Sterrekunde

Benaderde spektraaltipe en helderheid gegewe skynbare grootte en afstand

Benaderde spektraaltipe en helderheid gegewe skynbare grootte en 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.

Ek kyk na die data wat verkry is uit die Gaia DR2-opname. Ek het gevind dat die afstand en skynbare grootte in die meeste sterre gekatalogiseer is, maar nie hul spektrale tipe en helderheidsklas nie. Is daar 'n manier om dit te benader?


U kan die absolute grootte van 'n ster bereken: $$ M = m-5 log_ {10} ( frac {d} {10 , sms {pc}}) $$ waar $ M $ is absolute grootte, $ m $ is skynbare grootte en $ d $ is die afstand.

Kyk dan na die MH-diagram.

'N Mens kan maklik sien dat jy twee data nodig het om die derde een te verkry, maar ons het net een data (absolute grootte). Dit beteken dat u ook die helderheidsklassifikasie van 'n ster moet ken:

  • Ek: superreuse
  • II: helder reuse
  • III: reuse
  • IV: subreuse
  • V: hoofreeks
  • VI: wit dwerge

Dan kyk jy net na die kruising van die klas en die absolute omvang.


As u 'n radius ken, is dit nog makliker. Al wat u nodig het, is die volgende formule: $$ T = { Big {(} frac {10 ^ {0.4 (4.77-M)}} {4 pi R ^ 2 sigma} Big {)}} ^ {0.25} $$ $ T $ is die temperatuur in Kelvins, $ M $ is die absolute grootte van die ster, $ R $ is die straal van die ster, $ sigma $ is Stefan-Boltzmann konstant.

Met hierdie data kyk u na die tabel met temperatuur- en spektrale klasse of HR-diagram.


As u kleur kry, het u reeds 'n antwoord (die spektrale klas word met kleur gedefinieer). As u 'n temperatuur kry, kan u na die HR-diagram kyk.


Skynbare omvang

Skynbare omvang ( m ) is 'n maatstaf van die helderheid van 'n ster of ander astronomiese voorwerp wat vanaf die aarde waargeneem word. Die skynbare grootte van 'n voorwerp hang af van sy intrinsieke helderheid, sy afstand van die aarde en enige uitwissing van die lig van die voorwerp wat veroorsaak word deur interstellêre stof langs die siglyn tot by die waarnemer.

Die woord grootte in sterrekunde verwys, tensy anders vermeld, gewoonlik na die skynbare omvang van 'n hemelse voorwerp. Die grootteskaal dateer uit die antieke sterrekundige Ptolemaeus, waarvan die sterre-katalogus die sterre van die 1ste (helderste) tot die 6de (die donkerste) lys bevat. Die moderne skaal is wiskundig omskryf op 'n manier om hierdie historiese stelsel goed aan te pas.

Die skaal is omgekeerde logaritmies: hoe helderder 'n voorwerp is, hoe laer is sy grootte. 'N Verskil van 1.0 in grootte stem ooreen met 'n helderheidsverhouding van 5 √ 100, of ongeveer 2.512. 'N Ster van grootte 2.0 is byvoorbeeld 2.512 keer helderder as 'n ster van grootte 3.0, 6.31 keer helderder as 'n ster van grootte 4.0 en 100 keer helderder as een van die sterkte 7.0.

Die helderste astronomiese voorwerpe het 'n negatiewe skynbare grootte: byvoorbeeld Venus op -4,2 of Sirius op -1,46. Die vaagste sterre wat met die blote oog sigbaar is in die donkerste nag, het 'n oënskynlike grootte van ongeveer +6,5, alhoewel dit wissel na gelang van die persoon se sig en hoogte en atmosferiese toestande. [1] Die oënskynlike groottes van bekende voorwerpe wissel van die son by −26,7 tot voorwerpe in diep Hubble-ruimteteleskoopbeelde van grootte +31,5. [2]

Die meting van skynbare grootte word fotometrie genoem. Fotometriese metings word in die ultraviolet, sigbare of infrarooi golflengtebande gemaak met behulp van standaardpasbandfilters wat deel uitmaak van fotometriese stelsels soos die UBV-stelsel of die Strömgren uvbyβ stelsel.

Absolute grootte is 'n maatstaf van die intrinsieke helderheid van 'n hemelse voorwerp eerder as die skynbare helderheid daarvan en word op dieselfde omgekeerde logaritmiese skaal uitgedruk. Absolute grootte word gedefinieer as die skynbare grootte wat 'n ster of voorwerp sou hê as dit vanaf 'n afstand van 10 parsek (3,1 × 10 14 kilometer) waargeneem word. As daar slegs na "grootte" verwys word, is die ooglopende grootte normaalweg bedoel.


Bykomende inligting (eksterne skakels)

AstroPixels-skakels

| Konstellasies Fotogalery | Lys van konstellasies | Bright Stars Gallery | 50 helderste sterre lys | | Maak trosse oop | Globulêre trosse | Diffuse newels | Planetêre newels | Supernovas | Sterrestelsels | | Messier Katalogus Fotogalery | Messier Katalogus | Caldwell Katalogus Fotogalery | Caldwell Katalogus | | AstroPixels foto-indeks | Onlangse beelde |

Alle foto's, teks en webbladsye is & # 169 Kopiereg 1970 - 2020 deur Fred Espenak, tensy anders vermeld. Alle regte voorbehou.
Dit mag nie in enige vorm weergegee, gepubliseer, gekopieër of oorgedra word nie, insluitend elektronies op die internet, sonder skriftelike toestemming van die outeur.
Alle prente is digitaal gemerk.


Die tradisionele naam Bellatrix is uit die Latyn bellātrix 'vroulike vegter' verskyn dit die eerste keer in die werke van Abu Ma'shar al-Balkhi en Johannes Hispalensis, waar dit oorspronklik na Capella verwys het, maar is in die 15de eeu deur die Weneerskool vir sterrekundiges na Gamma Orionis oorgedra en in die hedendaagse herdrukke van die Alfonsine tafels. [13] In 2016 het die International Astronomical Union 'n werkgroep oor sterrename (WGSN) [14] gereël om eiename vir sterre te katalogiseer en te standaardiseer. Die WGSN se eerste bulletin van Julie 2016 [15] bevat 'n tabel met die eerste twee groepe name wat deur die WGSN goedgekeur is, wat die volgende insluit: Bellatrix vir hierdie ster. Dit is nou so opgeneem in die IAU Catalogue of Star Names. [16] Die aanwysing van Bellatrix as γ Orionis (gelatiniseerd tot Gamma Orionis) is in 1603 deur Johann Bayer gemaak. Die "gamma" -benaming word gewoonlik gegee aan die derde helderste ster in elke konstellasie.

Bellatrix is ​​'n massiewe ster met ongeveer 7,7 keer die son se massa. Dit het 'n geskatte ouderdom van ongeveer 25 miljoen jaar — oud genoeg vir 'n ster van hierdie massa om die waterstof in sy kern te verbruik en weg te begin ontwikkel van die hoofreeks tot 'n reuse-ster. [17] Die effektiewe temperatuur van die buitenste omhulsel van hierdie ster is 22 000 K, [8] wat aansienlik warmer is as die 5 778 K op die son. Hierdie hoë temperatuur gee hierdie ster die blou-wit kleur wat by B-tipe sterre voorkom. [18] Die gemete hoekdeursnee van hierdie ster, na regstelling vir verdonkering van die ledemaat, is 0,72 ± 0,04 mas. [19] Op 'n geskatte afstand van 250 ligjare (77 parsek), [1] lewer dit 'n fisiese grootte van ongeveer ses keer die sonstraal. [20] [17]

Bellatrix is ​​vermoedelik deel van die Orion OB1-vereniging van sterre wat 'n gemeenskaplike beweging deur die ruimte deel, saam met die sterre van Orion's Belt: Alnitak (Zeta Orionis), Alnilam (Epsilon Orionis) en Mintaka (Delta Orionis). Dit word egter glo nie meer die geval nie, aangesien Bellatrix nou baie nader as die res van die groep is. [17] Dit is nie bekend dat daar 'n sterre metgesel is nie, [21] hoewel navorsers Maria-Fernanda Nieva en Norbert Przybilla die moontlikheid geopper het dat dit 'n spektroskopiese binêre kan wees. [22] 'n Soektog uit 2011 na nabygeleë metgeselle kon geen voorwerpe vind wat 'n goeie beweging met Bellatrix gedeel het nie. Drie kandidate in die omgewing is almal agtergrondsterre gevind. [23]

Sommige navorsers het gedink dat Bellatrix 'n lid van die 32 Orionis-groep is. Die 32 Ori-groep moet in werklikheid die Bellatrix-groep genoem word op grond daarvan dat die lugposisie, afstand van Bellatrix soortgelyk is aan dié van die 32 Ori-groep. [24]

Bellatrix is ​​gebruik as 'n fotometriese en spektrale standaardster, maar daar is getoon dat albei eienskappe onbetroubaar is.

In 1963 is Bellatrix ingesluit met 'n stel helder sterre wat gebruik is om die UBV-groottestelsel te definieer. Dit word gebruik vir vergelyking met ander sterre om te bepaal of dit veranderlik is, en dus is die oënskynlike grootte van Bellatrix op 1,64 gestel. [25] Toe 'n fotometrie-opname in die hele hemelruim in 1988 uitgevoer is, is hierdie ster self egter veranderlik gevind. Dit wissel in skynbare grootte van 1,59 tot 1,64. [26]

Die spektraaltipes vir O- en vroeë B-sterre is in 1971 noukeuriger gedefinieer en Bellatrix is ​​as standaard vir die B2 III-tipe gebruik. [27] Die verwagte helderheid van Bellatrix van hierdie spektraaltipe is ongeveer een magnitude helderder as bereken uit die skynbare grootte en Hipparcos-afstand. [28] Analise van die waargenome eienskappe van die ster dui aan dat dit 'n B2-hoofreeksster moet wees, nie die reus dat dit van sy spektraaltipe verskyn nie. [29] Noukeurige analise van hoëresolusiespektra dui daarop dat dit 'n spektroskopiese binêre is wat bestaan ​​uit twee soortgelyke sterre wat minder helder is as 'n B2-reus. [22]

Bellatrix is ​​ook die Amazon Star genoem, wat Richard Hinckley Allen voorgestel het, is afkomstig van 'n losse vertaling van die Arabiese naam Al Najīd, die Oorwinnaar. [10] 'n Arabiese hemelse bol omstreeks 1275 neem die naam op as المرزم "die leeu". [30] Bellatrix is ​​een van die vier navigasie-sterre in Orion wat vir hemelse navigasie gebruik word. [31]

In die 17de eeuse katalogus van sterre in die Kalenderium van Al Achsasi al Mouakket, is hierdie ster aangewys Menkib al Jauza al Aisr, wat in Latyn vertaal is as Humerus Sinister Gigantis. [32]

Die Wardaman-inwoners van Noord-Australië ken Bellatrix as Banjan, die sprankelende pigment wat gebruik word tydens seremonies wat deur Rigel die Rooi Kangoeroe-leier in 'n liedjie uitgevoer word wanneer Orion hoog in die lug is. Die ander sterre van Orion is sy seremoniële gereedskap en gevolg. Betelgeuse is Ya-jungin "Uil-oë flikker", kyk na die seremonies. [33]

Vir die Inuit was die verskyning van Betelgeuse en Bellatrix hoog in die suidelike hemelruim na sononder die begin van die lente en verlengde dae aan die einde van Februarie en vroeg in Maart. Die twee sterre het bekend gestaan ​​as Akuttujuuk "diegene (twee) wat ver van mekaar geplaas is", met verwysing na die afstand tussen hulle, veral na mense van Noord-Baffin-eiland en Melville-skiereiland. [34]


Projekstruktuur

Die eerste twee afdelings van die projek gee 'n basiese inleiding tot HR-diagramme. Hulle illustreer ook die verskille tussen die helderste sterre wat ons in die naghemel sien en die naaste sterre aan ons son. Hierdie twee afdelings kan op hul eie gedoen word as 'n kort les vir 'n laervlakklas, of as die onderwerp nie die tyd verken nie.

In die volgende afdeling word die moeilikhede bepaal om die afstande na sterre te bepaal. Dit gebruik data van die Hipparcos-satelliet. Studente leer hoe om die afstand tot sterre te bereken met behulp van parallaks. Hulle sal die afstande gebruik om absolute groottes te vind en om 'n HR-diagram vir 'n sterretros te skep.

Daar is 'n opsionele gedeelte oor die berekening van die radius van 'n ster. Hierdie probleem behels baie wiskunde, maar moet toeganklik wees vir 'n sterk Algebra II-student. As u nie hierdie gedeelte doen nie, sal dit nie die materiaal op HR-diagramme verminder nie, maar sommige studente vind dit miskien 'n lonende uitdaging om 'n fundamentele eienskap van ander sterre te vind.

Globale trosse is baie ver weg. U kan aanneem dat al die sterre op dieselfde afstand is. Studente sal die probleme ondervind om 'n HR-diagram te skep vanweë die groot hoeveelheid data wat nodig is. Hulle sal dan 'n eenvoudige hulpmiddel gebruik om die data te soek en 'n HR-diagram vir 'n bolvormige groep te maak met honderde datapunte.


Samewerkende groepaktiwiteite

Watter twee faktore bepaal hoe helder 'n ster in die lug lyk?

Verduidelik hoe parallaksmetings gebruik kan word om afstande tot sterre te bepaal. Waarom kan ons nie akkurate metings van parallaks oor 'n sekere afstand doen nie?

Wat sou die voordeel wees om parallaksmetings vanaf Pluto eerder as vanaf die aarde te maak? Sou daar 'n nadeel wees?

Parallakses word in breuke van 'n boogsekonde gemeet. Een boogsekonde is gelyk aan 1/60 boogmin. 'N boogminuut is op sy beurt 1/60ste van 'n graad (°). Om 'n idee te kry van hoe groot 1 ° is, gaan snags buite en soek die Big Dipper. Die twee wysersterre aan die einde van die bak is 5,5 ° uitmekaar. Die twee sterre aan die bokant van die bak is 10 ° uitmekaar. (Tien grade is ook omtrent die breedte van jou vuis as jy dit op 'n armlengte hou en teen die lug geprojekteer word.) Mizar, die tweede ster van die einde van die Big Dipper se handvatsel, lyk dubbel. Die flouer ster, Alcor, is ongeveer 12 boogmin van Mizar. Ter vergelyking is die deursnee van die volmaan ongeveer 30 boogmin. Die gordel van Orion is ongeveer 3 ° lank. As u dit alles in gedagte hou, waarom het dit tot 1838 geneem om parallaksmetings vir selfs die naaste sterre te maak?

Die son is baie nader aan die aarde as die naaste sterre, maar tog is dit nie moontlik om die dagparalaks van die son met betrekking tot die sterre akkuraat te meet deur sy posisie ten opsigte van die agtergrondvoorwerpe direk te meet nie. Verduidelik hoekom.

Verduidelik waarom kleur 'n maatstaf van 'n ster se temperatuur is.

Wat is die hoofrede dat die spektra van alle sterre nie identies is nie? Verduidelik.

Van watter elemente word sterre meestal gemaak? Hoe weet ons dit?

Wat het Annie Cannon bygedra tot die begrip van sterre spektra?

Noem vyf eienskappe van 'n ster wat bepaal kan word deur die spektrum daarvan te meet. Verduidelik hoe u 'n spektrum sou gebruik om hierdie eienskappe te bepaal.

Hoe verskil voorwerpe van die spektraaltipes L, T en Y van dié van die ander spektraaltipes?

Het sterre wat helderder in die lug lyk, groter of kleiner as flouer sterre?

Die ster Antares het 'n skynbare magnitude van 1.0, terwyl die ster Procyon 'n skynbare sterkte van 0.4 het. Watter ster verskyn helderder in die lug?

Watter van die volgende sterre is die warmste op grond van hul kleure? Wat is die coolste? Archenar (blou), Betelgeuse (rooi), Capella (geel).

Bestel die sewe basiese spektraaltipes van warmste tot koudste.

Wat is die bepalende verskil tussen 'n bruin dwerg en 'n ware ster?

Gedink Vrae

As die ster Sirius 23 keer meer energie uitstoot as die son, waarom verskyn die son helderder in die lug?

Hoe sou twee sterre met gelyke helderheid - die een blou en die ander rooi - verskyn in 'n beeld wat deur 'n filter geneem word wat hoofsaaklik blou lig laat gaan? Hoe sou hul voorkoms verander in 'n beeld wat deur 'n filter geneem word wat hoofsaaklik rooi lig uitstraal?

[skakel] gee 'n lys van die temperatuurreekse wat ooreenstem met die verskillende spektraaltipes. Na watter deel van die ster verwys hierdie temperature? Hoekom?

Gestel u het die taak om die kleure van die helderste sterre, wat in aanhangsel J gelys word, deur drie filters te meet: die eerste stuur blou lig uit, die tweede stuur geel lig en die derde stuur rooi lig. As u die ster Vega waarneem, lyk dit ewe helder deur elk van die drie filters. Watter sterre sal helderder deur die blou filter verskyn as deur die rooi filter? Watter sterre sal helderder deur die rooi filter verskyn? Watter ster het waarskynlik kleure soos die van Vega?

Ster X het lyne van geïoniseerde helium in sy spektrum, en ster Y het bande van titaanoksied. Wat is warmer? Hoekom? Die spektrum van ster Z toon lyne van geïoniseerde helium en ook molekulêre bande van titaanoksied. Wat is vreemd aan hierdie spektrum? Kan u 'n verduideliking voorstel?

Die spektrum van die son het honderde sterk lyne nie-geïoniseerde yster, maar slegs 'n paar, baie swak lyne helium. 'N Ster van die spektrale tipe B het baie sterk heliumlyne, maar baie swak ysterlyne. Beteken hierdie verskille dat die son meer yster en minder helium bevat as die B-ster? Verduidelik.

Wat is die benaderde spektrale klasse van sterre met die volgende eienskappe?

  1. Balmerwaterstoflyne is baie sterk, sommige lyne geïoniseerde metale is teenwoordig.
  2. Die sterkste lyne is dié van geïoniseerde helium.
  3. Lyne van geïoniseerde kalsium is die sterkste in die spektrum waterstoflyne toon slegs matige sterkte lyne van neutraal en metale is aanwesig.
  4. Die sterkste lyne is dié van neutrale metale en bande van titaanoksied.

Kyk na die chemiese elemente in Aanhangsel K. Kan u enige verband tussen die oorvloed van 'n element en sy atoomgewig identifiseer? Is daar duidelike uitsonderings op hierdie verhouding?

Bylaag I gee 'n lys van die naaste sterre. Is die meeste van hierdie sterre warmer of koeler as die son? Stoot een van hulle meer energie uit as die son? Indien wel, watter?

Bylaag J gee 'n lys van die sterre wat die helderste in ons lug voorkom. Is die meeste van hierdie warmer of koeler as die son? Kan u 'n rede voorstel vir die verskil tussen hierdie antwoord en die antwoord op die vorige vraag? (Wenk: Kyk na die helderheid.) Is daar 'n neiging tot 'n korrelasie tussen temperatuur en helderheid? Is daar uitsonderings op die korrelasie?

Watter ster verskyn die helderste in die lug (behalwe die son)? Die tweede helderste? Watter kleur het Betelgeuse? Gebruik Aanhangsel J om die antwoorde te vind.

Gestel hominiede een miljoen jaar gelede het kaarte van die naghemel agtergelaat. Sou hierdie kaarte die lug wat ons vandag sien, akkuraat voorstel? Hoekom of hoekom nie?

Waarom kan slegs 'n onderste limiet vir die rotasiesnelheid bepaal word uit lynverbreding eerder as die werklike rotasiesnelheid? (Verwys na [skakel].)

Waarom dink jy het sterrekundiges drie verskillende spektraaltipes (L, T en Y) voorgestel vir die bruin dwerge in plaas van M? Waarom was een nie genoeg nie?

Sam, 'n universiteitstudent, het pas 'n nuwe motor gekoop. Sam se vriend Adam, 'n gegradueerde student in sterrekunde, vra Sam vir 'n rit. In die motor merk Adam op dat die kleure op die temperatuurbeheer verkeerd is. Waarom het hy dit gesê?

(krediet: wysiging van werk deur Michael Sheehan)

Sou 'n rooi ster 'n kleiner of groter grootte in 'n rooi filter hê as in 'n blou filter?

Twee sterre het regte bewegings van een boogsekonde per jaar. Ster A is 20 ligjare van die aarde af, en ster B is 10 ligjare van die aarde af. Watter een het die vinniger snelheid in die ruimte?

Gestel daar is drie sterre in die ruimte wat elkeen teen 100 km / s beweeg. Ster A beweeg oor (dws loodreg op) ons siglyn, Ster B beweeg direk van die aarde af en Ster C beweeg van die aarde af, maar in 'n hoek van 30 ° tot die siglyn. Van watter ster sal jy die grootste Doppler-verskuiwing waarneem? Van watter ster sal jy die kleinste Doppler-verskuiwing waarneem?

Wat sou u sê vir 'n vriend wat hierdie stelling gemaak het, & # 8220 Die sigbare ligspektrum van die son toon swak waterstoflyne en sterk kalsiumlyne. Die Son moet dus meer kalsium bevat as waterstof. & # 8221?

Self dink

In bylaag J, hoeveel helderder is die helderste van die sterre as die minste?

U het genoeg inligting uit hierdie hoofstuk om die afstand na Alpha Centauri, die tweede naaste ster, met 'n skynbare grootte van 0 te skat. Aangesien dit 'n G2-ster is, neem u aan, soos die Son, dieselfde helderheid as die son en die son. verskil in groottes is slegs 'n resultaat van die verskil in afstand. Skat hoe ver Alpha Centauri is. Beskryf die nodige stappe in woorde en doen dan die berekening. As u aanvaar dat die afstand na die son in AU is, sal u antwoord in AU verskyn.

Doen die vorige probleem weer, gebruik hierdie keer die inligting dat die son 150,000,000 km ver is. U sal 'n baie groot aantal km as u antwoord kry. Om 'n beter idee te kry van hoe die afstande vergelyk, bereken die tyd wat dit neem om 299 338 km / s te neem om van die son na die aarde en van Alpha Centauri na die aarde te beweeg. Vir Alpha Centauri, bepaal hoe lank die reis in jare sowel as in sekondes sal duur.

Ster A en Ster B het verskillende helder helderhede, maar het dieselfde helderheid. As ster A 20 ligjare van die aarde af is en Ster B 40 ligjare van die aarde af is, watter ster lyk dan helderder en met watter faktor?

Ster A en Ster B het verskillende helder helderhede, maar het dieselfde helderheid. Ster A is tien ligjare van die aarde af en lyk 36 keer helderder as ster B. Hoe ver is ster B?

Ons Son, 'n tipe G-ster, het 'n oppervlaktemperatuur van 5800 K. Ons weet dus dat dit koeler is as 'n tipe O-ster en warmer as 'n tipe M-ster. Gegewe wat u geleer het oor die temperatuurvariasies van hierdie tipe sterre, hoeveel keer warmer as ons son die warmste tipe O-ster? Hoeveel keer koeler as ons son is die coolste M-ster?


Feite

Deneb behoort tot die spektrale klas A2 Ia. Dit is 'n blou-wit superreus, en een van die bekendste sterre. Onder die 30 helderste sterre aan die hemel is Deneb verreweg die verste, met 'n faktor van amper 2. Die ster se geskatte deursnee is 100 tot 200 keer die son, wat dit een van die grootste A-tipe maak. sterre bekend.

Deneb is die prototipe van 'n klas sterre wat bekend staan ​​as Alpha Cygni-veranderlikes. Hierdie sterre vertoon nie-radiale skommelinge van die oppervlak en gevolglik verander hul spektraaltipe en helderheid effens.

Beeld wat die benaderde grootte van die son in verhouding tot die veel groter Deneb toon. Ramings vir Deneb se radius wissel van 200 tot 300 keer dié van die son. Hierdie beeld verdeel die verskil en wys Deneb met 'n radius van 250 keer dié van die son.

Die ster het 'n massa van ongeveer 19 keer die son. Dit sal 'n relatiewe kort lewensduur hê en waarskynlik binne die volgende paar jaar in 'n supernova-ontploffing uitgaan. In sy huidige fase gaan Deneb waarskynlik uitbrei tot 'n rooi superreus. Dit verloor jaarliks ​​massa teen 0,8 miljoenste van 'n sonmassa as gevolg van 'n sterk sterwind.

Cygnus-konstellasie stel die Swan voor. In die Griekse mitologie verteenwoordig die konstellasie Zeus, wat homself in 'n swaan verander het om koningin Leda van Sparta te verlei. In 'n ander weergawe van die verhaal verander Zeus homself in 'n swaan om die godin Nemesis te mislei om hom skuiling te gee. Die twee het 'n verhouding gehad en Nemesis het 'n eier voortgebring wat deur Hermes aan Leda gegee is. Daar is gesê dat Leda se dogter Helen uit die eier uitgebroei het. Sy word later bekend as Helen van Troy.

In die beter bekende weergawe van die mite het Zeus Leda verlei, wat met koning Tyndareus getroud was, en sy het die lewe geskenk aan twee stelle tweelinge: Helen en Clytemnestra, en Castor en Polydeuces. Helen en Polydeuces was die onsterflike kinders van Zeus, en Clytemnestra en Castor was Tyndareus & # 8217; s kinders en daarom sterflik. Die tweeling Castor en Polydeuces word voorgestel deur Gemini-konstellasie, waar die twee helderste sterre na hulle vernoem is. Polydeuces is gewoonlik beter bekend onder sy Latynse naam Pollux.

Deneb - Alpha Cygni
Konstellasie: Cygnus
Ligging: 20h 41m 25.9s (regs hemelvaart), + 45 ° 16 & # 821749 & # 8221 (deklinasie)
Spektralklas: A2 Ia
Visuele grootte: 1,25
Absolute grootte: -8.38
Massa: 19 ± 4 sonmassas
Radius: 203 ± 17 sonkrag
Ligsterkte: 196 000 ± 32 000 sonkrag
Temperatuur: 8.525 ± 75 K
Afstand: 3 550 ligjare (802 parsek).
Veranderlike tipe: Alpha Cygni
Benamings: Deneb, α Cygni, 50 Cygni, Arided, Aridif, Gallina, Arrioph, HR 7924, BD + 44 ° 3541, HD197345, SAO 49941, FK5: 777, HIP 102098


Reis tyd

Die tyd wat dit neem om na hierdie ster te reis, hang af van hoe vinnig u gaan. U.G. het 'n paar berekeninge gedoen oor hoe lank dit teen verskillende snelhede sal duur. 'N Opmerking oor die berekeninge, as ek oor jare praat, praat ek slegs nie-skrikkeljare (365 dae).

Die New Horizons ruimtesonde is die vinnigste sonde wat ons op die oomblik geskryf het. Sy primêre missie was om Pluto te besoek, wat Pluto ten tyde van die bekendstelling (2006) nog steeds 'n planeet was.

Mach 1 is die spoed van klank, Mach 2 is twee keer die spoed van klank. Corncorde was voor sy aftrede die vinnigste kommersiële lugdiens oor die Atlantiese Oseaan en die enigste wat Mach 2 kon doen.

BeskrywingSpoed (m.p.h.)Tyd (jare)
Stap457,865,832,374.84
Voertuig1201,928,861,079.16
Airbus A380736314,488,219.43
Mach 1767.269301,671,681.64
Mach 21,534.54150,835,644.23
Nuwe horisonne33,0007,014,040.29
Spoed van lig670,616,629.00345.15


Hercules se 5 helderste sterre

Daar is geen registerfunksie nie en u hoef nie 'n e-posadres te gee as u dit nie nodig het nie. Alle boodskappe sal nagegaan word voordat dit vertoon word. Opmerkings kan saamgevoeg of effens verander word, byvoorbeeld as 'n e-posadres in die hoofdeel van die opmerking gegee word.

U kan weier om 'n naam te gee. As dit die geval is, sal die opmerking aan 'n ewekansige ster toegeskryf word. 'N Naam word verkies, selfs al is dit 'n ewekansige naam wat u self opmaak.

As u 'n e-posadres gee, kan u 'n e-pos ontvang wat u in kennis stel wanneer iemand anders 'n opmerking by dieselfde bladsy gevoeg het. In die e-pos sal 'n skakel wees om uit te teken vir verdere kennisgewings.


Afstande van spektraaltipes

Net so bevredigend en produktief soos veranderlike sterre vir afstandmeting was, is hierdie sterre skaars en word dit nie gevind naby al die voorwerpe waarheen ons afstande wil meet nie. Gestel ons het byvoorbeeld die afstand nodig na 'n ster wat nie wissel nie, of na 'n groep sterre, waarvan nie een 'n veranderlike is nie. In hierdie geval blyk die H – R-diagram tot ons redding kan kom.

As ons die spektrum van 'n ster kan waarneem, kan ons die afstand daarvan skat vanaf ons begrip van die H – R-diagram. Soos bespreek in Analysing Starlight, stel sterrekundiges 'n gedetailleerde ondersoek na 'n stertspektrum in staat om die ster in een van die spektraaltipes wat die oppervlaktemperatuur aandui. (Die tipes is O, B, A, F, G, K, M, L, T en Y, elk van hierdie kan in die genommerde subgroepe verdeel word.) Oor die algemeen is die spektraaltipe alleen nie genoeg om ons toe te laat nie helderheid te skat. 'N G2-ster kan 'n hoofreeksster met 'n helderheid van 1 wees LSon, of dit kan 'n reus wees met 'n helderheid van 100 LSon, of selfs 'n superreus met 'n nog hoër helderheid.

Ons kan egter meer uit die spektrum van 'n ster leer as net die temperatuur daarvan. Onthou, byvoorbeeld, dat ons drukverskille in sterre uit die besonderhede van die spektrum kan opspoor. Hierdie kennis is baie handig omdat reuse-sterre groter is (en laer druk het) as sterre in die hoofreeks, en superreuse steeds groter is as reuse. As ons in detail na die spektrum van 'n ster kyk, kan ons bepaal of dit 'n hoofreeksster, 'n reus of 'n superreus is.

Gestel, om te begin met die eenvoudigste voorbeeld, dat die spektrum, kleur en ander eienskappe van 'n verre G2-ster presies ooreenstem met die van die son. Dit is dan redelik om tot die gevolgtrekking te kom dat hierdie sterre waarskynlik net soos die son 'n hoofreeksster sal wees en dieselfde helderheid as die son sal hê. Maar as daar subtiele verskille is tussen die sonspektrum en die spektrum van die verre ster, dan kan die verre ster 'n reus of selfs 'n superreus wees.

Die mees gebruikte stelsel van sterklassifikasie verdeel sterre van 'n gegewe spektraalklas in ses kategorieë wat genoem word helderheidsklasse. Hierdie helderheidsklasse word soos volg deur Romeinse getalle aangedui:

  • Ia: Helderste reuse
  • Ib: Minder helder reuse
  • II: Helder reuse
  • III: Reuse
  • IV: Subreuse (tussenganger tussen reuse en hoofreekssterre)
  • V: Hoofreekssterre

Die volle spektraalspesifikasie van 'n ster bevat sy helderheidsklas. 'N Hoofreeksster met die spektrale klas F3 word byvoorbeeld as F3 V geskryf. Die spesifikasie vir 'n M2-reus is M2 III. Figuur 1 illustreer die benaderde posisie van sterre van verskillende helderheidsklasse op die H – R-diagram. Die onderbroke dele van die lyne stel streke voor met baie min of geen sterre nie.

Figuur 1: helderheidsklasse. Sterre met dieselfde temperatuur (of spektraalklas) kan in verskillende helderheidsklasse val op die Hertzsprung-Russell-diagram. Deur die besonderhede van die spektrum vir elke ster te bestudeer, kan sterrekundiges bepaal in watter helderheidsklas hulle val (of dit nou hoofreekssterre, reuse-sterre of superreuse-sterre is).

Met sy spektrale sowel as helderheidsklasse bekend, word 'n ster se posisie op die H – R-diagram uniek bepaal. Aangesien die diagram die helderheid teenoor die temperatuur uitstippel, beteken dit dat ons nou die ster se helderheid kan aflees (sodra die spektrum ons gehelp het om dit op die diagram te plaas). Soos voorheen, as ons weet hoe helder die ster regtig is en sien hoe dowwe dit lyk, kan die verskil ons die afstand bereken. (Om historiese redes noem sterrekundiges soms hierdie metode van afstandsbepaling spektroskopiese parallaks, alhoewel die metode niks met parallaks te doen het nie.)

Die H-R-diagrammetode stel sterrekundiges in staat om afstande na nabygeleë sterre, asook van die verste sterre in ons Melkweg, te skat, maar dit word geanker deur meting van parallaks. Die afstande wat met parallaks gemeet word, is die goue standaard vir afstande: hulle vertrou op geen aannames nie, maar slegs op meetkunde. Sodra sterrekundiges 'n spektrum van 'n ster in die omgewing neem waarvoor ons ook die parallaks ken, weet ons die helderheid wat ooreenstem met die spektraaltipe. Nabygeleë sterre dien dus as maatstawwe vir sterre in die verte, omdat ons kan aanneem dat twee sterre met dieselfde spektra dieselfde intrinsieke helderheid het.


Eridanus se Random Stars gekies

Daar is geen registerfunksie nie en u hoef nie 'n e-posadres te gee as u dit nie nodig het nie. Alle boodskappe sal nagegaan word voordat dit vertoon word. Opmerkings kan saamgevoeg of effens verander word, byvoorbeeld as 'n e-posadres in die hoofdeel van die opmerking gegee word.

U kan weier om 'n naam te gee. As dit die geval is, sal die opmerking aan 'n ewekansige ster toegeskryf word. 'N Naam word verkies, selfs al is dit 'n willekeurige naam wat u self opmaak.

As u 'n e-posadres gee, kan u 'n e-pos ontvang wat u in kennis stel wanneer iemand anders 'n opmerking by dieselfde bladsy gevoeg het. In die e-pos sal 'n skakel wees om uit te teken vir verdere kennisgewings.


Kyk die video: Разбор Астрофизика, задача 3 (November 2022).