters tot die tweede desimale plek geskat, maar ons ken nie die eienskappe van Rigel, Betelgeuse en Deneb in daardie akkuraatheid nie! Ons weet ook nie watter helder ster die helderder absolute grootte het nie, dit is waarskynlik Deneb, maar moontlik ook Rigel.

Iemand kan steeds 'n kaart maak wat die beste raaiskoot vir elke ster gee, miskien het die onsekerheid die poging ontmoedig.

# 3 bedelend

Dit is moeilik om 'n ster-katalogus met absolute omvang te vind. Die Yale Bright Star-katalogus bevat geen absolute groottes nie.

Hier is 'n katalogus met absolute groottes: http://www.astronexus.com/hyg

# 4 fred1871

Die naaste wat u tans sal kry, is spektraltipes, insluitend MK-klas, en soos hierbo genoem, word dit beter by die reuse en superreuse. Gebaseer op parallakswerk tot dusver, is die absolute groottes vir MK V (hoofreeks) sterre redelik goed.

Moet dit makliker word as die Gaia-databasis van parallakses vrygestel word, want dan kan u parallaks / visuele grootte-data kombineer om absolute groottes te kry. in elk geval: vir sommige sterre is die opname van die lig op pad na ons 'n veranderende faktor.

My huidige gedagte is dat ons nog nie het waarvoor u vra nie, omdat (1) nie genoeg mense dit wil hê nie, en (2) daar nog nie genoeg sterre met goeie data is nie, selfs nie onder die helderste nie, soos aangedui in nr. 2 hierbo.

Daniel, wat is u voornemens om sulke kaarte te gebruik?

# 5 rehling

Nog 'n paar gedagtes vanuit 'n ontwerpperspektief: dit is duidelik dat so 'n kaart is kon word geskep, gegewe sommige van die voorbeelde wat reeds genoem is, maar volgens Fred se slotvraag is daar baie ontwerpvrae wat beantwoord sou word.

Veelvuldige sterre is deel van wat die ingewikkelde maak: Vertoon u 'n simbool vir die helderste een, of vir al die komponente, of slegs vir voldoende helder? Vertoon u Proxima Centauri (onsigbaar met die blote oog) omdat dit (waarskynlik) 'n deel van die Alpha Centauri-stelsel is, maar laat Barnard's Star weg omdat dit nie deel is van 'n stelsel nie? Vertoon u Sirius B maar laat Van Maanen se Star (dieselfde uitgawe) weg? Castor bestaan ​​uit ses sterre: Vertoon u almal, styf gegroepeer? As u net die helderste in elke veelvoudige stelsel vertoon, oorweeg Capella, wat bestaan ​​uit twee byna ewe helder sterre.

Hier is geen regte of verkeerde antwoord nie, maar verskillende benaderings vir verskillende doeleindes, en as die doel esteties eerder as funksioneel is, is daar verskillende maniere om te werk te gaan.

As 'n verwante, maar baie kleiner projek, het ek ongeveer 25 sterre in galaktiese koördinate gekarteer om te simuleer waar ons helderste (oënskynlike) sterre geleë is as 'n mens op die galaktiese vlak neerkyk. Vir die grootste deel is helder sterre in die omgewing met 'n beskeie absolute grootte of ver weg met 'n noemenswaardige (baie negatiewe) absolute grootte. Dit is op 'n kontinuum eerder as binêr, maar die afstande wissel met 'n faktor van ongeveer 100, dus is dit moeilik om sinvol oor die afstand te vertoon. Boonop word die helderste sterre versprei in iets naby aan 'n reguit lyn, met die wintergroep (Rigel, Sirius, Betelgeuse, Capella, Procyon, Aldebaran) in een rigting en 'n kleiner aantal helder somersterre (Arcturus, Spica, Antares) in die ander rigting, langs ons galaktiese arm / aansporing. Die vreemde ster daar buite is Deneb, wat oor die leemte lê tussen spiraalarms in die volgende arm oor.


Ander eienskappe

Die primêre ster van die spektroskopiese binêre stelsel, Dubhe A, is 'n oranje reus van die spektrale tipe K0II. Dit het 'n skynbare grootte van 1,79 en 'n absolute grootte van -1,10. Daar word vermoed dat dit 'n veranderlike ster is, aangesien die helderheid daarvan met 'n duisendste van die grootte verander het.

Dubhe A is ongeveer 316 keer helderder as ons son, maar dit is koeler met 'n oppervlaktetemperatuur van ongeveer 4.660 K. Ter vergelyking, ons son het 'n gemiddelde oppervlaktemperatuur van ongeveer 5.778 K. Dubhe is ook die koelste ster en die verste van die Big Dipper sterre. Dit is egter die tweede helderste van hierdie sterre, met slegs Alkaid wat helderder is.

Dubhe A het 'n rotasiesnelheid van ongeveer 2,6 km per sekonde en het 'n oppervlakte-erns van ongeveer 2,46 kg. Die sekondêre ster, Dubhe B, is 'n wit-versmeltende dwergster met die sterklassifikasie van F0V.


Absolute grootte

Hulle moet onderdrukking met nederige volharding en absolute oortuiging in die gesig staar.

Huisreëls vereis dat 'n volstrekte meerderheid van die lede stem om 'n spreker te kies.

Afwesig van 'n liggaam, kan niemand met absolute sekerheid sê of Castro dood is nie, al wys alle tekens in die rigting.

En hierdie liedjie is net absoluut geniaal en heeltemal universeel.

U moet dit waag en die gevaar loop om na 'n absolute dwaas te lyk.

Slegs meer as een man daarin het jy heeltemal absolute beheer.

Die huwelik is soos 'n mayonnaisesous, 'n groot sukses of 'n absolute mislukking.

Hy is begroet deur gil en gejag, maar met absolute onbetwisbaarheid het hy sy magte gereorganiseer en die vyand gekontroleer.

Gebeurtenisse van die grootste omvang was nog nooit afhanklik van voorvalle vir die gemeenskap in die algemeen so onbenullig nie.

Dit is duidelik dat 'n absolute toename van enige variëteit gepaard kan gaan met 'n relatiewe afname.


Kyk die video: Absolute waarde, tegengestelde en omgekeerde (November 2022).