Sterrekunde

Die helderheid van twee sterre met dieselfde helderheid, maar op 'n ander rekenaar afstand

Die helderheid van twee sterre met dieselfde helderheid, maar op 'n ander rekenaar afstand


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.

Sterre A en B is albei ewe helder soos gesien vanaf die aarde, maar A is 120 stuks verby terwyl B 24 stuks ver is. Watter ster het die groter helderheid? Hoeveel keer is dit helderder?


Die absolute helderheid van A is groter as B. Soos twee lampe. $$ frac {120} {24} = 5, $$ dus is A vyf keer verder B, maar namate die helderheid afneem met die vierkant van die afstand, dan is A $5^{2}=25$ keer meer helder.


Malmquist-vooroordeel

Die Malmquist-vooroordeel is 'n effek in waarnemingsterrekunde wat lei tot die voorkeuropsporing van intrinsiek helder voorwerpe. Dit is die eerste keer in 1922 beskryf deur die Sweedse sterrekundige Gunnar Malmquist (1893–1982), wat hierdie werk in 1925 baie uitgebrei het. [1] [2] In statistieke word na hierdie vooroordeel verwys as 'n seleksie vooroordeel of datasensurering. Dit beïnvloed die resultate in 'n helderheidsbeperking, waar sterre onder 'n sekere skynbare helderheid nie ingesluit kan word nie. Aangesien waargenome sterre en sterrestelsels dowwer lyk as hulle verder weg is, sal die helderheid wat gemeet word met afstand afval totdat hul helderheid onder die waarnemingsdrempel val. Voorwerpe wat meer helder of intrinsiek helderder is, kan op 'n groter afstand waargeneem word, wat 'n valse neiging tot toenemende intrinsieke helderheid en ander verwante hoeveelhede met afstand skep. Hierdie effek het gelei tot baie vals bewerings op die gebied van sterrekunde. Die korrekte regstelling van hierdie effekte het 'n groot fokuspunt geword.


Die helderheid van twee sterre met dieselfde helderheid, maar op verskillende rekenaars afstand - Sterrekunde

Het verskillende sterre verskillende fisiese kenmerke, of is dit basies dieselfde?

Sterre is nie vervelige voorwerpe met dieselfde fisiese eienskappe nie. Hulle kom in 'n wye verskeidenheid groottes en kleure voor. Om die rede ten volle te verstaan, moet u die fisika daaragter ken. Laat ek dit op 'n eenvoudige manier probeer stel:

Sterrekundiges kan kleure van sterre opspoor deur hul spektra te neem (baie soos die splitsing van die lig met behulp van 'n prisma, wat deur Newton gedoen is). Die spektrum van 'n ster lyk soos die van 'n swart liggaam (alhoewel daar verskille is), wat gekenmerk word deur 'n enkele parameter, die temperatuur. Daarom kan 'n mens die temperatuur van 'n ster bepaal deur na die vorm van die spektrum van 'n ster te kyk.

Ons sien die temperatuur van sterre gaan van ongeveer 3000 K tot 50 000 K. Blou sterre is warmer en rooi sterre is koeler. Hou die volgende keer as u sterre sien, in gedagte dat die rede waarom sterre soos Betelguese, Arcturus en Antares rooi lyk, is omdat hulle 'koel' is (koel hier beteken ongeveer 4000 K), en sterre soos Vega is wit omdat hulle baie warmer. Op grond van die temperatuur word sterre in kategorieë geklassifiseer as O, B, A, F, G, K en M. O sterre is die warmste en M-sterre is die coolste. Vega is byvoorbeeld 'n A-ster, terwyl ons Son 'n G-ster is. Die Son is dus baie koeler as Vega.

Die helderheid van 'n ster hang af van die helderheid en afstand van ons. Dus kan 'n ster flou wees omdat dit intrinsiek flou is, of omdat dit baie ver kan wees. Om te weet watter ster die helderder is as die ander, moet ons die afstand na die ster ken. Daar is tegnieke om die afstand na 'n ster te bepaal, soos parallaks, Cepheid-veranderlikes, ens. Maar as die afstand eers bekend is, kan ons die werklike helderheid van die ster bepaal. Die helderheid van 'n ster kan met 'n faktor van 10 000, of meer as 'n miljoen keer die son se lig minder as die son wees.

Sodra ons die helderheid van die ster ken, kan ons die radius van die ster bepaal. Ons sien dat baie sterre baie groot radiusse het ten opsigte van die son se sterre word reuse- of superreussterre genoem ('n voorbeeld is Betelguese wat ongeveer 500 keer die sonstraal het).

Afhangend van die temperatuur van die ster, kan die oppervlakkenmerke daarvan verskil. Koel sterre het molekules soos titaanoksied op die oppervlak, terwyl warm sterre geïoniseerde atome het. U kan dus sien dat sterre in 'n GROOT variëteit kom wat ons gedagtes kan dwarsboom.

Die bladsy is op 27 Junie 2015 opgedateer

Oor die skrywer

Jagadheep D. Pandian

Jagadheep het 'n nuwe ontvanger vir die Arecibo-radioteleskoop gebou wat tussen 6 en 8 GHz werk. Hy bestudeer 6,7 GHz metanol masers in ons Galaxy. Hierdie masers kom voor op plekke waar massiewe sterre gebore word. Hy het in Januarie 2007 sy doktorsgraad aan Cornell behaal en was 'n nadoktorale genoot aan die Max Planck Insitute vir Radiosterrekunde in Duitsland. Daarna werk hy by die Institute for Astronomy aan die Universiteit van Hawaii as die Submillimeter Postdoctoral Fellow. Jagadheep is tans by die Indian Institute of Space Scence and Technology.


Waarom is sommige sterre helderder as ander?

As u snags in die lug opkyk, het u & rsquove waarskynlik opgemerk dat sommige sterre helderder is as ander. Al ooit gedink aan waarom dit is? Laat & rsquos kyk wat ons vriende by Name a Star Live te sê het!

Twee hooffaktore

Daar is eintlik twee faktore wat beïnvloed hoe helder 'n ster vir ons oë lyk:

1) Die ster se werklike helderheid

Sommige sterre is van nature helderder as ander, dus kan die helderheidsvlak van die een ster na die ander aansienlik verskil.

Die werklike helderheid van 'n ster en rsquos verwys na hoeveel krag 'n ster het - wat ook verklaar kan word as die hoeveelheid watt wat dit het (dink aan gloeilampe!). Sterre met meer krag (of hoër watt) sal helderder skyn as dié met minder krag (laer watt).

2) The Star & rsquos Distance from Us

Net omdat 'n ster helderder lyk, beteken dit egter nie dat dit helderder is nie. Die helderheid van 'n ster en rsquos hang ook af van die nabyheid daarvan aan ons.

Hoe verder 'n voorwerp is, hoe dowwer lyk dit. Daarom, as twee sterre dieselfde helderheidsvlak het, maar die een verder weg is, sal die ster van naderby helderder lyk as die ster van ver af - al is hulle ewe helder!

Byvoorbeeld, die son is tegnies die helderste ster as dit vanaf die aarde gesien word, maar dit is ook die naaste ster aan die aarde. As u die afstandsfaktor wegneem, is die son eintlik in die middelste helderheidsgebied in vergelyking met ander sterre!

Dink aan die verskillende kombinasies van werklike helderheid en afstand wat die volgende keer as u na die lug kyk, om die pragtige verskeidenheid helderheidsvlakke te skep.

Op soek na meer Moet nooit ophou vra "Waarom?" vrae? Inhaal al die vorige "Why's" op die blog!


Vind afstand op die harde manier

Ons kan die inverse vierkantige wet gebruik om die afstand na 'n ster te vind. Binnekort sal ons 'n maklike formule hê om in te skakel, maar doen dit eers op die harde manier.

'N Ster word geïdentifiseer as 'n sekere tipe waarvan die absolute helderheid bekend is deur waarnemende sterre. Daar word gevind dat die ster se skynbare helderheid 1/10000 van daardie absolute helderheid is. Hoe ver is dit?

merk op dat die skynbare helderheid gedeel word deur 10.000 of (100) 2 deur van die standaardafstand van 10 pc na die werklike afstand te gaan.

As ons die omgekeerde vierkantige wet agtertoe werk, merk ons ​​op dat die afstand met 100 moet vermenigvuldig word.

Vermenigvuldig 10pc met 100 en kry die afstand na die ster as 10010pc of 1000 parsec.

Hier is 'n baie makliker voorbeeld: 'n Ster word geïdentifiseer as 'n sekere tipe waarvan die absolute helderheid bekend is. Daar word gevind dat die helderheid van die ster presies gelyk is aan die absolute helderheid daarvan. Hoe ver is dit?

Die antwoord, vanuit die definisie van absolute helderheid, is dat dit op die standaardafstand van 10 parsek moet wees.


Voortplanting van lig

Lig versprei uit sy bron in alle rigtings. Die lig wat deur 'n eenheidsvierkant gaan wat een eenheid van die bron is, gaan deur 'n vierkant wat vier keer so groot is as dit twee eenhede van die bron af is. Dit beteken dat die lig 1/4 dimmer per oppervlakte eenheid kry. Ons sê dat lig & quot gaan as & quot 1 / r 2 of dat dit as die inverse vierkant gaan.

Hierdie plot toon die 1 / r 2-funksie. Let op dat die lig aanvanklik baie vinnig afval, maar dan op lang afstande afneem, neem die sein baie geleidelik af. Tussen hierdie uiterstes vertoon die funksie 'n & kwotschouer. & Quot

Hierdie beeld van lig wat deur mis voortplant, illustreer die 1 / r 2-funksie. Die & quotshoulder & quot van die funksie gee iets soos 'n sagte grens aan die lig, want dit verander van baie helder na geleidelik afval.


Ja vir albei. Absolute grootte is onafhanklik van afstand (hoe ver die ster van ons af is), terwyl die skynbare grootte wel van die afstand afhang. 'N Helder ster wat ver van ons af is, sal flouer lyk as 'n sterker wat baie naby ons is.

Vir twee sterre met verskillende absolute groottes om dieselfde skynbare grootte te hê, kan die flouer ster nader aan ons wees en die helderder ster verder van ons af wees.

Vir twee sterre met dieselfde absoluut sterkte, maar verskillende skynbare grootte, kan die een ster verder wees as die ander.

Uitsterwing (die absorpsie of verspreiding van lig) beïnvloed ook die skynbare grootte deur 'n ster dowwer te laat vertoon.

Ja, die twee kan dieselfde absolute intensiteit en verskillende relatiewe groottes hê en andersom.

Namate die lig beweeg, versprei dit, en dus verminder die intensiteit van die lig wat die aarde bereik.
Vir 'n ster naby ons sal hierdie verspreiding minder wees en vir 'n verre sterker, dus lyk dit asof die ster vêr flouer is, selfs al het hy dieselfde absolute intensiteit.

Kan u asseblief die absolute intensiteitskaal uitbrei?
Wat word gekies as die basislyn of verwysingspunt ??


Die helderheid van twee sterre met dieselfde helderheid, maar op verskillende rekenaars afstand - Sterrekunde

Die afstande tot die naaste sterre kan gemeet word deur trigonometriese parallaks. 'N Ster met 'n parallaks van een boogsekonde (1) is 1 parsec& # 151 ongeveer 3.3 ligjare & # 151 weg.

Sterre het werklike beweging deur die ruimte sowel as skynbare beweging as die aarde om die son wentel. 'N Ster s'n behoorlike beweging., sy ware beweging oor die lug, is 'n maatstaf van die ster se snelheid loodreg op ons siglyn. Die radiale snelheid van die ster & # 151langs die siglyn & # 151 word gemeet aan die Doppler-verskuiwing van sy spektrale lyne.

Slegs enkele sterre is groot genoeg en naby genoeg sodat hulle radiusse direk gemeet kan word. Die groottes van die meeste sterre word indirek deur die radius & # 151 helderheid & # 151 temperatuurverhouding. Sterre word gekategoriseer as dwerge vergelykbaar in grootte met of kleiner as die son, reuse tot 100 keer groter as die son, en superreuse meer as 100 keer groter as die son. Benewens & quotnormale & quot -sterre soos die Son, is daar ook twee ander belangrike sterreklasse rooi reuse, wat groot, koel en helder is, en wit dwerge, wat klein, warm en flou is.

Die absolute helderheid van 'n ster is gelykstaande aan sy helderheid. Die oënskynlike helderheid van 'n ster is die tempo waarteen energie van die ster die eenheidsoppervlak van 'n detektor bereik. Skynbare helderheid val af as die inverse vierkant van die afstand. Optiese sterrekundiges gebruik die grootte skaal om sterrehelderhede uit te druk en te vergelyk. Hoe groter die grootte, hoe flouer die ster, 'n verskil van 5 groottes stem ooreen met 'n faktor van 100 in helderheid. Skynbare omvang is 'n mate van skynbare helderheid. Die absolute grootte van 'n ster is die skynbare grootte wat dit sou hê as dit op 'n standaardafstand van 10 pc van die kyker geplaas word. Dit is 'n maatstaf vir die helderheid van die ster.

Sterrekundiges meet die temperatuur van sterre dikwels deur hul helderheid deur twee of meer optiese filters te meet, en pas dan 'n swartliggaamkromme by die resultate aan. Die kleurindeks van 'n ster is die verhouding van sy helderheid gemeet deur twee standaardfilters. Die meting van die hoeveelheid sterlig wat deur elk van 'n stel filters ontvang word, word genoem fotometrie.

Sterrekundiges klassifiseer sterre volgens die absorpsielyne in hul spektra. Die lyne wat in die spektrum van 'n gegewe ster gesien word, hang hoofsaaklik af van die temperatuur daarvan, en spektroskopiese waarnemings van sterre bied 'n akkurate manier om beide sterre temperature en sterre samestelling te bepaal. Die standaard ster spektrale klasse, in volgorde van dalende temperatuur, is O B A F G K M.

'N Grafiek van sterligsterkte versus sterrekolonies (of temperature) word 'n genoem H & # 151R-diagram, of a kleur & # 151 magnitude diagram. Ongeveer 90 persent van alle sterre wat op 'n H & # 151R-diagram geteken is, lê op die hoofreeks, wat strek van warm, helder blou superreuse en blou reuse, deur middel van sterre soos die son, om af te koel, flou te word rooi dwerge. Die meeste hoofreekssterre is rooi dwerge, blou reuse is redelik skaars. Ongeveer 9 persent van die sterre is in die wit dwergstreek, en die oorblywende 1 persent is in die rooi reuse-streek.

Deur noukeurige spektroskopiese waarnemings kan sterrekundiges 'n ster s'n bepaal helderheidsklas, sodat hulle hoofreekssterre kan onderskei van rooi reuse of wit dwerge van dieselfde spektrale tipe (of kleur). Sodra bekend is dat 'n ster in die hoofreeks is, kan die meting van die spektraaltipe die helderheid daarvan skat en die afstand daarvan meet. Hierdie metode van afstandbepaling, wat geldig is vir sterre tot enkele duisende parseke vanaf die aarde, word genoem spektroskopiese parallaks.

Die meeste sterre is nie in die ruimte geïsoleer nie, maar om ander sterre binêre sterstelsels. In 'n visuele binêre, albei sterre kan gesien word en hul wentelbaan geteken word. In 'n spektroskopiese binêre, die sterre kan nie opgelos word nie, maar hul baanbeweging kan spektroskopies opgespoor word. In 'n verduistering binêre, die baan is so georiënteer dat die een ster van tyd tot tyd voor die ander verby gaan, gesien vanaf die aarde en die lig wat ons ontvang, verdof. Die binêre ligkromme is 'n plot van sy skynbare helderheid as 'n funksie van tyd.

Studies van binêre sterre laat dikwels sterremassas meet. Die massa van 'n ster bepaal die grootte, temperatuur en helderheid daarvan. Daar bestaan ​​redelik goed gedefinieerde massa- en massa- en massaverhoudingsverhoudinge vir hoofreekssterre. Warmblou reuse is baie massiewer as wat die son koel rooi dwerge baie minder massief is. Die lewensduur van 'n ster kan geskat word deur die massa daarvan deur die helderheid daarvan te deel. Sterre met groot massa verbrand hul brandstof vinnig en het baie korter leeftye as die son. Sterre met lae massa verbruik hul brandstof stadig en kan triljoene jare in die hoofreeks bly.

Baie sterre kom voor in kompakte groepe wat bekend staan ​​as sterretrosse. Maak trosse oop, met 'n paar honderd tot 'n paar duisend sterre, word meestal in die vlak van die Melkweg aangetref. Hulle bevat gewoonlik baie helderblou sterre, wat daarop dui dat hulle relatief onlangs gevorm het. Bolvormige trosse word hoofsaaklik weg van die Melkweg-vliegtuig aangetref en kan miljoene sterre bevat. Dit bevat geen hoofreeks sterre wat baie massiewer is as die son nie, wat aandui dat hulle lank gelede gevorm het. Daar word geglo dat bolvormige trosse dateer uit die ontstaan ​​van ons Melkweg.

SELFTOETS: WAAR OF ONWAAR?

1. Een parsek is iets meer as 200 000 AE. (Wenk)

2. Daar is geen sterre binne 1 st van die son nie. (Wenk)

3. Parallaks kan gebruik word om sterafstande tot ongeveer 1000 stuks te meet. (Wenk)

4. Die meeste sterre het radius tussen 0,1 en 10 keer die sonstraal. (Wenk)

5. Ster A lyk helderder as ster B, gesien vanaf die aarde. Daarom moet ster A nader aan die aarde wees as ster B. (Wenk)

6. Ster A en ster B het dieselfde absolute helderheid (helderheid), maar ster B is twee keer so ver as ster A. Daarom verskyn ster A vier keer helderder as ster B. (Wenk)

7. 'N Ster van vyf sterktes lyk helderder as 'n ster van 2. (Wenk)

8. Verskille tussen stertspektra is hoofsaaklik as gevolg van verskille in samestelling. (Wenk)

9. Koel sterre het baie sterk waterstoflyne in hul spektra. (Wenk)

10. 'N G9-ster is koeler as 'n G5-ster. (Wenk)

11. Rooi dwerge lê links onder in die HR-diagram. (Wenk)

12. Die helderste sterre wat in die naghemel sigbaar is, kom almal in die boonste gedeelte van die HR-diagram voor. (Wenk)

13. In 'n spektroskopiese binêre verskyn die orbitale beweging van die komponentsterre as variasies in hul radiale snelhede. (Wenk)

14. Sodra 'n binêre herken word, is dit altyd moontlik om die massas van albei komponente te bepaal. (Wenk)

15. Dit is onmoontlik om 'n 1-miljard jaar oue ster van die O- of die B-tipe te hê. (Wenk)

SELFTOETS: VUL DIE BLANKE IN

1. Parallaks metings van die afstande tot die naaste sterre gebruik 'n basislyn van _____. (Wenk)

2. Die radiale snelheid van 'n ster word bepaal deur die _____ daarvan te waarneem en die _____ effek te gebruik. (Wenk)

3. Om die ware ruimtesnelheid van 'n ster te bepaal, moet die _____, radiale snelheid en _____ gemeet word. (Wenk)

4. Die radius van 'n ster kan indirek bepaal word as die _____ en _____ van die ster bekend is. (Wenk)

5. Die kleinste sterre wat normaalweg op die H & # 151R-diagram geteken word, is _____. (Wenk)

6. Die grootste sterre wat normaalweg op die H & # 151R-diagram geteken word, is _____. (Wenk)

7. Waarnemings van sterre deur B- en V-filters word gebruik om ster _____ te bepaal. (Wenk)

8. Die warmste sterre toon min bewyse van waterstof in hul spektra omdat waterstof meestal _____ is by hierdie temperature. (Wenk)

9. Die koelste sterre toon min bewyse van waterstof in hul spektra, want waterstof is meestal _____ by hierdie temperature. (Wenk)

10. Die son het 'n spektrale tipe _____. (Wenk)

11. Die H & # 151R-diagram is 'n diagram van _____ op die horisontale skaal versus _____ op die vertikale skaal. (Wenk)

12. Die band sterre wat van links bo in die H & # 151R-diagram regs onder uitstrek, staan ​​bekend as die _____. (Wenk)

13. _____ sterstelsels is belangrik vir die aflewering van sterre massas. (Wenk)

14. Gaan van die spektrale tipe O na M langs die hoofreeks, sterre massas _____. (Wenk)

15. Die hoofreeksleeftye van sterre met groot massa is baie _____ as die hoofreekslewe van sterre met lae massa. (Wenk)

HERSIENING EN BESPREKING

1. Hoe word parallaks gebruik om die afstande tot sterre te meet? (Wenk)

2. Wat is 'n parsec? Vergelyk dit met die astronomiese eenheid. (Wenk)

3. Verduidelik twee maniere waarop die werklike ruimtebeweging van 'n ster vertaal in beweging wat vanaf die aarde waarneembaar is. (Wenk)

4. Beskryf 'n paar eienskappe van rooi reusagtige en wit dwergsterre. (Wenk)

5. Wat is die verskil tussen absolute en skynbare helderheid? (Wenk)

6. Hoe meet sterrekundiges die temperatuur van sterre? (Wenk)

7. Beskryf kortliks hoe sterre volgens hul spektrale eienskappe geklassifiseer word. (Wenk)

8. Watter inligting is nodig om 'n ster in die Hertzsprung & # 151Russell-diagram te teken? (Wenk)

9. Wat is die hoofreeks? Watter basiese eienskap van 'n ster bepaal waar dit op die hoofreeks lê? (Wenk)

10. Hoe word afstande bepaal met behulp van spektroskopiese parallaks? (Wenk)

11. Waarom verskil die H & # 151R-diagram wat met die helderste sterre saamgestel is, soveel van die diagram wat met die naaste sterre opgestel is? (Wenk)

12. Watter sterre kom die meeste voor in die Melkweg? Waarom sien ons nie baie daarvan in H & # 151R-diagramme nie? (Wenk)

13. Hoe kan sterismassas bepaal word deur die waarneming van binêre sterstelsels? (Wenk)

14. Sterre met 'n groot massa begin met baie meer brandstof as sterre met 'n lae massa. Waarom leef sterre met groot massa nie langer nie? (Wenk)

15. Vergelyk en kontrasteer die eienskappe van oop sterretrosse en bolvormige sterretrosies. (Wenk)

PROBLEME

1. Hoe ver is die ster Spica, waarvan die parallaks 0,013 & quot is? (Wenk) Wat sou die parallaks van Spica wees as dit vanaf 'n sterrewag op die Neptunusmaan Triton gemeet word terwyl Neptunus om die Son wentel? (Wenk)

2. 'N Ster wat 20 st van die son lê, het 'n regte beweging van 0,5 & quot / jr. (Wenk) Wat is die transversale snelheid daarvan? As daar waargeneem word dat die ster se spektrale lyne met 0,01 persent verskuif word, bereken die grootte van sy driedimensionele snelheid in verhouding tot die Son. (Wenk)

3. (a) Wat is die helderheid van 'n ster met drie keer die sonstraal en 'n oppervlaktemperatuur van 10.000 K? (b) 'n Sekere ster het 'n temperatuur van twee keer dié van die son en 'n helderheid van 64 keer groter as die sonwaarde. Wat is die radius in soneenhede? (Wenk)

4. Twee sterre en # 151A en B, met ligsterkte van 0,5 en 4,5 keer die helderheid van die son, het onderskeidelik dieselfde helderheid. Watter een is meer verwyderd en hoeveel verder is dit as die ander een? (Wenk)

5. Bereken die sonenergievloei (energie ontvang per oppervlakte-eenheid per tydseenheid) op 'n afstand van 10 st van die son af. (Wenk)

6. Astronomiese voorwerpe wat met die blote oog sigbaar is, wissel in skynbare helderheid van dowwe sterre van die sesde grootte tot die son, met 'n sterkte & # 15127. Wat is die streep in energievloei wat ooreenstem met hierdie grootte? (Wenk)

7. 'N Ster het 'n oënskynlike magnitude 7,5 en absolute magnitude 2,5. Hoe ver is dit? (Wenk)

8. Twee sterre in 'n verduisterende spektroskopiese binêre het 'n wentelperiode van 10 dae. Verdere waarnemings toon dat die baan sirkelvormig is, met 'n skeiding van 0,5 A.U. en dat die een ster 1,5 keer die massa van die ander is. Wat is die massas van die sterre? (Wenk)

9. Gegewe die feit dat die son se leeftyd ongeveer 10 miljard jaar is, skat die lewensverwagting van (a) 'n 0.2 & # 151solarmassa, 0.01 & # 151solarmsterkte rooi dwerg (b) 'n 3 & # 151solermassa, 30 & # 151solskermsterretjie, (c ) 'N 10 & # 151solare massa, 1000 & # 151sol helderheid blou reus. (Wenk)

10. Gestel die massa- en helderheidsverhouding soos getoon in Figuur 17.22, skat die massa van die vaagste hoofreeksster in Omega Centauri wat waargeneem kon word deur (a) 'n tipiese 1 m-teleskoop en (b) die Hubble-ruimteteleskoop. (Sien ook Figuur 17.9.) (Wenk)

PROJEKTE

1. Elke winter kan u 'n sterrekundeles in die aandhemel vind. Die winterkring is 'n sterretjie of patroon van sterre en het ses helder sterre in vyf verskillende konstellasies opgemaak: Sirius, Rigel, Betelgeuse, Aldebaran, Capella en Procyon. Hierdie sterre strek oor byna die hele reeks kleure (en dus die temperatuur) wat vir normale sterre moontlik is. Rigel is 'n B-ster. Sirius is 'n A. Procyon is 'n F-ster. Capella is 'n G-ster. Aldebaran 'n K-ster. Betelgeuse is 'n M-ster. Die kleurverskille van hierdie sterre is maklik om te sien. Waarom dink jy is daar geen O-ster in die Winterkring nie?

2. Somer is 'n goeie tyd om met 'n verkyker na oop sterretrosies te soek. Oop trosse word gewoonlik in die vlak van die Melkweg aangetref. As u die wasige band van die Melkweg kan sien uittrek oor u naghemel, met ander woorde, as u ver van stadsliggies is en na 'n gepaste tyd van die nag en jaar kyk, kan u eenvoudig met u verkyker langs die Melkweg vee . Talle & quotquumps & quot van sterre sal verskyn. Baie sal oop sterretrosies wees.

3. Dit is moeiliker om bolvormige sterretrosse te vind. Hulle is intrinsiek groter, maar hulle is ook baie verder weg en lyk dus kleiner in die lug. Die bekendste bolvormige tros wat vanaf die Noordelike Halfrond sigbaar is, is M13 in die sterrebeeld Hercules, sigbaar op lente- en someraande. Hierdie groep bevat 'n halfmiljoen van die oudste sterre van die Melkweg. Dit kan in 'n verkyker gesien word as 'n klein ligbal, geleë ongeveer een derde van die weg van die ster Eta tot die ster Zeta in die sterretjie van die sterrebeeld Hercules in die Keystone. Teleskope openbaar hierdie groep as 'n wonderlike, simmetriese groepering van sterre.


Huiswerkvergelykings

[/ B]
Daarom het ek die eerste vraag hierby opgeneem, aangesien ek aangeneem het wat gesê word, die q1 sal dieselfde wees in q2, wat is: 'Twee sterre van die sontipe (alle fisiese eienskappe is dieselfde as vir die son) & quot. hiermee het ek gedink dat as die twee sterre dieselfde is, behalwe dat hulle op verskillende afstande is [3], sou ek kon sê dat dit nie saak maak watter afstand elke ster is nie, maar die helderheid sal dieselfde bly, wat vir my die eenhede is het dit ook aangedui omdat dit ## js ^ <-1> ## is, met die oog hierop het ek toe die volgende gedoen:

met behulp van die gegewe waardes ## m_1 = 4,83 ## en ## d_2 = 5,50,500 ## st

hierdie waardes lyk redelik, want hoe verder die ster beweeg, hoe dowwer sal dit lyk.

Dus gebruik ek [4] om die vloedverhoudings te vind, ek kry die volgende

so met behulp van hierdie verhoudings kan ek [2] gebruik en herrangskik om die skynbare mag

So hier dink ek aan waarom hierdie getal is wat dit is.

As ek twee sterre by hierdie afstande voorstel, sal ek 'n helderder gekombineerde grootte sien as die sterre relatief naby mekaar is. Maar as die ster verder van die ander beweeg, dan moet die gesamentlike grootte verminder tot die grootte van ## S1 ## as gevolg van ## S2 ## wat so ver weg beweeg, sal dit nie saak maak nie.


Sterretrosse

Die eindresultaat van die ineenstorting van die wolk is 'n groep sterre, almal gevorm uit dieselfde ouerwolk en in dieselfde ruimte. So 'n versameling sterre word 'n genoem sterretros. Omdat al die sterre gelyktydig uit dieselfde wolk interstellêre gas en onder dieselfde omgewingstoestande gevorm word, is trosse byna ideale 'laboratoriums' vir sterrestudies - nie in die sin dat sterrekundiges eksperimente daarop kan uitvoer nie, maar omdat die eienskappe van die sterre baie streng beperk word. Die enigste faktor wat een ster van dieselfde ster onderskei in dieselfde groep, is massa, dus kan teoretiese modelle van stervorming en evolusie met die werklikheid vergelyk word sonder die komplikasies wat die breë verspreiding in ouderdom, chemiese samestelling en plek van oorsprong inhou.

Figuur 11.26 Maak Cluster oop (a) Die Pleiades-groep (ook bekend as die Sewe Susters of M45) lê ongeveer 120 stuks van Sun af. (b) 'n H-R-diagram vir die sterre van hierdie bekende oop tros. (NOAO)


Die helderheid van twee sterre met dieselfde helderheid, maar op verskillende rekenaars afstand - Sterrekunde

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

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

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

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

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

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

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

Kommentaar en vrae kan aan Webmeester gerig word
Webtoeganklikheid