Tähtitiede

Etäisyys tähtiin väriindeksin avulla

Etäisyys tähtiin väriindeksin avulla

Teen seuraavan kysymyksen:

Tähti havaitaan UBV-suuruuksilla $ m_u = 16.31 $, $ m_b = 14,52 $, $ m_v = 13,76 $. Spektrianalyysi antaa $ M_ {bol} = 7,31 $, $ BC = -1.02 $, $ (U - B) _0 = 1,222 $. Määritä etäisyys tähtiin.

Kuten $ m_u - m_b ≠ (U-B) _0 $, Olen todennut, että etäisyysmoduulia ei voida käyttää suoraan, koska sukupuutto on olemassa. Bolometrisen korjauksen (BC) perusteella voimme määrittää, että absoluuttinen visuaalinen suuruus $ M_v = 8,33 $.

Sen jälkeen en ole varma mitä tehdä; yleensä luulen, että näissä kysymyksissä voit saada visuaalisen sukupuuttoon $ A_v = 3.0E_ {B-V} $, missä $ E_ {B-V} $ on värin ylimäärä laskettuna $ E_ {B-V} = (m_b - m_v) - (B-V) _0 $. Sitten visuaalinen ekstinktio voidaan lisätä etäisyysmoduuliyhtälöön ekstinktion huomioon ottamiseksi visuaalisella kaistalla, ja sitten voimme helposti saada etäisyyden.

Mutta vaikka tiedämme $ m_b $, $ m_v $ja $ M_v $, meillä ei todellakaan ole tapaa saada $ (B-V) _0 $ tietoni mukaan, ellei siihen ole mitään tapaa liittyä $ (U-B) _0 $. Apua olisi paljon arvostettu!


Niiden välillä on suhde $ E (B-V) $ ja punoitus millä tahansa muulla värillä. Tarkka arvo riippuu pölyn tyypistä, itsestään sammutusarvosta ja tähden sisäisestä spektristä (samoin kuin kysymyksessä mainittu 3,0-kerroin).

Arviointia varten kanoninen suhde on kuitenkin $ E (U-B) = 0,72 E (B-V) $ (esim. Pandey et ai. 2003).

Näin voit laskea $ E (U-B) $sitten $ E (B-V) $sitten $ A_V $sitten $ V_0 $ ja käytä tätä $ M_V $ saada etäisyys.


Hertzsprung-Russell -kaavio ja tähtijoukot

missä d on etäisyys tähtiin. Muinaiset tähtitieteilijät mittaivat tähtien kirkkauden järjestämällä ne visuaalisen ulkonäön perusteella. Logaritmisen suuruusluokan kirkkaimmilla tähdillä on pienimmät luvut, kun taas himmeimmillä tähdillä on suurimmat luvut. Esimerkiksi tähti, jonka suuruus on -1, on kirkkaampi kuin tähti, jonka suuruus on 2.

Tähtien kirkkauden kuvaamiseen käytämme kahta suuruusluokkaa. Ensimmäinen on näennäinen suuruus, joka mitataan yleensä teleskoopilla. Toinen on absoluuttinen suuruus, mikä on kuinka kirkas tähti olisi, jos se olisi 10 parsekin etäisyydellä. Nämä kaksi asteikkoa liittyvät toisiinsa

missä M on absoluuttinen suuruus, m on näennäinen suuruus ja d on etäisyys parsekkeinä.


Etäisyys tähtiin väriindeksin avulla - Tähtitiede

Tähdet ovat tiheitä kuumia palloja, joten niiden spektrit ovat samanlaisia ​​kuin täydellisen lämpösäteilijän spektrit, mikä tuottaa tasaisen jatkuvan spektrin. (Vaikka tähdet eivät ole täydellisiä lämpösäteilijöitä, niiden spektrit ovat riittävän samanlaisia ​​kuin tasainen jatkuva spektri seuraaville.) Siksi tähtien väri riippuu niiden lämpötilasta - kuumemmat tähdet ovat sinisempiä ja viileämmät tähdet punaisempia. Voit tarkkailla tähteä erilaisten kautta suodattimet saadaksesi likimääräisen lämpötilan. Suodatin sallii vain kapean aallonpituusalueen (värit) läpi. Näytteen ottamalla tähden spektrin kahdella eri aallonpituusalueella (`` kaistat '') voit selvittää, onko spektrin kuuma, lämmin, viileä tai kylmä tähti. Kuumien tähtien lämpötila on noin 60 000 K, kun taas kylmien tähtien lämpötila on noin 3000 K. Suodatinkaaviot on esitetty alla.

Väriindeksi ja lämpötila

  1. Mittaa näennäinen kirkkaus (virtaus) kahdella eri suodattimella (B, V).
  2. Suodattimen läpi kulkeva energiavuo kertoo suuruuden (kirkkauden) suodattimen aallonpituudella.
  3. Laske kahden suodattimen B-V suuruusero.

UNL: n tähtitieteen koulutusohjelma Blackbody-käyrät ja UBV-suodattimet voit tutkia lämpötilan ja lämpöspektrin suhdetta manipuloimalla erilaisia ​​parametreja graafisella käyttöliittymällä (linkki ilmestyy uuteen ikkunaan). Voit myös tutkia lämpötilan ja värin korrelaatiota käyttämällä erilaisia ​​suodattimia.

Wienin laki ja lämpötila

Toinen tapa mitata tähden lämpötilaa on käyttää Wienin lakia, joka on kuvattu sähkömagneettisen säteilyn luvussa. Viileiden tähtien jatkuvan spektrin huippu on pitkillä (punaisemmilla) aallonpituuksilla. Tähden lämpötilan noustessa sen jatkuvan spektrin huippu siirtyy lyhyemmille (sinisemmille) aallonpituuksille. Viimeinen tapa mitata tähden lämpötila on tarkempi kuin kaksi edellistä menetelmää. Se käyttää eri absorptioviivojen voimaa tähtispektrissä. Se kuvataan kokonaisuudessaan hieman myöhemmin luvussa. Erityyppisten tähtien lämpötilat on esitetty yhteenvetona Pääsekvenssitähtien ominaisuudet -taulukossa.


Tähtijoukon iän mittaaminen

Tähtijoukot tarjoavat meille paljon tietoa, joka on merkityksellistä tähtien tutkimukselle yleensä. Tärkein syy on se, että oletetaan, että kaikki tähtijoukon tähdet muodostuvat melkein samanaikaisesti samasta tähtienvälisestä kaasupilvestä, mikä tarkoittaa, että rypän tähtien tulisi olla ominaisuuksiltaan hyvin homogeenisia. Tämä tarkoittaa, että ainoa merkittävä ero tähtijoukkojen välillä on niiden massa, mutta jos mitataan yhden tähden ominaisuudet (ikä, etäisyys, koostumus jne.), Voidaan olettaa, että muiden tähtien ominaisuudet klusteri on hyvin samanlainen.

Todellisuudessa jotkut tähtijoukon tähdet muodostuvat aikaisemmin kuin toiset, mutta elinaikaansa nähden niiden muodostumisajan leviäminen on pieni ja voidaan jättää huomiotta. Oletamme myös, että rypän tähdet ovat kaikki samalla etäisyydellä meistä. Jälleen on todellakin etäisyyden leviäminen, mutta useimmissa tapauksissa tämä leviäminen on paljon pienempi kuin etäisyys klusteriin, joten se voidaan jättää huomiotta. Esimerkiksi pallomaisen ryhmän M13 uloimmat tähdet ovat noin 50 parsekkiä ryhmän keskiosasta, mutta rypän etäisyys meistä on noin 7700 parsekkiä. Lopuksi oletamme, että tietyn rypän kaikkien tähtien kemiallisen koostumuksen tulisi olla hyvin samanlainen, koska niiden muodostaman kaasupilven oletetaan olleen hyvin sekoittunut, joten yksittäisten tähtien muodostaneilla yksittäisillä pilvipaloilla olisi oltava kaikki sisälsi saman alkuaine- ja molekyyliseoksen.

Kun tähdet muodostuvat molekyylipilvestä, muodostuu erittäin suuren massan tähtiä (ehkä jopa noin 100 kertaa Auringon massa) pieneen massaan asti ruskeat kääpiöesineet (noin 0,08 aurinkomassaa). Äskettäin muodostuneiden tähtipopulaatioiden havainnot ovat osoittaneet, että muodostuu hyvin vähän suuren massan tähtiä, kun taas monia pienen massan tähtiä. Myös pudotus on erittäin jyrkkä, kun pääset korkeammalle massalle. Jos tutkit auringon lähellä olevia tähtiä, huomaat, että noin 90% kaikista aurinkoisen naapuruston tähdistä on pienempi tai yhtä suuri kuin auringon massa. Suurin osa lopuista on alle kaksinkertainen Auringon massaan, ja vain noin 0,5% kaikista lähellä olevista tähdistä on massiivisempia kuin 8 kertaa Auringon massa. Huomionarvoista on, että tähtien muodostumista monissa eri paikoissa universumissa näyttävät osoittavan, että muodostuvien eri massojen tähtien suhteelliset suhteet ovat universaali laki. Toisin sanoen, sama suhteellinen osuus suuresta massasta verrattuna pienen massan tähtiin muodostuu aina tähtien muodostavan alueen koosta, ympäristöstä, jossa tähtiä muodostava alue sijaitsee, ja kuinka kauan sitten tähdet muodostuivat. Siksi, jos voimme määrittää, kuinka yksi tähtijoukko muodostui, voimme yleistää havainnot sovellettaviksi kaikkiin ryhmiin. Tätä ajatusta tähtien muodostumisalueella muodostuneiden tähtien lukumäärän ja niiden massan välisestä suhteesta kutsutaan nimellä tähtien alkumassatoiminto.

Seuratkaamme koko tähtijoukon kehitystä sen elinkaaren useissa vaiheissa.

Tämän esityksen (kiitos Penn State Astronomy & amp Astrophysics) avulla voit napsauttaa dioja, jotka vievät sinut läpi evoluution. Näet sarjan kaavamaisia ​​HR-kaavioita tähtijoukossa. Kummassakin kehyksessä, kun tähdet ikääntyvät, niiden kirkkaus ja lämpötila kehittyvät muuttamalla kaavion yleistä ulkonäköä iän myötä.

Esitys etenee seuraavalla tavalla:

  1. Tähtijoukon muodostumisen varhaisessa aikaleimassa, jota kutsumme t = 0, suurin osa suuren massan tähdistä on saavuttanut pääsekvenssin, kun taas jotkut alemman massan tähdistä ovat edelleen T Tauri -vaiheessa.
  2. Kymmenen miljoonaa vuotta (10 7 vuotta) myöhemmin suurimman massan O-tähdet ovat kuluttaneet kaiken vedynsä ja alkaneet kehittyä pääjärjestyksen ulkopuolella.
  3. 100 miljoonan vuoden (108 vuoden) jälkeen kaikki O-tähdet ovat menneet supernovaksi. B-tähdet alkavat kehittyä pois pääjaksosta.
  4. Yhden miljardin vuoden (10 9 vuoden) jälkeen kaikki tarpeeksi massiiviset B-tähdet ovat menneet supernovaksi ja loput ovat kasvaneet punaisiksi jättiläisiksi. A-tähdet alkavat kehittyä pois pääjaksosta.
  5. Viiden miljardin vuoden (5x10 9 vuotta) jälkeen G-tähdet alkavat kehittyä pois pääjaksosta. Punainen jättiläinen haara on asuttu alun perin massiivisemmilla tähdillä. Joistakin ensimmäisistä muodostuneista punaisista tähdistä on jo tullut valkoisia kääpiöitä.
  6. 10 miljardin vuoden (10 10 vuoden) jälkeen OBAFG-tähdet puuttuvat kaikki pääjaksosta, punainen jättiläinen haara on hyvin asuttu ja siellä on myös paljon valkoisia kääpiöitä. Vain K & amp M-tähdet jäävät pääjärjestykseen.

Se, mitä näemme järjestyksessä, on tähtijoukko iät, pääjakson yläosa katoaa ensin. Vastaavuus, jonka usein kuulet, on, että se on kuin kynttilän sydän - kun tähtijoukot palavat, pääjakso lyhenee. Siksi, jos pystyt tunnistamaan tarkalleen minkä tyyppinen tähti on juuri siirtymässä pääjaksosta punaiseen jättiläiseen (kutsutaan Pääsekvenssin sammutus), ja jos tiedät kuinka kauan (teoreettisesti), että tämän tyyppisillä tähdillä kuluu kaiken vedyn käyttö, voit arvioida kyseisen tähden iän. Koska oletamme, että kaikki tähtijoukon tähdet muodostuvat samanaikaisesti, voidaan olettaa, että kaikilla tähtijoukon tähdillä on sama ikä kuin pääjaksoon jääneellä massiivisimmalla tähdellä. Tähtitieteilijät käyttävät usein tätä pääsekvenssin sammutusasennustekniikkaa tähtijoukkojen iän arvioimiseksi. Tämä tehdään käytännössä seuraavasti:

  1. Tähtitieteilijät käyttävät tietokonemalleja luodakseen teoreettisen HR-kaavion tähtijoukolle, jolla on tietty ikä, sanotaan 500 miljoonaa vuotta. Yksittäisten pisteiden piirtämisen sijasta he piirtävät viivan, joka kulkee kaikkien HR-kaavion tähtien pisteiden läpi. Koska tämä viiva osoittaa tähtien sijainnin tietyllä iällä, sitä kutsutaan isokroni.
  2. Tähtitieteilijät piirtävät havaitut värit ja kirkkaudet tähtijoukossa oleville tähdille.
  3. Löydät parhaan yhteensopivuuden teoreettisen isokronin ja tähtiisi joukossasi, ja se kertoo klusterin iän.

Jos verrataan vaiheiden 1-3 HR-kaavioita, nämä ovat hyvin samanlaisia ​​kuin avoimien klustereiden HR-kaaviot. Vaiheen 6 HR-kaavio näyttää olevan hyvin samanlainen kuin pallomainen klusteri. Siten voimme päätellä, että avoimet klusterit ovat nuoria (yleensä muutamia kymmeniä miljoonia tai satoja miljoonia vuosia vanhoja), kun taas pallomaiset klusterit ovat hyvin vanhoja (tyypillisesti noin 12-13 miljardia vuotta vanhoja). Yllä olevasta kuvasta näet kaaviomaisen HR-kaavion, jossa on juovaviivoja, jotka edustavat useiden avoimien klustereiden pääjärjestystä. Pääsekvenssin sammutuksen sijainnista näet, että NGC 2362 on nuorin, sitten h & amp χ Persei ja M67 on vanhin klustereista.

Tämä oivallus selittää useita muita havaintoja, jotka teimme näiden kahden klusterityypin eroista. Koska avoimet klusterit ovat nuoria, heillä ei ole ollut mahdollisuutta siirtyä kovin kauas syntymäpaikastaan. Siten molekyylipilvistä, joissa ne muodostuivat lähellä, on todennäköisesti jäljellä olevaa materiaalia (mikä luo Pleiadeissa näkyvät heijastussumut). Avoimissa klustereissa olevien kirkkaiden O- ja B-tähtien voimakas säteily voi ionisoida lähellä olevan kaasun ja luoda lähelle myös päästösumuja. Avoimesta ryhmästä tulevaa valoa hallitsevat klusterin kirkkaimmat tähdet, jotka ovat O & amp B: n pääjärjestys tähtiä, koska punaisia ​​jättiläisiä ei ole vielä muodostunut. Siksi avoimien klustereiden tulisi olla melko sinisiä.

Koska pallomaiset klusterit ovat vanhoja, niitä ei löydy niiden alueiden läheltä, joilla ne ovat muodostuneet. Niiden läheisyydessä ei ole kaasua. Vaikka olisikin ollut, pallomaisissa ryhmissä olevat tähdet eivät lähetä paljon ultraviolettivaloa, joka kykenisi luomaan emissiosumuja. Emme siis odota löytävän pallomaisia ​​klustereita ympäröiviä päästösumuja. Sinisiä päänäyttötähtiä ei ole jäljellä, joten pallomaisen rypän valoa tulisi hallita kirkkain punaiset jättiläiset, mikä johtaa niiden hyvin punaiseen ulkonäköön.

Viimeiseksi voimme myös selittää kemiallisen koostumuksen eron avoimien rypätähtien ja pallomaisten tähti tähtien välillä. Alun perin kaikki maailmankaikkeuden kaasut sisälsivät muutamia heliumia raskaampia alkuaineita. Kuitenkin, kuten saimme selville tähtien evoluutiota koskevasta tutkimuksestamme, painavammat elementit syntyvät massiivisiin tähtiin ja hajaantuvat, kun ne menevät supernovaan. Siksi ajan myötä myöhempien tähtisukupolvien tulisi sisältää yhä suurempia pitoisuuksia raskaita alkuaineita. Koska pallomaiset klusterit ovat 12 miljardia vuotta vanhoja, niiden ilmakehät heijastavat sen alkuperäisen kaasun rakennetta, josta ne muodostuivat. Koska avoimet klusterit ovat muodostuneet suhteellisen äskettäin, niiden ilmakehässä on 10-100 kertaa enemmän raskaita alkuaineita.

Yksi kysymys, johon emme ole vielä vastanneet, on, miksi Aurinko on niin ilmeisesti eristetty. Jos kaikki tähdet muodostuvat molekyylipilvistä, jotka muodostavat useita tähtiä kerralla, miksi lähellä ei ole useita satoja tähtiä? Syy on jotain tekemistä tähtijoukkojen välisten tiheyserojen kanssa. Muista, että avoimet klusterit näyttävät ”pörröisiltä. "Toisin sanoen, ne eivät ole kovin keskittyneitä. Pallomaiset ryhmät ovat toisaalta hyvin tiheästi täynnä tähtiä. Avoimissa ryhmissä kaikkien tähtien painovoima yhdessä ei ole riittävän vahva pitämään tähdet kiinni ryhmässä Ajan myötä yksittäiset tähdet avoimissa klustereissa etenevät ja klusteri liukenee. Ryhmän painovoima pallomaisessa tähti tähdissä on paljon vahvempi, joten nämä ryhmät pystyvät säilyttämään suurimman osan tähdistään miljardien vuosien ajan On todennäköistä, että aurinko teki muodon osana avointa klusteria, mutta koska aurinko on nyt noin 5 miljardia vuotta vanha, se on kauan sitten ajautunut pois samasta pilvestä muodostuneista tähdistä.


Etäisyydet lähellä oleviin tähtiin

Historiallisesti taivaan tähtiä pidettiin yksinkertaisesti taivaan palloon kiinnitettyjen valojen taustana. Kaikki tähdet näyttävät paljaalla silmällä valopisteinä, eikä niiden sijainti toisiinsa nähden koskaan näytä muuttuvan. Läheisten tähtien sijainnit liikkuvat kuitenkin pienillä määrillä, ja jos voimme mitata tämän näennäisen liikkeen, voimme laskea etäisyyden näihin tähtiin käyttämällä yksinkertaista trigonometriaa. Kreikkalaiset tunsivat tämän idean todella hyvin, ja sitä käytettiin väittämään vastaan aurinkokunnan heliosentrinen malli. Kuten näette hetkeksi, väite kuuluu, että jos maa kiertää aurinkoa, meidän pitäisi pystyä näkemään lähimmät tähdet siirtymässä taivaalla. Koska kreikkalaiset eivätkä myöhemmät tähtitieteilijät, kuten Brahe, eivät havainneet tätä muutosta, he väittivät, että aurinkokunnan keskuksena olisi kiinteä maa. Mitä he eivät luottaneet, on valtava etäisyys tähtiin, mikä teki muutoksesta niin pienen, että se havaittiin vasta 1830-luvulla. Ensimmäinen tutkija, joka teki niin, oli Friedrich Bessel vuonna 1838.

Menetelmää, jota käytetään etäisyyksien mittaamiseen läheisiin tähtiin, kutsutaan trigonometrinen parallaksitai joskus kolmiomittaus. Tämä on itse asiassa sama tekniikka, jota aivosi käyttävät arvioidessaan etäisyyksiä ympäröiviin esineisiin - niin sanottuun "syvyyskäsitykseen". Voit osoittaa tämän tekniikan etäisyyksien arvioimiseksi yksinkertaisella kokeella:

  1. Pidä kättäsi edessäsi silmien korkeudella ja nosta etusormi.
  2. Sulje vasen silmäsi ja huomaa, missä sormesi näyttää olevan taustaa (esimerkiksi huoneen seinää, jossa olet).
  3. Avaa vasen silmäsi ja sulje oikea silmäsi ja huomaa nyt, missä sormesi näyttää olevan taustan suhteen. Vaikuttaa siltä, ​​että se on muuttanut! (näet tämän vaikutuksen helposti, jos vaihdat nopeasti, mikä silmä on kiinni - ensin vasemmalle, sitten oikealle, sitten vasemmalle ja sitten oikealle).
  4. Taivuta kyynärpäätä niin, että sormesi on nyt paljon lähempänä silmääsi kuin silloin, kun pidit kätesi suorana.
  5. Toista sormen tarkkailuprosessi siten, että toinen silmä on auki ja toinen suljettu. Kun sormesi on paljon lähempänä silmiäsi, näennäinen liike taustaan ​​nähden on paljon suurempi!

Koska silmäsi on erotettu muutamalla tuumalla, vasen silmäsi näkee esineestä hieman erilaisen kuvan kuin oikea silmäsi. Kun aivosi tulkitsee nämä kaksi kuvaa silmistäsi, voit arvioida etäisyyden esineisiin.

Tähdet ovat tietysti niin kaukana, että silmiemme erottaminen ei muuta niiden ulkonäköä. Voimme kuitenkin käyttää maapalloa kiertoradalla lähtötasona luoda erillisiä kuvia lähellä olevista tähdistä. Tammikuussa maa on toisella puolella aurinkoa (pidä tätä "vasemman silmän" sijaintina) ja kuusi kuukautta myöhemmin, heinäkuussa, maa on toisella puolella aurinkoa ("oikean silmän" asema). Maapallon tammikuun ja heinäkuun sijainnin välinen etäisyys on kaksi kertaa maa / aurinko-etäisyys eli 2 AU. Kun tarkkailet läheistä tähteä tammikuussa ja sitten taas heinäkuussa, sen sijainti paljon kauempana oleviin taustatähtiin nähden on muuttunut mitattavissa olevalla määrällä, kuten tässä animaatiossa on esitetty.

Trigonometrian avulla voimme laskea suorakulmion sivujen pituudet yksinkertaisilla yhtälöillä. Voimme asettaa suorakulmion, jos käytämme puolta mitatusta kulmasta, jonka tähti näyttää liikkuvan 6 kuukaudessa. Etäisyys tähtiin (d), kulma, jolla tähti näyttää liikkuneen (θ), ja perusviivan pituus (b) liittyvät seuraavalla tavalla:

Haluan korostaa, että mitatut parallaksikulmat ovat uskomattoman pieniä. Jos aiot luoda suorakulmion käyttämällä yhdysvaltalaisen penniän halkaisijaa toisella puolella ja 2,4 km etäisyyttä toisella puolella, pieni kulma tässä kolmiossa on noin 1,5 kaarisekuntia (muista, että kaarisekunti on 1/3600 tutkinto). Maapalloa lähinnä oleva tähti, Proxima Centauri, muuttuu 1,5 kaarisekuntia näennäisessä asennossa kuuden kuukauden välein. Joten jokaisella taivaan tähdellä on kulmamuutos, joka on pienempi kuin 2,4 km: n etäisyydellä näkyvän sentin halkaisija!

Tähtitieteilijöiden käyttämää etäisyyden mittayksikköä kutsutaan parsec (pc). Tämä tulee suoraan tähtien parallaksin mittauksesta, koska 1 parsek on etäisyys tähteen, jossa on a par1 kaaren allax-kulmasekond. Parsec on lyhenne sanoista parallaksikaaren sekunti. Toinen yksikkö, jota tähtitieteilijät käyttävät etäisyydelle, on valovuosi, joka on etäisyys, jonka valon fotoni kulkee yhden vuoden aikana. Nämä kaksi mittausta ovat samanlaisia ​​ja:

Minkä tahansa tähden parallaksin laskemiseksi voit käyttää samaa trigonometristä suhdetta, josta keskustelimme oppitunnissa 3, kun puhuimme auton ajovaloista. Tässä tapauksessa:

B = 1 AU: n lähtötaso, joten:

Koska D on määrä, jonka haluaisimme mitata, voimme järjestää tämän yhtälön uudelleen lukemaan:

Jos annat kulman p: lle, vastauksesi D: lle tulee AU: ssa. Jos syötät 1 kaarisekunnin kulmallesi, D tulee olemaan 206 264,8 AU, mikä on yllä annettu parsekin määritelmä.

Voit kuitenkin yksinkertaistaa tätä yhtälöä. Riittävän pienille, radiaaneina ilmaistuille kulmille (ja 1 kaarisekunti on riittävän pieni kulma):

muuntaa kaarisekunneista radiaaneiksi, käytä seuraavaa:

Jos korvataan tämä yllä olevaan yhtälöön, saat:

Esimerkiksi, jos sinulla on tähti, jonka parallaksi on 0,5 kaarisekuntia:

Parallaksimittaukset on perinteisesti tehty valokuvilla, jotka refraktorit ovat ottaneet maan päällä sijaitsevista observatorioista, kuten Yhdysvaltain merivoimien observatoriosta, Virginian yliopiston Leander McCormick-observatoriosta, Pittsburghin yliopiston Allegheny-observatoriosta, Swarthmore Collegen Sproul-observatoriosta ja Yalen yliopiston observatorio. Viime vuosina Hipparcos-satelliittioperaatio on kuitenkin tarjonnut parallaksimittauksia yli 100 000 tähdelle noin 100 parsekin etäisyydelle, ja Euroopan avaruusjärjestön Gaia-operaatio parantaa näitä mittauksia tulevina vuosina. Vaikka tätä aihetta kuvataan aina täsmälleen tällä tavalla (ts. Mitataan tähden sijainti kahdessa tarkassa paikassa tarkalleen kuuden kuukauden välein), käytännössä voit tarkkailla tähteä jatkuvasti ja mitata sen hienovaraista siirtymistä koko kyseisen kuuden kuukauden ajanjakson. Tähtien parallaksin mittaamiseen käytetyt kuvat eivät näytä olevan miltä tahansa taivaalta tottuneista kuvista. Tässä on kuva lasin valokuvalevystä tähtien UVa-kokoelmasta heidän parallaksiohjelmassaan:

Tällä levyllä näet rivejä tummanharmaita pisteitä - ne ovat tähtiä. Levyjen (jotka olivat melko arvokas hyödyke) säästämiseksi havaittiin yksi tähti, sitten levy siirrettiin, paljastettiin uudelleen, siirrettiin, paljastettiin uudelleen, siirrettiin jne., Joskus asettamalla 5 tai 6 valotusta taivaalle yhdellä levyllä. Sitten levyn lisää käyttöä varten sitä käännetään 180 astetta ja valotetaan vielä 5 - 6 kertaa päinvastaisessa suunnassa. Punaiset merkit osoittavat kiinnostavien tähtien sijainnin levyllä yhdessä suunnassa ja siniset merkit osoittavat samojen tähtien sijainnin päinvastaisessa suunnassa. Tämä levy mitattaisiin sitten koneella, joka pystyy keskittämään tähden sijainnin mikronin murto-osan tarkkuudella. Näiden levyjen mittaaminen oli yksi tämän kurssin kirjoittajan kesätöistä tähtitieteen opiskelijana, ja jos vierailet henkilökohtaisesti, heillä on esillä joitain tässä työssä käytettyjä mittauskoneita.


Spektri on tuhannen kuvan arvoinen

Yksi tarkemmista menetelmistä etäisyyden mittaamiseksi kaukaiselle galaksille sisältää galaksin spektrin saamisen. Galaksin & # 8217s-spektrin saaminen tarkoittaa periaatteessa valon ottamista tuosta galaksista ja hajottamista sen komponenttiväreihin, aivan kuten prisma hajottaa valkoisen valon näkyvien värien sateenkaareksi. Spektri voi antaa meille runsaasti tietoa vertaamalla kunkin komponentin värin valon kirkkautta. Tämä voi sisältää yksityiskohtaista tietoa galaksin koostumuksesta, lämpötilasta ja kuinka nopeasti se liikkuu meihin nähden. Koska maailmankaikkeus laajenee, havaitsemme useimpien galaksien ja kaikki kaukaiset galaksit siirtyvän pois meistä.

Kun tarkastellaan kaukana olevaa galaksin spektriä, maailmankaikkeuden laajeneminen saa spektrin komponenttivärit venymään pidemmille aallonpituuksille. Näkyvän valon punaisella on pisin aallonpituudet, mikä johtaa termiin & # 8216redshift & # 8217. Tämä kosmologinen punasiirtymä voidaan mitata tarkasti spektristä. Tähtitieteilijät käyttävät sitten universumimme laajenemisnopeuden matemaattisia malleja muunnettaessa mitattu punasiirtymä estimaatiksi etäisyydeksi. Suuremmat punasiirtymäarvot vastaavat suurempia etäisyyksiä.

Tämä avaruusteleskooppitutkimuslaitoksen Public Outreach -toimiston kehittämä video osoittaa, kuinka valo muuttuu punaisella siirtyessään laajenevan maailmankaikkeuden läpi. Täällä hehkulamppu seisoo galaksin tilalla. Kun maailmankaikkeus laajenee, se venyttää maailmankaikkeuden läpi kulkevaa valoa lisäämällä valon aallonpituutta. Aallonpituuden kasvaessa se muuttuu punaisemmaksi. Valoa, joka kulkee pitempiä matkoja maailmankaikkeuden läpi, venytetään / punoitetaan enemmän kuin valoa, joka kulkee lyhyitä matkoja. Siksi tähtitieteilijät käyttävät punaiselle valolle, myös infrapunavalolle, herkkiä instrumentteja, kun he yrittävät tarkkailla valoa hyvin kaukaisista galakseista. Katso tämä video Youtubessa.

Suuremmat punasiirtymät eivät vain vastaa suurempia etäisyyksiä, mutta ne vastaavat myös universumimme historian aikaisempia aikoja. Tämä johtuu siitä, että valo vie aikaa kuljettaakseen meitä näiltä kaukaisilta galakseilta. Mitä kauempana galaksi on, sitä kauemmin valo on kulkenut, ennen kuin sieppaamme sen herkillä teleskoopeilla, kuten Hubble.

Olettaen tyypillisiä nykyaikaisia ​​matemaattisia malleja, maailmankaikkeus on noin 13,8 miljardia vuotta vanha. Galaksit punaisella muutoksella 1 nähdään sellaisina kuin ne olivat olemassa, kun maailmankaikkeus oli noin 6 miljardia vuotta vanha. Kolmen punaisen muutoksen galaksit nähdään sellaisina kuin ne olivat olemassa, kun maailmankaikkeus oli noin 2 miljardia vuotta vanha. Galaksit punaisella muutoksella 6 nähdään sellaisina kuin ne olivat olemassa, kun maailmankaikkeus oli noin miljardi vuotta vanha. Kymmenen puna-muutoksen galaksit nähdään sellaisina kuin ne olivat olemassa, kun maailmankaikkeus oli vain noin 500 miljoonaa vuotta vanha.

On tunnetusti vaikeaa saada hyvin kaukaisen galaksin spektriä. Ne ovat hyvin heikkoja, ja tarkka spektri riippuu siitä, kuinka paljon valoa saadaan. Yksi on loppujen lopuksi ottaa pieni saamasi valo ja hajottaa se edelleen komponenttiväreihin, mikä tarkoittaa, että aloitat vähän valoa ja päästät vielä vähemmän valoa jokaisella komponenttivärillä. Riittävän valon saaminen tarkan spektrin ottamiseksi kaukaisesta galaksista vaatii erittäin pitkiä havaintoja herkillä teleskoopeilla. Tämä ei ole aina mahdollista.

Spektreillä mitattuja punasiirtymiä kutsutaan spektroskooppisiksi punasiirroiksi. Monissa Abell 2744: n lähemmissä galakseissa on mitattu spektroskooppisia punasiirtymiä. Todennäköisesti tulee olemaan monia seurantahavainnot maa- ja avaruuspohjaisista observatorioista, jotta saadaan spektrit monista rajakenttien himmeimmistä ja kauempana olevista galakseista. Joten pysy kuulolla!


Kuinka tähtitieteilijät pystyvät mittaamaan kuinka kaukana tähti on?

On käynyt ilmi, että etäisyyden mittaaminen tähtiin on mielenkiintoinen ongelma! Tähtitieteilijät ovat keksineet kaksi erilaista tekniikkaa arvioidakseen kuinka kaukana jokin tähti on.

Ensimmäisessä tekniikassa käytetään kolmiomittaus (alias parallaksi). Maan kiertoradalla auringon ympäri on halkaisija noin 186 miljoonaa mailia (300 miljoonaa kilometriä). Katsomalla tähtiä yhden päivän ja katsomalla sitä sitten uudelleen 6 kuukautta myöhemmin tähtitieteilijä voi nähdä eron tähden katselukulmassa. Pienellä trigonometrialla eri kulmat tuottavat etäisyyden. Tämä tekniikka toimii tähtien kohdalla noin 400 valovuoden aikana maasta. (Katso lisätietoja kolmiomittauksesta tutustumalla GPS-vastaanottimien toimintaan.)

Tällä hetkellä ei ole suoraa menetelmää etäisyyden mittaamiseksi tähdistä, jotka ovat kauempana kuin 400 valovuotta maasta, joten tähtitieteilijät käyttävät sen sijaan kirkkauden mittaukset. Osoittautuu, että tähti värispektri on hyvä osoitus sen todellisesta kirkkaudesta. Värin ja kirkkauden suhde todistettiin käyttämällä useita tuhansia tähtiä, jotka olivat riittävän lähellä maata etäisyyksien mittaamiseksi suoraan. Tähtitieteilijät voivat siis katsoa kaukaa tähtiä ja määrittää sen värispektrin. Värin perusteella he voivat määrittää tähden todellisen kirkkauden. Tietämällä todellisen kirkkauden ja vertaamalla sitä maapallolta tulevaan näennäiseen kirkkauteen (ts. Katsomalla kuinka himmeäksi tähdestä on tullut, kun sen valo saavuttaa maapallon), he voivat määrittää etäisyyden tähtiin.


Kirkkaus Etäisyys Liike Koko Valovoima (ja kirkkaus) Pintalämpötila (alla) B: n ja V: n suhde (B / V) ero B: n ja V: n välillä (B-V) väriindeksin ja lämpötilan suhde punaisen tähden pintalämpötila on noin 3000 K. sinisen tähden pintalämpötila on noin 20000 K. Atomien ionisaatiotila riippuu lämpötilasta Valon energia (ja siten absorptio) riippuu lämpötilasta Tähden absorptiospektri Tähtien luokittelu (spektriluokan mukaan) Spektroskooppinen parallaksi

Koska tähtijoukot ovat ominaisuuksiltaan niin homogeenisia, voimme usein mitata muutamia tähtiä ryhmässä ja sitten yleistää tuloksen ja soveltaa sitä koko ryhmään. Voit esimerkiksi mitata klusterin ikää arvioimalla pääsekvenssin sammumisen ikä, kuten juuri näimme. Vastaavasti voit mitata etäisyyden klusteriin, jos löydät jonkin tekniikan etäisyyden mittaamiseksi mihin tahansa yksittäiseen tähteen. Koska kaikkiin tekemiinne mittauksiin liittyy virheitä, vaikka mittaisit etäisyyden yhteen tähtiin, arviosi sen etäisyydestä voi olla jopa 10% (tyypillinen tarkkuustaso monille tekniikoille). Jos pystyt mittaamaan monta tähtiä ryhmässä ja saamaan useita arvioita etäisyydestä, saat tarkemman arvion todellisesta etäisyydestä ottamalla kaikkien yksittäisten etäisyysmittausten keskiarvon. Vaikka kaikki yksittäiset estimaatit olisivat pois päältä 10%, mihinkään yksittäiseen tähteen liittyvä mittausvirhe muuttuu vähemmän tärkeäksi.

Tähtitieteilijät käyttävät usein menetelmää klustereiden HR-kaavioiden sovittamiseksi tavalliseen HR-kaavioon klustereiden etäisyyksien mittaamiseksi tarkemmin, koska tämä tekniikka käyttää kaikkia tähtiä etäisyyden mittaamiseen. Tässä on toinen paikka, jossa tähtitieteellinen ammattikieltä voi olla hämmentävä. Muistakaamme, että ensimmäinen onnistunut menetelmä tähtien etäisyyden mittaamiseksi oli trigonometrinen parallaksi. Tämän vuoksi sanaa parallaksi käytettiin vaihdettavasti etäisyyden mittaamisen kanssa. Joten vaikka termi parallaksi viittaa vain menetelmään tähden näennäisen siirtymän mittaamiseksi, sitä ei käytetä vain tällä tavalla. Tätä menetelmää monien tähtien värien ja kirkkauksien mittaamiseen ja vertaamiseen tunnetun tähtijoukon väreihin ja kirkkauksiin kutsutaan nimellä spektroskooppinen parallaksi.

Voit luoda ”tavallisen” HR-kaavion muutamalla tavalla. Voit esimerkiksi teoreettisesti laskea kuinka kirkkaiden ja kuinka kuumien tähtien tulisi olla, käyttämällä matemaattisia malleja ja piirtää ne, jotka ovat HR-kaavion kirkkaus / lämpötila-versiossa (isokroni, kuten aiemmin keskustelimme). Lisäksi, jos voit mitata etäisyyden moniin lähellä oleviin tähtiin trigonometrisen parallaksimenetelmän avulla, voit muuntaa näiden tähtien näennäiset kirkkausmitat kirkkaiksi. Joko niin, olet luonut HR-kaavion, joka näyttää kirkkauden y-akselilla. Jos nyt mitat näennäisen kirkkauden ja värin tähtijoukossa oleville tähdille, voit piirtää nämä tähdet samaan kaavioon kuin tavalliset tähtesi. Koska kaikki tähtijoukon tähdet ovat samalla etäisyydellä meistä, kaikilla niillä on sama siirtymä y-akselia pitkin. Toisin sanoen klusterin pääjärjestys näyttää vain siirtyvän pystysuunnassa HR-kaaviossa vakiotähdistä, koska tähden kirkkaus putoaa valon käänteisen neliön lain vuoksi. Jos mitataan, kuinka paljon himmeämpiä sinun on siirrettävä koko vakiotähtijoukko siten, että ne menevät päällekkäin klusterin pääjärjestyksen kanssa, voit arvioida kuinka kaukana klusteri käyttää suhdetta:

Fklusteri = Lvakiona / 4πR 2

Napsauta alla olevaa esitystä Penn State Astronomy and Astrophysics -sovelluksessa nähdäksesi tämän osoittavan.

Tässä esityksessä näemme ensin HR-kaavion klusterille, joka on piirretty kirkkaudella y-akselille. A blue region is fitted to the Main Sequence of this cluster, providing a calibrated Main Sequence with a known luminosity for all colors. Next, we see a new HR diagram for a nearby cluster with apparent brightness plotted on the y-axis. The calibrated Main Sequence is too bright, but if we shift it down, we can match it to the Main Sequence of the nearby cluster. This gives us an estimate of how much fainter the cluster is compared to the calibrator, which gives an estimate of distance. Lastly, we see the HR diagram for a more distant cluster. It is fainter yet, since it is more distant. However, by just offsetting the calibrated Main Sequence to fainter magnitudes, it matches the Main Sequence of the distant cluster, too, allowing us to measure its distance.

You could apply this same method just using the measurements for one star (that is, measure Ftähti and estimate Ltähti from a standard Main Sequence), but since you are lining up the entire Main Sequence of the cluster with the standard HR diagram, you are using many hundreds or thousands of stars to calculate the distance, and the final result is much more precise.


Distances to the Stars

To quote Douglas Adams from The Hitchhiker's Guide to the Galaxy
“Space is big . very big”
Distances in space are so vast they are hard for us to comprehend. Astronomers can measure the distance to the nearest stars using a method known as trigonometric parallax. This gives a distance to Alpha (α)Centauri, the nearest star system to us other than our Sun, of about 4.1 × 10 16 m. The metre is not really a useful unit for such a large number. Astronomers actually use a unit of distance called the parsec (pc) to express distances to other stars and galaxies. One parsec is about 3.09 × 10 16 m so α Cen is about 1.3 parsecs distant. This is also equal to about 4.3 light years.

A light year is simply the distance that light travels in a vacuum in one Earth year (9.46 × 10 15 m). One parsec = 3.26 light years. All the stars visible to the unaided eye in the night sky are relatively bright stars in our local region of the Milky Way. Most stars are too far away to have their distance determined by trigonometric parallax so other methods have to be employed. (More details about how distances to stars are determined can be found in the Option 9.7 Astrophysics sections on astrometry and spectroscopic parallax). The Milky Way itself is about 35,000 parsecs (or 35 kpc) across. nearby satellite galaxy, the Large Magellanic Cloud is about 50 kiloparsecs distant. At the cosmological scale, the distance to most galaxies is measured in megaparsecs (millions of parsecs).

If we look at the region around the constellation Crux (the Southern Cross) in the night sky we see several bright stars. A long exposure photograph or CCD image reveals many more as shown below.

In the above image, α Cen (for Centaurus)appears slightly brighter than β Cen which in turn appears much brighter than ε Cru. Johannes Bayer in his 1603 catalogue introduced the idea of labelling the brightest apparent star in a constellation as α, the next brightest β and so on through the 24 letters of the Greek alphabet. When we determine the distance to each of the bright stars in Crux however we see that their distances vary greatly. α Cen is only 1.3 parsecs away whereas β Cen is 161 pc distant. Given that it appears only slightly dimmer than α Cen in the night sky this means that β Cen is intrinsically far more luminous.


Katso video: Ryhmäindeksi (Lokakuu 2021).