Tähtitiede

Tähden kirkkauden löytäminen suuruudeltaan

Tähden kirkkauden löytäminen suuruudeltaan

Työskentelen fysiikan arviointiani IB: ssä ja aion tutkia spiraaligalaksien tähtiä ja määrittää niiden iät. Tähän aion käyttää SDSS: n tietoja (Sloan digital sky survey http://skyserver.sdss.org/dr13/en/tools/chart/navi.aspx).

Minun on saatava tähden kirkkaus absoluuttisesta bolometrisestä suuruudesta. SDSS antaa kuitenkin suuruuden vain 5 arvossa, u g r i ja z. Olen yrittänyt ymmärtää, mitä tehdä näillä ja mitä ne tarkoittavat, mutta en voi selvittää sitä.

Kuinka saan yhden luvun absoluuttisen bolometrisen suuruuden viidestä eri arvosta, ja mitä ne tarkoittavat?


Ugriz-arvot ovat vain tähtien kirkkauden mittoja, jotka on otettu viidellä kaistalla lähimmästä ultraviolettivalaisimesta u lähi-infrapunaan z.

Tarvitset etäisyyden tähdestä, jotta näennäiset SDSS-suuruudet muutetaan absoluuttisiksi suuruuksiksi.

Sitten sinun on löydettävä suhde (tai suhteet) tietyn kaistan bolometrisen korjauksen ja tähden värin (värillä tarkoitan jotain g-i: n) välillä. Mahdollisesti sen sijaan saatat löytää suhteita bolometrisen korjauksen ja lämpötilan välillä, ja sinun on ensin arvioitava tähtien lämpötilat niiden väreistä.

Kun olet saanut absoluuttiset suuruudet ja bolometrisen korjauksen, seuraa absoluuttinen bolometrinen suuruus.

Periaatteessa voit kokeilla tätä useilla eri väreillä ja nähdä, ovatko tulokset yhtä mieltä. Vaihtoehtoisesti sovitat tähtimallien kirjaston spektrienergian jakautumiseen, jonka määrittävät 5 suuruusarvoa.

Girardi et ai. Laskivat SDSS-suodattimien bolometristen korjausten taulukon. (2004) ja löytyy täältä. (Muita taulukoita / formulaatioita on saatavana, ei ole yleisesti hyväksyttyä versiota).

Joitakin bolometrisiä korjaustaulukoita löytyy Schmidt et ai. (2014) erittäin viileille esineille, jotka ovat ongelmallisempia.


Kuinka kirkasta tähti on?

Tiedämme, että tähdet lähettävät jatkuvasti fotoneja kaikkiin suuntiin. Fotonit kuljettavat energiaa mukanaan. Nopeutta, jolla fotonit kuljettavat energiaa tähdestä, kutsutaan tähdeksi kirkkaus. Valovoima mitataan usein watteina (ts. Joulea sekunnissa). Koska tähdet ovat kuitenkin niin valovoimaisia, on helpompaa mitata niiden kirkkaus Auringon kirkkauden yksikköinä, 3,9 x 10 26 wattia.

Kuinka voimme määrittää tähden kirkkauden? Toisin kuin hehkulamput, tähtiin ei ole leimattu tarraa, joka ilmoittaa niiden tehon. Oletetaan, että osoitat kaukoputkesi tähtiä kohti. Voit määrittää nopeuden, jolla tähdestä tulevat fotonit tallentavat energiaa kaukoputkesi sisään, mutta kaukoputkesi on hyvin pieni ja hyvin kaukana tähdestä ja kerää siten vain pienen osan kaikista tähtien lähettämistä fotoneista.

(2) Näkyvä kirkkaus on nopeus, jolla tähden säteilevä energia saavuttaa tarkkailijan maapallolla.

Esimerkiksi auringon näennäinen kirkkaus on b = 1370 wattia / metri 2. Toisin sanoen, jos sinulla olisi täysin tehokas aurinkopaneeli metrin päässä sivulta, jos pidät sitä kohtisuorassa auringon säteisiin nähden, se tuottaisi 1370 wattia sähköä. (Käytännössä tietysti maapallon ilmakehä absorboi osan auringonvalosta, ja aurinkopaneelit eivät ole täysin tehokkaita, mutta aurinko on edelleen voimakas energialähde, jopa 150 miljoonan kilometrin etäisyydellä.) Tähti seuraavan kanssa suurin näennäinen kirkkaus on Sirius (Canis Majorin tähdistössä). Siriusin näennäinen kirkkaus on b = 10-7 wattia / metri 2. (10 watin lampun sytyttämiseksi Sirius-energialla tarvitset aurinkopaneelin sivulle kymmenen kilometriä.)

Toinen tapa kuvata näennäinen kirkkaus, jota saatat kohdata lukiessasi suosittuja tähtitieteen kirjoja, on näennäinen suuruus mittakaavassa. Näennäinen suuruusjärjestelmä palaa antiikin kreikkalaisten aikaan. Kreikkalaiset tähtitieteilijät huomauttivat, että tähtien kirkkaus on erilainen. Kaikkein kirkkaimpia tähtiä, joita he näkivät, kutsuttiin 'ensimmäisen suuruuden täheiksi'. Hyvin heikot tähdet, jotka he näkivät, olivat `` kuudennen suuruisia tähtiä ''. Keskimääräisen näennäisen kirkkauden tähdet olivat toisen, kolmannen, neljännen ja viidennen voimakkuuden. Teleskoopin keksinnöllä suuruusjärjestelmä laajennettiin tähtiin, joiden näennäinen kirkkaus on pienempi - seitsemäs, kahdeksas ja niin edelleen. Suuruusjärjestelmä voidaan myös laajentaa kohteisiin, joiden näennäinen kirkkaus on suurempi.


  • 5 suuruusaskelta = kerroin 100
  • Suurempi suuruus = heikompi tähti.
  • Kirkkauden standardi on tähti Vega (0. voimakkuus)

  • Kymmenes mag-tähti on 100x himmeämpi kuin viides mag-tähti.
  • 20. mag-tähti on 10 000x himmeämpi kuin 10. mag-tähti.
  • Tähän mennessä mitatut tähdet ovat

Suuruudet ovat laskennallisesti erittäin käteviä käyttää, mutta ne on määritelty hieman mutkikkaasti (se on taaksepäin: suuremmat suuruudet = himmeämmät tähdet).

Toisin kuin Hipparchuksen laadullinen järjestelmä, nykyaikainen suuruusjärjestelmä määrittää kirkkauden standardin kirkkaana tähtinä Vega (kirkkain tähti Lyran kesän tähtikuviossa) ja määrittelee tarkasti suuruusvälin. Tämä määritys tehtiin 1800-luvulla ja sitä tarkennettiin koko 1900-luvun ajan.


Kirkkauksien ja kirkkauksien vertailu

Kuvitelkaamme, että meillä on kaksi tähteä, A ja B, joita haluamme verrata. Jos voimme mitata niiden näennäiset suuruudet, mA ja mB miten ne eroavat kirkkaudesta? Kirkkauksien (tai intensiteettien) suhde MinäA/MinäB vastaa niiden suuruuseroa, mB - mA . Muista, että yhden suuruuden ero tarkoittaa viidennen juuren kirkkaussuhdetta 100 tai 100 1/5, eroa mB - mA suuruudet antavat suhteen (100 1/5) mB - mA

Huomaa, että tämä yhtälö on määritelty NSW HSC Physics Formula Sheet -sivulla. Jos olet matemaattisesti taitava, sinun on ymmärrettävä, että tämä on itse asiassa sama kuin edellisen sivun yhtälö 4.1, ts MinäA/MinäB = 2.512 mB - mA .

Johda suuruus / etäisyysyhtälö (4.2)

Edellisellä sivulla käytimme etäisyysmoduuliyhtälöä (4.2). Kuinka tämä yhtälö johdetaan? Se on yksinkertaisesti valoisuussuhteen (4.7) soveltaminen.

Käänteisen neliön valolaki tarkoittaa, että virtaus, l tähti (tai voimakkuus) etäisyydellä d voi liittyä sen kirkkauteen L matkan päästä D mennessä seuraava suhde:

10 parsekin etäisyydellä D. on absoluuttinen suuruus, M ja virtaus etäisyydellä d on näennäinen suuruus, m sitten kirkkaussuhde saadaan:

Luminosityn käyttäminen tähtien vertailuun - esimerkkiongelmia

Esimerkki 1: Kahden tähden kirkkauden vertaaminen näennäissuuruudella.
α-auton (Canopus) näennäinen suuruus on -0,62, kun taas lähellä olevan tähden Wolf 359: n näennäinen suuruus on 13,44.
a) Mikä tähti näyttää kirkkaimmalta taivaalla?
b) Kuinka monta kertaa se on kirkkaampi kuin toinen tähti?

a) Vastaus tähän osaan on oikeastaan ​​vain sen tarkistaminen, että ymmärrät näennäisen suuruuden käsitteen. Koska Canopuksen arvo on matalampi (-0,62) kuin Susi 359 (+13,44), se näyttää kirkkaammalta yötaivaalla. Itse asiassa Canopus on toiseksi kirkkain tähti, joka näkyy yötaivaalla Sirius A: n jälkeen, kun taas näennäinen voimakkuus 13,44 Susi 359 on aivan liian heikko ollakseen näkyvissä paljaalla silmällä.

b) Kuinka paljon kirkkaampi on Canopus kuin Wolf 359? Tätä varten voimme käyttää yhtälöä 4.7:


Tähden kirkkauden löytäminen suuruudella - tähtitiede

1540-luvulla Nicolaus Copernicus poisti maapallon maailmankaikkeuden keskustasta. Hän asetti auringon keskelle. Copernicuksen näkemys kesti havainnointitodistusta satojen vuosien ajan. 1910-luvulla aurinko poistettiin maailmankaikkeuden keskustasta ja siirrettiin tyypilliseen laastariin galaktisella levyllä kaukana Galaksan keskustasta. Harlow Shapley (asunut 1885--1972) teki tämän löydön määrittelemällä etäisyydet hyvin vanhoihin tähtijoukkoihin. Hän käytti valon kirkkauden käänteistä neliölakia tietyn tyyppiselle muuttuvalle tähdelle noissa vanhoissa tähtijoukoissa.

Jotkut tähdet ovat erittäin hyödyllisiä etäisyyksien löytämisessä klustereihin ja muihin galakseihin, koska niiden tunnettu valovoima on suuri, joten ne voidaan nähdä suurista etäisyyksistä. Kirkkaita esineitä, joiden kirkkaus tunnetaan, kutsutaan tavalliset kynttilät (vaikka nykyään meidän pitäisi ehkä kutsua heitä "standardilampuiksi"). Tavallisia kynttiläesineitä käytetään suurten etäisyyksien mittaamiseen. Erityinen tavallinen kynttilä tähdet, joita Shapley käyttää, ovat elämänsä viimeisissä vaiheissa ja sykkivät muuttamalla kokoa. He yrittävät palauttaa hydrostaattisen tasapainon, mutta lämpöpaine ei ole synkronoitu painovoiman kanssa. Laajentuva tähti ylittää tasapainopisteen. Sitten painovoima saa kiinni ja supistaa tähden. Mutta painovoima supistaa tähden tasapainopisteen yli. Lämpöpaine nousee liikaa ja sykli jatkuu.

Kefeidit

Tähtitieteilijöiden oli odotettava muutama vuosi Harlow Shapleyn saapumista kalibroida Leavittin suhde kefeidien avulla galaksissamme, jolle etäisyydet voitiin määrittää. vuonna kalibrointi prosessi Shapley asetti todelliset arvot jakson ja kirkkauden suhteen kirkkausosaan. Kalibroidulla ajanjakson ja kirkkauden suhteella tähtitieteilijät voisivat käyttää kefeidimuuttujia vakiokynttilöinä etäisyyksien määrittelemiseksi kaukaisiin ryhmiin ja jopa muihin galakseihin.

    ovat nuorten ja korkean metallisuuden tähtien (valmistettu kaasusta, jossa on huomattavia määriä jalostettuja materiaaleja edeltävien tähtien sukupolvesta) ja ovat noin 4 kertaa valaisevampia kuin tyypin II kefeidit. Alla on valokäyrä (juoni kirkkauden ja ajan suhteen) klassisen kefeidin Hipparcos-tietokannasta muuttuvista tähdistä.

ovat peräisin vanhemmista & quot; matala-metallisuudesta & quot; tähdistä (valmistettu vähemmän saastuneesta, enemmän alkuperäisestä kaasusta) ja ovat noin 4 kertaa vähemmän valaisevia kuin tyyppi I. Alla on W Virginis Cepheidin valokäyrä muuttuvien tähtien Hipparcos-tietokannasta. Huomaa valokäyrän muodon erot. Nämä kaksi kefeidityyppiä erotetaan toisistaan muoto valokäyrän profiilin. Muotojen vertaamiseksi ilman, että tarvitsee huolehtia sykytysjaksoista, aika-akseli jaetaan pulaation kokonaisjaksolla, jotta saadaan "vaihe": yksi sykytysjakso = yksi "vaihe".

Koska kefeidien kirkkaus voidaan helposti löytää sykytysjaksosta, ne ovat erittäin hyödyllisiä etäisyyksien löytämisessä tähtijoukkoihin tai galakseihin, joissa ne asuvat. Vertaamalla kefeidin näennäiskirkkautta sen kirkkauteen voit määrittää tähden etäisyyden valon kirkkauden käänteisestä neliölaista. Valon kirkkauden käänteinen neliölainsana kertoo etäisyyden Cepheidiin = (kalibrointietäisyys) & # 215 Sqrt[(kalibrointikirkkaus) / (näennäinen kirkkaus)]. Muista, että kirkkaudet on määritelty suuruusjärjestelmässä, joten kalibrointikirkkaus (absoluuttinen suuruus) on kirkkaus, jonka mittaisit, jos kefeidi olisi 10 parsekin (33 valovuoden) kalibrointietäisyydellä. Joissakin tapauksissa kalibrointietäisyys voi olla jo tiedossa oleva etäisyys toiseen kefeidiin samalla ajanjaksolla, josta olet kiinnostunut. Kuten jäljempänä kuvataan, kefeidimuuttujatähdet ovat ratkaiseva linkki maailmankaikkeuden asteikon asettamisessa.

Aikaisissa galaksien etäisyyksien mittauksissa ei otettu huomioon kahta kefeidityyppiä, ja tähtitieteilijät aliarvioivat etäisyydet galakseihin. Edwin Hubble mitasi etäisyyden Andromeda-galaksiin vuonna 1923 käyttäen jakson ja kirkkauden suhdetta tyypin II kefeideille. Hän huomasi, että se oli noin 900 000 valovuoden päässä. Hänen havaitsemansa kefeidit olivat kuitenkin tyypin I (klassinen) kefeidit, jotka ovat noin neljä kertaa valoisampia. Myöhemmin, kun kahden tyypin välillä tehtiin ero, etäisyyttä Andromedan galaksiin lisättiin noin kaksi kertaa noin 2,3 miljoonaan valovuoteen. Viimeaikaiset tutkimukset, joissa on käytetty erityyppisiä esineitä ja tekniikoita, ovat antaneet Andromeda-galaksille suuremman etäisyyden, joka on 2,5-3 miljoonaa valovuotta (pimennyksen binäärejä käyttävä mittaus antaa 2,52 miljoonan valovuoden etäisyyden, toinen mittaus punaisia ​​jättiläisiä käyttäen antaa etäisyyden 2,56 miljoona valovuotta toinen mittaus kefeideillä antaa 2,9 miljoonaa valovuotta ja RR-Lyrae-mittaus antaa 2,87 - 3,00 miljoonaa valovuotta).

RR Lyrae

RR-lyraa löytyy vanhoista tähtijoukoista, joita kutsutaan pallomaisiksi klustereiksi, ja galaksimme tähtihalo-osasta. Kaikilla RR-lyrae-tähdillä klusterissa on sama keskiverto näennäinen suuruus. Eri klustereissa keskimääräinen näennäinen suuruus oli erilainen. Tämä johtuu siitä, että kaikilla RR Lyraeilla on suunnilleen sama keskiarvo ehdoton suuruus (= + 0,6 tai 49 auringonvaloa). Jos klusteri on kauempana meistä, sen RR-lyraeilla on suuremmat näennäiset suuruudet (muista, että heikommat esineet ovat suurempi suuruudet!).

RR Lyrae -tähtiä voidaan käyttää vakiokynttilöinä mittaamaan etäisyyksiä noin 760 000 parsekiin (noin 2,5 miljoonaa valovuotta). Valoisampia kefeidimuuttujia voidaan käyttää etäisyyksien mittaamiseen 40 miljoonaan parsekiin (noin 130 miljoonaa valovuotta). Nämä etäisyydet ovat monta tuhatta kertaa suuremmat kuin trigonometrisen parallaksimenetelmän avulla löydetyt etäisyydet lähimpiin tähtiin. Vakiokynttilöiden menetelmä (käänteinen neliölainsäädäntö) tarjoaa ratkaisevan yhteyden trigonometrisen parallaksin geometristen menetelmien ja Hubble-Lema & icirctre -lain menetelmän välillä hyvin kaukaisissa galakseissa. (Hubble-Lema & icirctre -lakia selitetään tarkemmin myöhemmin.) Itse asiassa tämä parallaksin ja Hubble-Lema & icirctre -lain välinen yhteys oli niin ratkaiseva, että Hubble-avaruusteleskoopin peilin halkaisija määritettiin ensisijaisesti siitä, kuinka suuri peili (sen ratkaiseva voima) ja valon keräysvoimaa) tarvitaan kefeidien poimimiseksi muista galakseista ja 18 galaksin kefeidien etäisyyden mittaus oli yksi Hubble-avaruusteleskoopin kolmesta avainhankkeesta sen ensimmäisen toimintakymmenen aikana (katso myös). Kaikki kauniit kuvat muista esineistä tuona aikana olivat vain ylimääräinen bonus.


Tähden kirkkauden löytäminen suuruudella - tähtitiede

Tähden valovoima on sen tuottaman energian kokonaismäärä sekunnissa. Tähden absoluuttinen suuruus viittaa yleensä tietynlaisen valon (kuten visuaalinen tai radio) energian kokonaismäärään, mutta se voidaan korjata sisällyttämään kaikenlaiset valot. (Absoluuttinen suuruus on oikeastaan ​​vain näennäinen suuruus, joka tähdellä olisi, jos se olisi 10 parsekin etäisyydellä maasta.) Tähtien kirkkausalue on valtava! Valaisevimpien tähtien valotehot ovat 100 000 kertaa suurempia kuin Auringon, vähiten valaisevien tähtien valovoimat ovat 10000 kertaa pienempiä kuin Auringon.

Valovoimaa tai absoluuttista suuruutta ei ole yhtä helppo mitata kuin vuon tai näennäinen kirkkaus. Tähden vuon mittaamiseksi osoitat yksinkertaisesti teleskoopin tähtiä kohti ja lasket kuinka paljon energiaa saavuttaa teleskooppi sekunnissa. Mittaus kertoo kuinka kirkas tähti näyttää. Jotta voisimme löytää kirkkauden, meidän on kuitenkin tiedettävä kuinka kirkas tähti on todella on, kuinka paljon energiaa se lähettää.

Tähdet voivat näyttää kirkkailta (tai heikoilta) kahdesta syystä. Ensimmäinen on se, että se voi todella olla kirkas (tai heikko). Toinen on se, että se voi olla suhteellisen lähellä (tai hyvin kaukana). Oletetaan, että meillä on kaksi tähteä, joilla on täsmälleen sama todellinen kirkkaus. Kuvittele, että laitamme yhden tähdistä aurinkoon ja laitamme toisen biljoonien mailien päähän. Tähti, joka on kauempana, näyttää meille heikommalta, vaikka tiedämme, että se todella lähettää saman määrän energiaa kuin lähellä oleva tähti. Tämä tarkoittaa, että tähden kirkkauden löytämiseksi meidän on ensin määritettävä sen etäisyys. (Voimme tehdä tämän parallaksimenetelmällä tai jollakin muulla menetelmällä.)

Kun tiedämme tähden etäisyyden, näennäisen suuruuden avulla on helppo löytää absoluuttinen suuruus ja arvioida sen kirkkaus. Meidän on vain käytettävä yksinkertaista kaavaa (oikealla).

Tämän kaavan mukaan tähden absoluuttinen suuruus on yksinkertaisesti sen näennäinen suuruus + 5 - (5 kertaa tähden etäisyyden loki). Tämä saattaa kuulostaa monimutkaiselta, mutta se on helppo liittää laskimeen. Kun olet suorittanut laskutoimituksen, sinulla on absoluuttinen suuruus (ja kirkkaus)!

On olemassa yksinkertainen kaava, joka suhteuttaa tähden kirkkauden sen massaan tähtien pääjärjestyksessä. Tähtien massaa on yleensä vaikeampi löytää kuin etäisyyttä. Kuitenkin, jos tähti on osa binaarijärjestelmää, voimme pystyä määrittämään sen massan (ja siten sen kirkkauden) laskematta sen etäisyyttä. (Itse asiassa tässä tapauksessa voisimme käyttää yllä olevaa kaavaa etäisyyden löytämiseen tähteen. Tämä on tärkeää tähdille, jotka ovat liian kaukana, jotta voimme mitata etäisyyttä menetelmällä parallaksin avulla.) massa ja sen kirkkaus on yksinkertaisesti sitä, että mitä massiivisempi tähti on, sitä kirkkaampi se on. Tämä johtuu siitä, että massiivisemmilla tähdillä on enemmän painovoimaa ja siksi niiden on sulatettava vety nopeammin tuottamaan riittävä säteilypaine tukemaan tähtiä painovoimaa vastaan. Vaaleammilla tähdillä, joilla ei ole niin paljon massaa, on alhaisemmat painovoimat eivätkä siksi sulaa niiden materiaaleja niin nopeasti. Massan kirkkaussuhde on esitetty alla:

Tähtitieteen laitos, Marylandin yliopisto
College Park, MD 20742-2421
Puhelin: 301.405.3001 Faksi: 301.314.9067

Kommentit ja kysymykset voidaan osoittaa verkkovastaavalle
Verkon saavutettavuus


17.1 Tähtien kirkkaus

Tähden ehkä tärkein ominaisuus on sen kirkkaus - energian kokonaismäärä kaikilla aallonpituuksilla, joita se tuottaa sekunnissa. Aiemmin näimme, että aurinko tuottaa valtavan määrän energiaa joka sekunti. (Ja siellä on tähtiä, jotka ovat paljon kirkkaampia kuin Aurinko.) Jotta tähtien vertailu olisi helppoa, tähtitieteilijät ilmaisevat muiden tähtien kirkkauden Auringon kirkkaudella. Esimerkiksi Siriuksen kirkkaus on noin 25 kertaa Aurinkoa suurempi. Käytämme symbolia LAurinko Auringon kirkkauden osoittamiseksi Siriusin valo voi olla 25 LAurinko. Myöhemmässä luvussa näemme, että jos voimme mitata kuinka paljon tähti lähettää energiaa ja tiedämme myös sen massan, voimme laskea kuinka kauan se voi jatkaa loistamistaan ​​ennen kuin se kuluttaa ydinvoimaansa ja alkaa kuolla.

Näennäinen kirkkaus

Tähtitieteilijät ovat varovaisia ​​erottamaan tähden kirkkauden (kokonaisenergian tuotos) ja energiamäärän välillä, joka sattuu saavuttamaan silmämme tai maapallon kaukoputken. Tähdet ovat demokraattisia tuottamalla säteilyä, ja ne lähettävät saman määrän energiaa jokaiseen suuntaan avaruudessa. Näin ollen vain pieni osa tähden luovuttamasta energiasta saavuttaa todellisen tarkkailijan maapallolla. Kutsumme tähtienergian määrää, joka saavuttaa tietyn alueen (esimerkiksi yhden neliömetrin) sekunnissa täällä maan päällä, sen näennäiskirkkaudeksi. Jos katsot yötaivasta, näet tähtien joukossa laajan kirjon kirkkaita kirkkauksia. Useimmat tähdet ovat itse asiassa niin himmeitä, että tarvitset kaukoputken niiden havaitsemiseksi.

Jos kaikki tähdet olisivat samaa kirkkautta - jos ne olisivat kuin tavalliset lamput, joilla on sama valonlähde -, voimme käyttää niiden näennäisen kirkkauden eroa kertoa meille jotain, mitä haluamme todella tietää: kuinka kaukana he ovat. Kuvittele olevasi pimeässä isossa konserttisalissa tai juhlasalissa lukuun ottamatta muutamia kymmeniä 25 watin lamppuja, jotka on sijoitettu seinien ympärille. Koska ne ovat kaikki 25 watin polttimoita, niiden kirkkaus (energiantuotto) on sama. Mutta mistä sinä seisot yhdessä kulmassa, he tekevät ei on sama näennäinen kirkkaus. Lähelläsi olevat ihmiset näyttävät kirkkaammilta (enemmän heidän valostaan ​​saavuttaa silmäsi), kun taas kaukana olevat ihmiset näyttävät himmeämmiltä (heidän valonsa on levinnyt enemmän ennen kuin saavutat sinut). Tällä tavalla voit kertoa, mitkä sipulit ovat lähimpänä sinua. Samalla tavalla, jos kaikilla tähdillä olisi sama kirkkaus, voisimme heti päätellä, että kirkkaimmin esiintyvät tähdet olivat lähellä ja himmeimmät ilmestyivät kaukana.

Tämän idean tarkentamiseksi muistakaa Säteily ja spektrit-luvusta, että tiedämme tarkalleen kuinka valo haalistuu etäisyyden kasvaessa. Saamamme energia on kääntäen verrannollinen etäisyyden neliöön. Jos meillä on esimerkiksi kaksi saman kirkkauden tähteä ja toinen on kaksi kertaa kauempana kuin toinen, se näyttää neljä kertaa himmeämmältä kuin lähempi. Jos se on kolme kertaa kauempana, se näyttää yhdeksän (kolme neliötä) kertaa himmeämmältä ja niin edelleen.

Valitettavasti tähtien kirkkaus ei ole sama. (Itse asiassa olemme siitä melko iloisia, koska monien erityyppisten tähtien saaminen tekee maailmankaikkeudesta paljon mielenkiintoisemman paikan.) Mutta tämä tarkoittaa, että jos tähti näyttää taivaalla himmeältä, emme voi kertoa, näyttääkö se himmeältä, koska sillä on matala kirkkaus, mutta on suhteellisen lähellä tai koska sillä on suuri kirkkaus, mutta se on hyvin kaukana. Tähtien kirkkauden mittaamiseksi meidän on ensin kompensoitava etäisyyden himmennysvaikutukset valoon, ja tätä varten meidän on tiedettävä, kuinka kaukana ne ovat. Etäisyys on vaikeimpia tähtitieteellisiä mittauksia. Palataan siihen, miten se määritetään, kun olemme oppineet lisää tähdistä. Toistaiseksi kuvailemme, kuinka tähtitieteilijät määrittelevät tähtien näennäisen kirkkauden.

Suuruusasteikko

Tähtien näennäisen kirkkauden mittausprosessia kutsutaan fotometria (kreikan kielestä kuva mikä tarkoittaa "valoa" ja -metria tarkoittaa "mitata"). Kuten näimme Taivaan tarkkailu: Tähtitieteen syntymä, tähtitieteellinen fotometria alkoi Hipparchuksella. Noin 150 eaa. Hän pystytti observatorion Rodoksen saarelle Välimerelle. Siellä hän valmisti luettelon lähes 1000 tähdestä, joka sisälsi paitsi heidän sijaintinsa myös arviot heidän näennäisestä kirkkaudestaan.

Hipparchuksella ei ollut kaukoputkea tai mitään instrumenttia, joka voisi mitata näennäiskirkkauden tarkasti, joten hän yksinkertaisesti arvioi silmänsä. Hän lajitteli tähdet kuuteen kirkkausluokkaan, joista kukin kutsui suuruudeksi. Hän kutsui luettelonsa kirkkaimpia tähtiä ensimmäisen suuruusluokan tähteiksi, kun taas niin heikot, että hän tuskin näki niitä, olivat kuudennen tähden tähtiä. 1800-luvulla tähtitieteilijät yrittivät tehdä mittakaavasta tarkemman määrittämällä tarkalleen, kuinka paljon kuudennen tähden näennäinen kirkkaus eroaa ensimmäisen suuruuden tähdestä. Mittaukset osoittivat, että vastaanotamme noin 100 kertaa enemmän valoa ensimmäisen suuruusluokan tähdestä kuin kuudennen tähden tähdestä. Tähän mittaukseen perustuvat tähtitieteilijät määrittivät sitten tarkan suuruusjärjestelmän, jossa viiden suuruuden ero vastaa tarkalleen kirkkauden suhdetta 100: 1. Lisäksi tähtien suuruudet desimaaloidaan, esimerkiksi tähti ei ole vain "toisen suuruusluokan tähti", vaan sen suuruus on 2,0 (tai 2,1, 2,3 ja niin edelleen). Joten mikä luku on se, joka kerrotaan viisi kertaa yhdessä, antaa sinulle tämän kertoimen 100? Pelaa laskimellasi ja katso, saatko sen. Vastaus osoittautuu noin 2,5: ksi, joka on 100: n viides juuri. Tämä tarkoittaa, että suuruusluokan 1,0 tähti ja suuruusluokan 2,0 tähti eroavat kirkkaudessaan noin 2,5 kertoimella. Samoin saamme noin 2,5 kertaa niin paljon valoa 2,0-tähdeltä kuin 3,0-tähdeltä. Entä ero suuruusluokan 1,0 ja 3,0 suuruusluokan välillä? Koska ero on 2,5 kertaa kutakin suuruusluokkaa kohden, kirkkauden kokonaisero on 2,5 × 2,5 = 6,25 kertaa.

Tässä on muutama nyrkkisääntö, jotka voivat auttaa uusia käyttäjiä tässä järjestelmässä. Jos kaksi tähteä eroavat 0,75 suuruudella, ne eroavat noin 2-kertaisella kirkkaudella. Jos ne ovat 2,5 magnitudin päässä toisistaan, niiden kirkkaus eroaa kertoimella 10, ja 4-arvoinen ero vastaa 40: n kirkkauseroa. Saatat sanoa itsellesi tässä vaiheessa: "Miksi tähtitieteilijät jatkavat käyttää tätä monimutkaista järjestelmää yli 2000 vuotta sitten? " Tämä on erinomainen kysymys, ja kuten keskustelemme, tähtitieteilijät voivat nykyään käyttää muita tapoja ilmaista kuinka kirkas tähti näyttää. Mutta koska tätä järjestelmää käytetään edelleen monissa kirjoissa, tähtikartoissa ja tietokonesovelluksissa, tunsimme, että meidän oli esiteltävä opiskelijat siihen (vaikka meillä oli suuri houkutus jättää se pois.)

Kirkkaimmat tähdet, ne, joita perinteisesti kutsuttiin ensimmäisen suuruusluokan täheiksi, eivät todellakaan osoittautuneet (mitattuna tarkasti) kirkkaudeltaan samanlaisiksi. Esimerkiksi taivaan kirkkain tähti, Sirius, lähettää meille noin 10 kertaa enemmän valoa kuin keskimääräinen ensimmäisen voimakkuuden tähti. Nykyaikaisella suuruusasteikolla Sirius, tähti, jolla on kirkkain näennäinen voimakkuus, on osoitettu suuruudeksi -1,5. Muut taivaan esineet voivat näyttää vieläkin kirkkaammilta. Venus kirkkaimmillaan on −4,4, kun taas aurinko on −26,8. Kuvassa 17.2 esitetään havaittujen suuruuksien alue kirkkaimmasta heikoimpaan sekä useiden tunnettujen esineiden todelliset suuruudet. Tärkeää on muistaa suuruusluokkaa käytettäessä se, että järjestelmä menee taaksepäin: suurempi suuruus, heikompi havaitsemasi esine.


Ep. 196: Valovoima ja suuruus

Tähtitieteilijät mittaavat tähtien kirkkauden suuruutena. Mutta tämä kirkkaus riippuu etäisyydestä tähdestä sekä sen energian kokonaismäärästä, jonka se pumpaa avaruuteen. Ja näkökulmastamme täällä maan päällä ulkonäkö voi olla pettää.

Näytä muistiinpanot

Litteraatti: Valovoima ja suuruus

Lataa transkriptio
Fraser: Tähtitiede näytteli jaksoa 196 maanantaina 28. kesäkuuta 2010, valovoima ja voimakkuus. Tervetuloa Astronomy Castiin, joka viikoittainen tosiseikkoihin perustuva matkamme läpi kosmoksen, jossa autamme sinua ymmärtämään paitsi sen, mitä tiedämme, myös siitä, miten tiedämme mitä tiedämme. Nimeni on Fraser Cain, olen Universe Today -lehden kustantaja, ja kanssani on tohtori Pamela Gay, Etelä-Illinoisin yliopiston professori Edwardsville. Hei, Pamela, miten voit?
Pamela: Menen hyvin, miten menee, Fraser?
Fraser: Minulla menee hyvin. Joten luulen, että aiomme & # 8230
Pamela: Annat kesän?
Fraser: Anna kesälle. Tämä on kesän viimeinen jakso. Päivämäärä on 28. kesäkuuta & # 8230. Otamme heinä- ja elokuun pois. Ja "menemällä" tarkoitan, että jo teimme, ja nyt aiomme vain tehdä siitä virallisen. Joten, ei jaksoja 28. kesäkuuta ja syyskuun alun välillä, sitten teemme DragonConia, ja yritämme tehdä siellä live-esityksen. Teemme siellä live-esityksen & # 8230. Sitten säännöllinen aikataulu jatkuu sen jälkeen, kun kesän matkasi aikataulu helpottuu.
Pamela: Tuomme sinut takaisin Kysely-esityksiin ja yritämme kovasti, hyvin palata vanhoihin & # 8230 -malleihin, jotka lanseerataan maanantaisin & # 8230 -mme torstaisin.
Fraser: Joo.
Pamela: Yritämme kokeilla ja # 8230 se on tavoite.
Fraser: Se on tavoite ja # 8230. se on unelma. Joten DragonCon & # 8230 Labor Day -viikonloppu & # 8230 Atlantassa. Molemmat meistä ovat siellä. Teemme live-version Astronomy Castista ja olemme joukossa muita paneeleja. Meillä on & # 8230, meillä on t-paitoja, CD-levyjä, joten jos haluat tulla ripustamaan tapaamaan meitä ja menemään olutta, olemme siellä. Se on hienoa.
Pamela: Toivomme, että tulet kaikki hakemaan Astronomy Cast -t-paitoja. He ovat kauniita!
Fraser: Ne ovat melko hienoja. Pidän niistä.
Pamela: Joo, Luke Hayes teki CD: n ja Justin Ogleby teki t-paitamme. Rakastamme kaikkia upeita luovia kuuntelijoitamme, kuten noita kahta.
Fraser: Voi ja sitten myös torstai-iltana, 2. & # 8230 on oikein?
Pamela: Joo.
Fraser: Meillä on tähtijuhlat?
Pamela: Kyllä & # 8230 Maria Walters, yksi skepchickistä, järjestää Moon Over Cancer -tähtijuhlat keräämään rahaa syövän voittamiseksi sinikaulustieteilijän, Jeff Medkeffin nimissä. Fraser ja minä olemme siellä. Annan puheen kansantieteestä. Toivomme, että loput teistä tulevat auttamaan meitä keräämään rahaa American Cancer Society -yhdistykselle.
Fraser: Ja joitain tietoja on Atlanta Skeptics -sivustolla ja myös DragonConilla, myös heidän sivustollaan. Ja olen varma, että meillä on joitain linkkejä Show Notesissa. Selvä, okei, no, jatketaan sitten näyttelyä. Tähtitieteilijät mittaavat tähtien kirkkauden suuruutena. Mutta tämä kirkkaus riippuu etäisyydestä tähtiin sekä sen avaruuteen pumppaaman energian kokonaismäärästä. Näköpiiristämme täällä maan päällä ulkonäkö voi olla pettää. Joten saatetaan terminologia pois tieltä. Mikä on kirkkaus?
Pamela: Se mittaa kuinka paljon fotonivuotoja & # 8230 kuinka monta fotonia neliömetrillä mitattuna energiayksiköinä on tulossa esineestä.
Fraser: Ja sitten suuruus?
Pamela: Suuruus on tapa ottaa se lineaarinen numerojoukko ja muuttaa se siihen, mitä silmäsi näkevät. Joten jos kaksinkertaistat numeron kirkkauden, fotonien määrä kaksinkertaistuu. Jos kaksinkertaistat numeron suuruusjärjestelmissä, se on hullua logaritmista skaalaushulluutta.
Fraser: Mutta tosiasia on, että on olemassa kahdenlaisia ​​suuruuksia, oikea & # 8230 on absoluuttinen suuruus ja näennäinen suuruus.
Pamela: Joo. Ja molemmilla on tämä hullu epälineaarinen tapa tarkastella lukuja. Mutta näennäinen suuruusjärjestelmä on kuinka kirkas jotain todella näyttää taivaalla. Katsot ylös, näet sen, menet & # 8230 oi, se on suuruusluokka 3. Mutta absoluuttinen suuruus on eräänlainen kuin hehkulampun laatikosta lukemasi numero. Jos olet kilometrin päässä hehkulampusta, se ei ole niin kirkas. Jos olet aivan hehkulampun vieressä, se on todella kirkas. Mutta molemmissa tapauksissa se tulee olemaan sama kirkkaus ja # 8230 sama absoluuttinen suuruus kuin se on ilmoitettu laatikossa & # 8230 100 wattia tai mitä tahansa.
Fraser: Miksi tällä on merkitystä?
Pamela: No, jos yrität selvittää, kuinka vertailla kahta kohdetta & # 8230, jos katson taivaalle todella lähellä olevaa keskimääräistä arkista tähteä, se saattaa näyttää olevan sama kirkkaus kuin ginormous, jättiläinen, universumia syönyt & # 8230 ei oikeastaan, he eivät tee sitä & # 8230 jättisataa aurinkomassatähteä, joka on meiltä galaksin toisella puolella.
Fraser: Jotkut lähimmistä tähdistä ovat näkymättömiä, ja jotkut kirkkaimmista tähdistä ovat kauimpana. Silti taivaalla & # 8230
Pamela: Ne näyttävät samoilta.
Fraser: On vaikea erottaa heitä toisistaan. Joo, joo & # 8230.
Pamela: Ja se on ilmeinen kirkkaus.
Fraser: Aivan.
Pamela: Joten, jos haluan tehdä mielekäs vertailu näistä kahdesta objektista, kirkkaus tulee sisään. Siellä tulee absoluuttinen suuruus. Absoluuttinen suuruus on luku, jonka saat, jos molemmat objektit olivat kymmenen parsekkiä & # 8230 noin 30 valovuoden ja # 8230 päässä sinulta.
Fraser: Joten olen nähnyt suuruusjärjestelmän aiemmin. Kaikkien kohteiden kirkkauteen liittyy luku. Kuulla on tämä suuruus & # 8230 aurinkolla. Himmimmillä tähdillä, jotka näkyvät avomattomalla silmällä, on tällainen suuruus.
Pamela: Kuusi.
Fraser: Joten missä tämä & # 8230 ei anna sitä! Joten mistä tämä numeerinen järjestelmä tulee? What’s the history of this?
Pamela: Well, it was first documented by Ptolemy and it probably came originally from Hipparchus. The system starts with the rather simple… let’s take the brightest stars in the sky, call them magnitude 1. Take the faintest stars in the sky, call them magnitude 6 and build in between where from 1 to 2 is roughly a doubling. From 2 to 3 is roughly a doubling according to your eyeball. Now our eyeballs are not linear systems. This is the problem. What your eye sees as twice as bright, your little detector that you have for your camera won’t. But it was a system to start with. It got worked with for a long time and then it was realized… well, you know, maybe there’s a bunch of stuff out there that’s even brighter. Then the system got reworked with the star Vega, which is one of the brightest Northern Hemisphere stars, but not the brightest just one of the brightest. It got redone as magnitude zero. We based the entire system on magnitude zero at a given time through a given detector through a given filter set. Now we realize that Vega is actually magnitude 0.03. Good enough. So the system is based on Vega – zero faintest thing your human eye can see under normal dark skies, unless you’re a super human person… Steve O’Meara can see fainter than that, that’s magnitude six. In most big cities you can see magnitude 4.
Fraser: So, I guess in the olden days, this was all done visually… and that must have been really open to interpretation. Everybody’s eyes are a little different. Trying to say that this star is brighter and that star is dimmer, I think it’s a 4… I think it’s a 5… 5.2! It must have been a really inexact science. Then, now, we have these modern instruments, right, where a CCD can tell you exactly how many photons are falling on it and give you an exact measurement.
Pamela: Well, the crazy thing is how inexact it wasn’t! The human eye is a very accurate measure as long as you have things that you know their brightness. So you start with Vega you label it zero. Then you move your way across the sky, labeling things that are known standards. Now, if you can get a bunch of people to agree on a handful of stars scattered across the sky, and their brightnesses, it’s possible to work your way down from that. And what organizations like the American Association of Variable Star Observers have found is that human beings, if they’re looking at objects nearby on the sky, and they know that this one’s magnitude 12.4… well, that would be binoculars… this one’s magnitude 3.4, this one over here is 3.9, this one over here is 3.2… what’s this one in the middle? It’s in the 3-range as well. They can, in the case of the best observers, get it accurate down to an extra decimal point. It’s 3.46. And there’s some error in that, but they’re tracking the CCD measurements. So if you take the best observers and you average their measurements together, and then compare it to a CCD, you can see all the same nuances in a light curve.
Fraser: So then as you say, the magnitude scale is a doubling of light. So to go from six to five, you’re seeing twice as much light coming from the star.
Pamela: So, this is where what you perceive differs from reality. It’s really a logarithmic system, so the reality is, between a magnitude one star and a magnitude six star, there’s a factor of 100 times in the actual light coming off of it.
Fraser: And astronomers have then added all of the objects into this scale. So things can be a lot brighter than zero, and this is where it gets kinda weird, and things can be a lot dimmer than six.
Pamela: Right. It turns out that really bright stars like Sirius, they end up with negative magnitudes. It’s always curious to say well, Sirius is the brightest star and it has a magnitude of -1.4. Only in astronomy would that happen. The sun, it’s a magnitude -26.7. Full moon, again, -12.7. We like point sevens, apparently. But then faint objects… the Hubble Space Telescope… it can at its deepest magnitudes, according to some of the websites I’ve looked at, get down to magnitude 30. So the idea that these really high numbers are really faint objects is a little bit brain breaking when you’re first learning how to do the magnitude system.
Fraser: So if we could start it all over again, somebody would set the sun as zero and go up from there… or backwards.
Pamela: I don’t know the best way to set it. So the problem is we’re used to higher numbers means bigger. So does that mean that you start off by setting the sun as a million and work your way backwards? How do we do that so that we get the ordering correct? We just don’t know that. It’s a confused system, but trying to come up with a replacement system for the human eye is something we don’t quite know how to do. This is where radio astronomers… your eye never saw in radio… so they can take certain liberties without confusing people. They simply count photons. They talk about how many Janskies… how much energy they got… in a perfectly linear system.
Fraser: But they do that on the high end of the scale, too, with gamma rays and they’re getting shot by bullets… you can really feel them… as opposed to just how much light there is.
Pamela: Right. So there you start talking about how many electron volts, how many mega electron volts, you have coming from an object. So, depending on what part of the electromagnetic spectrum you’re in, we like to switch our units up. When you fall into that optical range where the human eye can see, not only do we switch up our units, but we change the scale entirely. It’s awkward.
Fraser: Right, and there are a few problems with this. The luminosity is the total amount of energy being fired out from this body, from this star. How much is it emitting in all wavelengths, right? While the magnitude is just the measurement of it individual.
Pamela: And magnitudes, we use different filters. It originated with the human eye, which we now call the V-filter… the visual filter. We’ve figured out how to take glass and change the glass’ properties so that the light that passes through the glass is similar in characteristic to the amount of light and the colors of light that your eye perceives. But then we also like to look at objects using red filters that highlight things like Mira variables and distant galaxies. We like to look at things with blue filters that highlight star formation. All these different filters you get a different magnitude… you get a different amount of light coming through the filter depending on the color of the object. An object’s temperature decides what color it is. So it’s a vary complicated system. With Vega, they pegged it at zero in several different colors. But then when we talk about luminosity, that’s all the colors and in magnitude we do use this work “bolometric” to refer to the bolometric magnitude is the magnitude the object would have if you could measure its light in every single wavelength.
Fraser: Right, ok… so the bolometric magnitude… that’s a way to get a sense of what a star would look like if you could see with your eyeballs in every wavelength. So that kind of solves that problem. But the other big problem that we have with magnitude is that distance is everything. We look at a star in the sky and we see it at a certain level of brightness, but that doesn’t tell you at all how bright it truly is. So how do astronomers figure this out?
Pamela: Well, we do lots of calculations. Luckily, there’s certain stars that are close enough that we can tell just by the Earth’s motion from June to December, as we go from one side of the sun’s orbit to the other, we can tell how far away they are by how they appear to move against distant background galaxies. This is the same way you might measure the distance to your television set by blocking the television set out first with your thumb looking at it with your left eye, and then closing your left eye and opening your right eye and seeing how much your thumb moved. That will give you, rather, not the distance to your television, but the distance to your thumb. The television is a distant non-moving object, and you can see the angle your thumb moves, you can measure with a ruler the separation between your two pupils. Then, if you like trigonometry, you can then calculate how far away your thumb was when you made these measurement.
Fraser: Everybody do this right now! I don’t care if you’re in a bus… where you are… stick your arm out, put your thumb up, and then just switch eyeballs, and look at how your thumb moves back and forth against the background. And you can calculate the distance to your thumb that way.
Pamela: And so we use that principle with stars and distant galaxies. Instead of eyeball to eyeball, we do Earth’s orbit on one side of the sun to Earth’s orbit on the other side of the sun. Once we know the distance to an object, and once we know how bright it appears, thanks to physics we know how the light changes with distance. It actually… as the distance goes up, it goes as the square of the distance. So if something goes from one foot away from me to three feet away from me, I’ll actually get one ninth the amount of light from that object. Using that physics of calculating how the amount of light we receive changes with changing distance, we’re able to build up a picture of… ok, that object at that known distance has this absolute magnitude, this actual luminosity. This other type of object… it’s completely different, but now I know with this other type of object that I can also measure its distance, I can also measure its brightness, I can calculate its luminosity. So we build up this picture of what all these different objects look like. And when we’re lucky, we look at the same type of object 30 times, and its always exactly the same. Unfortunately, that doesn’t happen very much. That pretty much happens for standard candle objects… things like RR Lyrae stars, Cepheid variable stars, Type IA supernovae, which luckily haven’t gone off close enough that we can measure them via parallax. But we’ve been able to calibrate those using Cepheids and RR Lyraes. We start to build a picture one object at a time, getting more and more distant in the universe, of standard candles. Then we start going… ok, this object I don’t understand is orbiting this object I do understand. So now I know its brightness and luminosity, thanks to calculations, as well.
Fraser: But, you cannot use the brightness or magnitude to determine its distance. You have to get at the distance some other way, and then once you have that, and you know its current brightness, you can then calculate how bright it really is… its luminosity. And its absolute magnitude.
Pamela: Yeah. Getting at distances is one of the most important and most difficult things we do in astronomy. It’s so hard to measure distances. We actually did, I believe, an entire show dedicated to distances. And if I hallucinated this, we’ll record that next.
Fraser: No, no it’s one of our early ones… Measuring Distance in the Universe. And it’s like this ladder, right, with up close you’ve got one method, and then you’ve got your next method of measuring distance, and they kind of overlap and that’s how you know. You use one to validate the other one. You keep going up this ladder, all the way out to being able to measure to the very edge of the universe.
Pamela: It’s amazing how we build the pieces together. It’s only because we have this wonderful ladder that we can start to say… hey, I know exactly how bright you are… when we’re looking at our favorite galaxies and our most distant super-clusters of galaxies.
Fraser: So, what is one of the most luminous objects that we know of?
Pamela: Well, that’s one very simple answer if you want something that lasts more than a few seconds, and that’s quasars. An individual quasar… this is the heart of a galaxy that may not be that different from our own Milky Way galaxy, but all galaxies, as far as we know, have super-massive black holes in their centers… black holes that can be as much as a one followed by eight zeroes (100,000,000) times bigger than our sun. So that’s ten a hundred million…
Fraser: Hundred million… one billion… yeah, they can be a hundred million to a billion times more massive than the sun, right?
Pamela: Yeah, so we have reached the point where we have to add so many zeroes to things that we start talking in scientific notation. So, these black holes are 108 times bigger than our sun, in many cases. Now when an object falls into one of these giant black holes, it gets shredded to bits. Not only does it get shredded to bits, but it gets accelerated violently as it gets shredded to bits. And if a whole lot of stuff is falling in at once, as it tries to accelerate in, there’s this whole process involving angular momentum which is mathematically complicated, but the core piece of information is that it has to dump energy. It dumps a lot of this energy as light. So one of these quasars… one of these angry feeding black holes in the center of the galaxy… they can be by themselves a hundred times brighter than our Milky Way. Not brighter than our sun, our entire galaxy. So, that is to say nothing else, a massively bright object.
Fraser: And yet, they’re so incredibly far away that you need the Hubble Space Telescope to see them.
Pamela: Not all of them…
Fraser: No, no, no… but you need a good telescope to see them. Even though they are the most luminous objects in the universe, you can’t see any with your eyes.
Pamela: There is one exception. I, personally, when I look through telescopes my eyes are kind of bad… I’m one of those people who in dark skies can see like 5th magnitude on a good day. But there’s one quasar that is in the magnitude 12 range that you can go out and you can actually see with your own eyes…
Fraser: In a telescope…
Pamela: In a backyard telescope… you do need a telescope somewhere.
Fraser: Right, right. But you’re not going to see it with your own eyes… the unaided eye.
Pamela: No, no. You do need a telescope. This is 3C 273. It’s one of the nearest… it’s one of the brighter… in terms of objects in the sky… apparent brightness—we don’t know absolute brightness. But these are really fascinating objects. So for things that last more than a minute or two, they’re pretty impressive.
Fraser: And the most luminous object in our galaxy?
Pamela: In our galaxy is probably going to be one of the newborn stars. They actually just recently found a star that is 250, they think, solar masses in size.
Fraser: Which is impossible…
Pamela: Well, that’s what we thought. But the thing is, when they first start forming, it hasn’t yet reached the point that it has shed enough mass.
Fraser: Right. I see… so it’s so young that it hasn’t gotten down to a “possible” mass. So it’s now in the process of shedding all that mass.
Pamela: So that’s probably the brightest thing out there, and I have to admit I’m currently in the process of counting zeroes on my screen… so we’re looking at stars 100 times as massive as the sun are ten million times its brightness. So, these are bright… and luminous… and luminous is what actually matters in this case.
Fraser: Right. It’s like Eta Carinae is in that camp. That’s a star that you can see…
Pamela: If you’re in the Southern Hemisphere….
Fraser: … with the unaided eye, and it’s half the galaxy away. Yet it’s a star that you can see. It’s quite amazing.
Pamela: And it’s worth the telescopic look because there’s an amazing nebula around it. And this is where what Fraser and I were just saying about mass loss comes into play. It’s shedding its mass because it’s a crazy young star doing crazy young star things… like shedding mass in violent outbursts that we don’t fully understand.
Fraser: And not exploding…
Pamela: And not exploding yet…
Fraser: Which it should…
Pamela: It will. Maybe not in our lifetime… but I want it to! I want it to!
Fraser: I know. So then how bright is something that’s very dim and close? I mean how far down are these things detectable? You say magnitude 30 for Hubble? What is that?
Pamela: That would be a very distant galaxy… that would be a distant small star. Some of the brown dwarfs that seem to be reasonable distances can get that faint.
Fraser: Planets orbiting other stars?
Pamela: Well, that depends on what color your looking in. Spitzer’s able to make these planets out. So there, they’re heated up by their sun’s light… if they’re too close to their sun, and they start to become reasonably visible.
Fraser: But would that be Hubble’s just getting a couple of photons from an object and that’s it?
Pamela: Pretty much. It’s really amazing how few photons you’re dealing with. One of the things that amazes me, especially as you start to get to the higher energies, is that a good detection might be six photons, but each of those photons carries a huge amount of energy in it for a photon. For high energy, every photon gets counted… and that’s pretty amazing.
Fraser: But couldn’t they use Hubble, detect one photon, and call that the photon from the most distant galaxy ever recorded?
Pamela: Not so much. So the problem with this is that you run into noise. The universe is filled with these annoying things called cosmic rays, as well. So if you only see a high energy photon, or a visual energy photon, or a photon of any color for that matter… you can’t say it’s from a distant galaxy or it’s from some radioactive decay that happened on the planet Earth and went through the bottom of your telescope.
Fraser: Right… or my television.
Pamela: Right. Exactly.
Fraser: I probably should not get a television that’s shooting gamma rays at me… ok, well I think that covers our depth into the brightness… our descent into brightness… so that’s great. So as we mentioned at the beginning of the show, this is going to be the last episode for the summer, so if you’re getting this and you’re wondering… are they stopped producing shows? No, it’s just summer. We’ll be back in September.
Pamela: And we’re hoping to get back to our normal twice a week schedule and fully recover from my travel and everything else that has blighted us.
Fraser: And we hope to see you at DragonCon.
Pamela: See you all there!
Fraser: Alright, thanks, Pamela!
Pamela: See you later, Fraser!

This transcript is not an exact match to the audio file. It has been edited for clarity.


The absolute magnitude of a star, M is the magnitude the star would have if it was placed at a distance of 10 parsecs from Earth. By considering stars at a fixed distance, astronomers can compare the real (intrinsic) brightnesses of different stars. The term absolute magnitude usually refers to the absolute visual magnitude, Mv of the star, even though the term ‘visual’ really restricts the measurement of the brightness to the wavelength range between 4,000 and 7,000 Angstroms.

To convert the observed brightness of a star (the apparent magnitude, m) to an absolute magnitude, we need to know the distance, d, to the star. Alternatively, if we know the distance and the apparent magnitude of a star, we can calculate its absolute magnitude. Both calculations are made using:

with m – M known as the distance modulus and d measured in parsecs.

The apparent magnitudes, absolute magnitudes and distances for selected stars are listed below:

Star mv Mv d (pc)
Sun -26.8 4.83 0
Alpha Centauri -0.3 4.1 1.3
Canopus -0.72 -3.1 30.1
Rigel 0.14 -7.1 276.1
Deneb 1.26 -7.1 490.8

Although Rigel appears brighter than Deneb in the sky (it has a smaller apparent magnitude), they actually have the same real brightness (their absolute magnitudes are the same). The apparent difference in brightness arises because Deneb is much further away than Rigel.

Study Astronomy Online at Swinburne University
All material is © Swinburne University of Technology except where indicated.


Questions

  1. What type are the majority of stars in the Pleiades cluster?
  2. In blue, circle the most massive star/s on your Colour-Magnitude plot.
  3. In red, circle the least massive group of stars on the diagram.
  4. What is the source of fuel for all the stars shown on the diagram?
  5. Comment on the relative age of the stars. Are they young or old? How can you tell?
  6. Look at the photo of the Pleiades below. Is there any visible evidence to support your answer to question 5? What does this evidence suggest about the origin of stars?

Calculate the Absolute (visual) Magnitude, M of each of the Pleiades stars (easy if your data is already on a spreadsheet). You will have to rewrite the equation first.