Tähtitiede

Koska tähti A: n väriindeksi ($ B-V $) on pienempi kuin tähti B, mitä voimme sanoa tähdistä?

Koska tähti A: n väriindeksi ($ B-V $) on pienempi kuin tähti B, mitä voimme sanoa tähdistä?

Väriindeksi $ B-V $ tähti on määritelty $$ B-V vastaava M_B-M_V $$ Oletetaan, että se on annettu $$ (B-V) ^ {(A)} <(B-V) ^ {(B)} Rightarrow M_B ^ A-M_V ^ A> M ^ B_B-M ^ B_V $$ Merkinnät ovat hieman hämmentäviä, mutta mielestäni anteeksi.

Nyt tiedämme, että tähtien suuruudet vähenevät kirkkauden kasvaessa, mikä tarkoittaa tähtiä, jolla on absoluuttinen suuruus $-5$ on kirkkaampi kuin tähti, jolla on absoluuttinen suuruus $-2$.

luen Johdatus nykyaikaiseen astrofysiikkaan Kirjailija: Carroll ja Ostlie. Kirjoittaja sanoo,

Tähti pienemmällä $ B-V $ väriindeksi on sinisempi kuin tähti, jonka arvo on suurempi $ B-V $.

En ymmärrä, miten ?? Tähti A on sinisempi kuin tähti B tarkoittaa $$ M_B ^ A<> Annetaan neljä numeroa suhteessa $$ x-y<>

Sitten miten voimme sanoa niin ??


Väri on ero, ei absoluuttinen arvo

Sininen oleminen ei tarkoita (välttämättä), että valonlähteellä on suuri valovirta $ B $ yhtye. Väri ei ole absoluuttinen arvo; se on suhde kahden vuon tai vastaavasti ero kahden suuruuden välillä.

Sininen oleminen tarkoittaa "Lisää virtausta joillakin lyhyillä aallonpituusalueilla (esim. $ B $) kuin pidemmän aallonpituuden kaistalla (esim. $ V $) ". Tyhmän suuruusjärjestelmän vuoksi tämä tarkoittaa sitten a alempi arvo $ B $ kuin sisään $ V $eli $ B-V <0 $.

Siksi pienempi $ B-V $ Tähden arvo on sitä sinisempi.

Intuitiivinen esimerkki

Joten kun kirjoitat

Tähti A on sinisempi kuin tähti B tarkoittaa $ M_B ^ A<>.

se ei todellakaan ole totta. Tämä matemaattinen ilmaisu tarkoittaa vain sitä, että tähti A on kirkkaampi ( $ B $ yhtye) kuin tähti B; se ei sano mitään väreistä.

Esimerkiksi, jos verrataan auringon virtausta sinisen laserosoittimen virtaukseen, aurinko lähettää ehdottomasti enemmän sinistä valoa kuin laserosoitin, ts. $ B_ odot . Mutta se ei tarkoita, että aurinko on sininen, koska se myös lähettää paljon enemmän punaista valoa.

Tähtitieteilijät tähtitieteilevät

Edellä on seurattu huolimaton tähtitieteilijän käyttötapa $ B $ ja $ V $ sekä suodattimien / kaistojen / kaistanleveyksien että absoluuttisten voimakkuuksien osalta. Selkeämmin voimme kirjoittaa suuruudet myös $ M_B $ ja $ M_V $.

Ei myöskään sitä, että tähtitieteessä termiä "sinisempi" käytetään usein vaihtokelpoisesti "lyhyemmän aallonpituuden" kanssa, riippumatta todellisesta aallonpituudesta. Vastaavasti termiä "punaisempi" käytetään pidemmillä aallonpituuksilla.

Voisimme esimerkiksi sanoa, että punainen fotoni on sinisempi kuin infrapunafotonit. Vastaavasti UV-fotoni voi muuttua punaisesti, kun se kulkee laajenevan maailmankaikkeuden läpi. Jos se ei kulje liian kauan, se voidaan havaita "sinisenä" siinä mielessä, että sen aallonpituus on noin 4400 Å, mutta vaikka se ei olekaan punainen, sanomme edelleen, että sitä on muutettu.

Värin suhde lämpötilaan

Mustarunkojen kohdalla kuumemmat esineet ovat sinisempiä ja kirkkaampia. Tämä on seurausta Planckin laista, joka viittaa kirkkauteen $ B $ mustan kappaleen aallonpituutta ("spektritiheys") kohti sen lämpötilaan $ T $.

Jos integroit Planckin lain, voit osoittaa, että kokonaisvoima $ P $ nousee valtavasti lämpötilan ($ P propto T ^ 4 $; Stefan-Boltzmannin laki), mutta jos erottelet sen, voit osoittaa huipun aallonpituuden $ lambda_ mathrm {peak} $ on kääntäen verrannollinen lämpötilaan ($ lambda_ mathrm {peak} propto1 / T $; Wienin siirtolaki).

Toisin sanoen 1) kuumemmat esineet lähettävät enemmän virtausta (ts. Ovat kirkkaampia) ja 2) kuumemmat esineet lähettävät suuremman osan virtauksestaan ​​lyhyillä aallonpituuksilla (eli ovat sinisempiä).

Alla olevassa kuvassa (tämän huomautettu versio) on esimerkki a: n väreistä $ 5000 , mathrm {K} $ (sininen yhtenäinen viiva) ja a 4000 dollaria , mathrm {K} $ (tummanvihreä yhtenäinen viiva). $ B $ ja $ V $ vuot mitataan $ 4400 , mathrm {Å} $ (violetti katkoviiva) ja 5500 dollaria , mathrm {Å} $ (vaaleanvihreä katkoviiva).

vuon suhde välissä $ B $ ja $ V $ aallonpituudet ovat suurempia $ 5000 , mathrm {K} $ esine, joten sen suuruusero on pienempi.

Toisin sanoen, se on sinisempi.

(Olen jättänyt tekijän 2,5 pois)

Punoitus

Tähdet ovat melko lähellä mustarunkoja. Kuuma tähti voitaisiin kuitenkin punoittaa, esim. pölyllä, joka absorboi ensisijaisesti sinisiä aallonpituuksia. Vähemmän kuumia tähtiä voidaan peittää metalleilla, jotka absorboivat valoa ja lähettävät uudelleen pienemmillä aallonpituuksilla, mikä myös tehokkaasti punoittaa tähteä. Tai esine ei yksinkertaisesti voi olla mustaa runkoa, esim. sininen laserosoitin.

Vertailu nopeuksiin

Jos jostain syystä et tiedä arvon $ B-V $, mutta tiedät, että "objektilla A on pienempi $ B-V $ arvo kuin esine B ", niin et voi oikeastaan ​​sanoa mitään heidän" todellisesta "väristään; voit vain sanoa, että" A on sinisempi kuin B ", vaikka kumpikaan näistä esineistä ei tarvitse olla sininen.

Voit verrata tätä nopeuksiin. Kaikki nopeudet ovat suhteellisia, joten "$ v = 10 , mathrm {km / h} $"ei tarkoita mitään, ellet määritä viitekehystä. Mutta vaikka annat viitekehyksen, lauseen $ v_ mathrm {A}> v_ mathrm {B} $ ei kerro kuinka nopeasti A ja B ovat; se vain kertoo sinulle, että A on nopeampi kuin B.


Koska tähti A: n väriindeksi ($ B-V $) on pienempi kuin tähti B, mitä voimme sanoa tähdistä? - Tähtitiede

Kuva 8.1. Absoluuttinen kirkkaus suuruusyksikköinä (pystysuora akseli), jonka Henry Norris Russell (1877 - 1957) esitti vuonna 1914 spektriluokan (ylävaakasuora akseli) funktiona neljälle liikkuvalle tähtijoukolle: Hyades (mustat pisteet) Ursa Major -ryhmä (pienet ristit), suuri ryhmä Scorpiusissa (pienet avoimet ympyrät) ja 61 Cygni-ryhmä (kolmiot). Suuret ympyrät ja ristit edustavat pisteitä, jotka lasketaan muiden tähtiryhmien keskimääräisistä parallakseista ja suuruuksista. Kaksi diagonaalista viivaa merkitsevät Ejnar Hertzsprungin (1873–1967) havaintojen rajat Pleiades- ja Hyades-tähtijoukoissa vuonna 1911, ja tämä tunnetaan nyt tärkeimpänä jaksona, jota pitkin suurin osa tähdistä, mukaan lukien Aurinko, sijaitsevat. Jättiläistähdet sijaitsevat oikeassa yläkulmassa. Julkaisussaan Russell sisällytti hyvin samanlaisen kaavion yksittäisille kirkkaille tähdille, joiden etäisyydet oli määritetty tähtien parallaksimittauksista, ja se muistutti läheisesti tässä esitettyä kaaviota poikkeuksellisella pisteellä vasemmassa alakulmassa, jonka sisällytimme tähän x: llä merkki. Tämä tähti on heikko kumppani kaksoistähtijärjestelmässä Omicron2 Eridani tai 40 Eridani, jonka tiedetään nyt olevan valkoinen kääpiötähti. [Mukautettu Henry Norris Russellilta, Tähtien spektrien ja muiden ominaisuuksien väliset suhteet, Popular Astronomy 22, 275-294 (1914).]


Koska tähti A: n väriindeksi ($ B-V $) on pienempi kuin tähti B, mitä voimme sanoa tähdistä? - Tähtitiede

Ryhmän väri-suuruuskaaviot ja tähtien ikä Yhteenveto

Opiskelija löytää kahden klusterin iät piirtämällä tähtitiedot väri-suuruuskaavioon.

Tähän mennessä olemme oppineet määrittämään tähtien monia ominaisuuksia: etäisyyden, sisäisen kirkkauden, pintalämpötilan, koostumuksen, massan ja säteen. Tähtien elinkaaren tutkimiseksi haluaisimme tietää havaitsemiemme tähtien iän. Tähtijoukot antavat meille mahdollisuuden määrittää jäsentähtensä ikä.

Normaalisti Hertzsprung-Russell (H-R) -kaavio piirtää tähden spektrityypin tähden sisäistä kirkkautta vastaan. Kuten olemme nähneet, tähden spektrityyppi vastaa tähden väriä. Voimme mitata tähden väriä määrittämällä sen kirkkauden kahdella eri suodattimella, esimerkiksi sinisellä ja keltaisella suodattimella. Siksi voimme piirtää tähden värin sen kirkkauteen (mitattuna suuruuksina) keinona rakentaa H-R-kaavio ottamatta tähtien spektriä. Tämän tyyppistä kaaviota kutsutaan yleensä "väri-suuruus" -diagrammiksi, joka on oikeastaan ​​eräänlainen H-R-kaavio. Tämä menetelmä on erityisen hyödyllinen tähtijoukkojen kohdalla, joissa tuhansien lähellä olevien tähtien spektrin ottaminen olisi mahdotonta.

Suunnittelemme tänään kahden tähtijoukon todelliset tiedot: an avoin klusteri kutsutaan M45 ja a pallomainen klusteri soitti 47 Tuc. Jokainen joukko sisältää tuhansia tähtiä, mutta piirtämme tiedot vain muutamalle edustavalle. Seuraavassa taulukossa on tiedot.

B-V on tähden värin mitta. (Se on tähden kirkkauden ero sinisessä ja keltaisessa suodattimessa.) Tärkeää on tietää, että suuremmat luvut ovat punaisempia ja pienemmät sinisempiä.


Väriä vaihtavat tähdet: Radiaalinopeusmenetelmä

Radiaalinopeusmenetelmä eksoplaneettojen havaitsemiseksi perustuu siihen tosiasiaan, että tähti ei pysy täysin paikallaan, kun planeetta kiertää sitä. Tähti liikkuu aina niin vähän pienessä ympyrässä tai ellipsissä vastaten pienemmän kumppaninsa painovoimaan. Etäisyydeltä katsottuna nämä pienet liikkeet vaikuttavat tähden normaaliin valospektriin tai värin allekirjoitukseen. Tarkkailijaa kohti liikkuvan tähden spektri näyttää olevan hieman siirtynyt kohti sinisempiä (lyhyempiä) aallonpituuksia. Jos tähti etenee, sen spektri siirtyy kohti punaisempia (pidempiä) aallonpituuksia.

Kuinka löydämme eksoplaneettoja: Radiaalinopeusmenetelmä Exoplaneetit ja niiden tähdet vetävät toisiaan. Emme näe eksoplaneettaa, mutta voimme nähdä tähden liikkuvan. Tähden liike tekee sen valosta sinisemmän ja punaisemman maasta katsottuna. Kuva: Planetary Society

Käyttämällä erittäin herkkiä spektrografeja, jotka on kiinnitetty maanpäällisiin kaukoputkiin, planeettametsästäjät voivat seurata tähtien spektriä etsimällä jaksottaisia ​​siirtymiä spektrin heilahteluissa. Spektri näkyy ensin hieman sinisen siirtyneenä ja sitten hieman punaisena. Jos siirtymät ovat säännöllisiä ja toistuvat kiinteinä päivien, kuukausien tai jopa vuosien välein, sen aiheuttaa melkein varmasti tähtiä kiertävä elin, joka vetää sitä edestakaisin kiertoradallaan. Jos kehon massa on alle noin 10 kertaa Jupiterin massa (noin 3000 kertaa Maan massa), se on todennäköisesti planeetta. (Suuremmassa massassa olevat esineet ovat todennäköisesti tähtiä.)

Menetelmän onnistumisen mahdollisti erittäin herkkien spektrografien kehittäminen, jotka pystyvät havaitsemaan jopa pienet tähtiliikkeet. Huippuluokan instrumentit, kuten ESPRESSO erittäin suurella teleskoopilla, EXPRES Lowell Observatory Discovery Channel -teleskoopilla ja HARPS3, jota kehitetään La Palman Isaac Newton -teleskoopille, työntävät radiaalinopeusherkkyyttä jopa 10 vaihtelulle. senttimetriä sekunnissa.

3,6 metrin teleskooppikupoli La Sillassa, Chilessä Tätä teleskooppia käytettiin mittaamaan lukuisten tähän mennessä löydettyjen eksoplaneettojen radiaalinopeutta. Kuva: S. Brunier / ESO

Edut

On vaikea kiistää menestyksen kanssa. Säteisnopeus oli ensimmäinen onnistunut menetelmä eksoplaneettojen havaitsemiseksi, ja se on vastuussa satojen kaukaisten maailmojen tunnistamisesta. Se on ihanteellinen maanpäällisille kaukoputkille, koska (toisin kuin kauttakulkuvalometriassa) tähtiä ei tarvitse tarkkailla jatkuvasti. Se ei vaadi avaruusteleskooppeja eikä edes suurimpia ammattiteleskooppeja. Isaac Newton -teleskoopilla on 2,5 metrin pääpeili.

51 Pegasin radiaalinen nopeuskaavio 51 Pegasi oli ensimmäinen havaittu ja vahvistettu eksoplaneetta. Kaavion pisteet osoittavat toteutetut mittaukset. Sinimuoto on kiertävän planeetan hinaajaan heiluttavan tähden säteittäisen nopeuskaavion muoto. Kuva: exoplanets.org

Haittoja

Säteisnopeusmenetelmän perusominaisuus on, että se ei pysty määrittämään tarkasti kaukaisen planeetan massaa, vaan antaa vain arvion sen minimimassasta. Tämä on vakava ongelma planeetan metsästäjille, koska massa on johtava kriteeri planeettojen ja pienten tähtien erottamiseksi. Jotkut tähtitieteilijät uskovat, että ainakin jotkut radiaalinopeusmenetelmällä havaituista "planeetoista" eivät ole ollenkaan planeettoja, vaan hyvin pienimassaiset tähdet.

Tämän säteittäisen nopeuden ongelman lähde on, että menetelmä pystyy havaitsemaan vain tähden liikkeen kohti maata tai pois siitä. Tämä ei ole ongelma, jos kaukaisen planeettajärjestelmän kiertorata ilmestyy reunasta ylöspäin, kun se havaitaan maasta. Tällöin tähden koko liike tulee kohti maata tai poispäin siitä, ja se voidaan havaita herkällä spektrografilla. Tästä liikkeestä johdettu planeetan massa on tässä tapauksessa täysin tarkka.

Jos kuitenkin planeetan kiertotaso on kasvot vastapäätä, kun se havaitaan maasta, koko tähti heiluu kohtisuorassa tarkkailijan näköyhteyteen nähden. Vaikka tähti voi liikkua merkittävästi kiertoradan sisällä, mikään osa sen liikkumisesta ei tule kohti maata tai pois maasta. Spektrinsiirtoa ei havaita, ja maapalloon sitoutunut tarkkailija pysyy tietämättömänä tähtiä kiertävän planeetan läsnäolosta.

Useimmissa tapauksissa kaukaisen planeetan kiertorata ei ole reunalla tai vastakkain, kun se havaitaan maapallolta. Yleisimmin kiertorata kallistetaan tuntemattomassa kulmassa näköyhteyteen nähden. Tämä tarkoittaa sitä, että spektrografi ei havaitse tähden täydellistä liikettä, vaan vain sen osion, joka siirtää sen kohti maata tai poispäin siitä. Epäillyn planeetan massa on suoraan verrannollinen tähden todelliseen huojuntaan. Jos vain osa tästä huojumisesta havaitaan, mitattu massa on pienempi kuin todellinen ja antaa vain pienimmän luvun planeetan massasta.

Etäisen planeetan massan havaittavissa oleva osa määräytyy sen kiertoradan perusteella, kun se havaitaan maasta. Jos kallistuskulma kasvot -asentoon on i, niin komponentti, joka on maapallon linjassa, on synnin antama (i), luku, joka on nolla, jos kiertorata on edessäpäin tai yksi, jos se on reunalla. Planeetan massa maasta mitattuna on siis todellinen planeetan massa kertaa syn (i). Jos i on suuri, ts. järjestelmä on lähellä reunaa kohti -asentoa, arvioitu massa on lähellä todellista. Mutta jos i on pieni ja järjestelmä on itse asiassa lähellä kasvotusta, niin "planeetan" todellinen massa on paljon suurempi kuin arvio.

Vain harvoin tähtitieteilijät tietävät planeettajärjestelmän todellisen kallistuskulman. Tämä jättää avoimeksi mahdollisuuden, että ainakin osa havaituista kohteista on liian massiivisia ollakseen todellisia planeettoja.

Toinen säteittäisen nopeuden menetelmän haittapuoli on, että se löytää todennäköisimmin planeettatyypit, jotka ovat vähiten todennäköisesti isäntiä elämälle. Varhaisessa vaiheessa suurin osa spektroskopialla havaituista planeetoista oli tyyppiä, joka tiedemiehillä tunnettiin kuumina Jupiterina. Nämä ovat jättiläisplaneettoja, jotka koostuvat pääosin kaasusta, samanlainen kuin naapurimme Jupiter, mutta kiertävät huimaavalla nopeudella hyvin lyhyellä etäisyydellä tähdestään. Niiden koko, lyhyet jaksot ja tähtien läheisyys varmistavat, että ne tuottavat nopeita ja suhteellisen suuria tähtien heilutuksia, jotka havaitaan helposti spektroskopialla. Viileämmät planeetat, jotka kiertävät kauempana, tuottavat maltillisempia heilahduksia kotitähdessään, ja jokaisen kiertoradan suorittaminen vie vuosia, mikä tekee niistä paljon vaikeampia havaita spektroskopialla.

Mutta vaikka kuumia Jupitereita on suhteellisen helppo löytää radiaalinopeusmenetelmällä, ne eivät todennäköisesti ole koteja mille tahansa elämän muodolle, kuten tunnemme sen. Vielä pahempaa on, että heidän läsnäolonsa planeettajärjestelmän keskellä tekee vähemmän todennäköiseksi, että heidän maapallollaan olisi säilynyt enemmän maapallon muotoisia planeettoja. Toisin sanoen, vaikka spektroskopialla tehdyt havainnot todistivat aurinkokuntamme ulkopuolella olevien planeettojen läsnäolon ja esiintyvyyden, suurin osa tällä menetelmällä havaituista järjestelmistä on hyvin epätodennäköisiä elinympäristöjä.

Lopuksi, radiaalinopeusmenetelmän herkkyydelle on käytännön rajoitus: tähtien aktiivisuus. Tähdet eivät ole omituisia, sillä niillä on kirkkaampia (kuumempia, siis sinisempiä) ja himmeämpiä (viileämpiä, siis punaisempia) laastareita. Kun tähti pyörii, nämä laastarit tulevat näkyviin ja pois. Nämä tähtien värin vaihtelut voivat näyttää samanlaisilta kuin pienten, lähellä olevien planeettojen radiaalinopeussignaalit. Oma tähtemme, aurinko, on suhteellisen hiljainen tähti useimmissa standardeissa, mutta sen säteittäinen nopeuden sironta paikoista johtuen on noin 50 senttimetriä sekunnissa, mikä on viisi kertaa suurempi kuin maapallon analogilta odotettavissa oleva signaali. Tähtien aktiivisuuden ymmärtäminen on välttämätöntä pienen planeetan havaitsemisen parantamiseksi maasta radiaalinopeusmenetelmällä.

Tämä sivu on alun perin kirjoittanut Planetary Societyn henkilökunnan kirjoittajat vuonna 2002. Seura on päivittänyt ja päivittänyt viimeksi sen helmikuussa 2020 ja kiittää Emily Sandfordia hyödyllisistä kommenteista.


Mitä tähden väri osoittaa?

Tähden väri osoittaa enimmäkseen tähden lämpötila, ja se voi myös ehdottaa tähtien tähtiä ikä.

Lämpötila

Tähtitieteilijät ovat pitkään käyttäneet tähtien väriä lämpötilan tunnistamiseen, ja he tekivät siihen luokitusjärjestelmän, jota kutsutaan spektriluokiksi, joka sijoittaa tähdet luokkaan niiden lämpötilan perusteella:

O-luokan tähdet, joiden väri on sininen, ovat kuumimpia, ja luokan M tähdet, jotka ovat punaisia, ovat kylminä. Tämä voi olla hankala muistaa, koska ajattelemme sinistä yleensä viileänä ja punaista kuumana. Siksi on hyödyllistä ymmärtää, miksi siniset tähdet ovat kuumia ja punaiset ovat viileitä:

Muista, että kohteen lämpötila on suora mitta sen sisällä olevan liikkeen määrästä. Mitä kuumempi tähti, sitä nopeammin hiukkaset liikkuvat ja sitä enemmän energiaa he säteilevät.

Viileät tähdet säteilevät suurimman osan energiastaan ​​sähkömagneettisen spektrin punaisella ja infrapuna-alueella - mikä tarkoittaa lyhyempiä aallonpituuksia ja vähemmän energiaa.

Siksi ne näyttävät punaisilta, kun taas kuumat tähdet - joissa hiukkaset liikkuvat paljon nopeammin - lähettävät enemmän energiaa ja lähettävät siten enimmäkseen sinisillä ja ultraviolettiaallonpituuksilla, jolloin ne näyttävät sinisiltä tai valkoisilta.

Tähden koko elämän ajan se polttaa vetyä ytimessään, mikä luo paljon energiaa ja saa sen siten näyttämään siniseltä. Tähtien iän myötä vety loppuu palamaan, mikä vähentää niiden lähettämää energiaa. Siksi nuoremmat tähdet voivat näyttää sinisemmiltä, ​​kun taas vanhemmat näyttävät punaisemmilta, ja tällä tavalla tähtien väri voi kertoa meille jotain kyseisen tähden iästä.


Koska tähti A: n väriindeksi ($ B-V $) on pienempi kuin tähti B, mitä voimme sanoa tähdistä? - Tähtitiede

EnchantedLearning.com on käyttäjän tukema sivusto.
Bonuksena sivuston jäsenillä on pääsy sivuston bannerivapaaseen versioon, jossa on tulostusta helpottavat sivut.
Napsauta tästä saadaksesi lisätietoja.
(Oletko jo jäsen? Napsauta tätä.)

Saatat myös pitää:
Aktiiviset galaksit - Zoom-tähtitiedeAktiviteetit: Tähdet - Zoom-tähtitiedeFuusio tähdissä - Zoom-tähtitiedeMuut aurinkojärjestelmät - Zoom-tähtitiedeSuuret tähdet ja tähtijärjestelmät - Zoom-tähtitiedeTämän päivän esittelysivu: Hyönteistiedot: Hyönteiset

Tilaajamme arvosana tälle sivulle: 6. – 7
Sisällysluettelo Lumottu oppiminen
Kaikki astronomiasta
Sivustohakemisto
Aurinkokuntamme Tähdet Sanasto Tulostettavat, laskentataulukot ja aktiviteetit
Aurinko Planeetat Kuu Asteroidit Kuiperin vyö Komeetat Meteorit Tähtitieteilijät

-->
Tähdet
Elinkaari Ydinfuusio Kirkkaimmat tähdet Galaksit Muut aurinkokunnat Tähtikuvioita Miksi tähdet Twinkle
Syntymä Kuolema Tähtityypit Lähimmät tähdet Sumuja Suuret tähdet Zodiac Aktiviteetit, linkit

STAR-TYYPIT

Tähtiluokitus

Aurinko on G2V-tyyppinen tähti, keltainen kääpiö ja pääsekvenssitähti.
Tähdet luokitellaan niiden spektrien (niiden absorboimien elementtien) ja lämpötilan perusteella. Tähtiä on seitsemän päätyyppiä. Laskevan lämpötilan järjestyksessä O, B, A, F, G, K ja M.

O- ja B-tähdet ovat harvinaisia, mutta erittäin kirkkaat M-tähdet ovat yleisiä, mutta himmeitä ..

Helppo muistimuisti näiden muistamiseksi on: "Voi hyvä kaveri / tyttö, suudele minua."

  • Suurin osa tähdistä, mukaan lukien aurinko, ovat "tärkeimmän sekvenssin tähtiä", joita polttoaineena on ydinfuusio, joka muuntaa vedyn heliumiksi. Näille tähdille, mitä kuumemmat ne ovat, sitä kirkkaampia. Nämä tähdet ovat olemassaolonsa vakain osassa, tämä vaihe kestää yleensä noin 5 miljardia vuotta.
  • Kun tähdet alkavat kuolla, niistä tulee jättiläisiä ja suurjättejä (pääjärjestyksen yläpuolella). Nämä tähdet ovat tyhjentäneet vedynsaannin ja ovat hyvin vanhoja. Ydin supistuu ulkokerrosten laajentuessa. Nämä tähdet lopulta räjähtävät (niistä tulee planeetan sumu tai supernova, niiden massasta riippuen) ja niistä tulee sitten valkoisia kääpiöitä, neutronitähtiä tai mustia aukkoja (taas riippuen niiden massasta).
  • Pienemmistä tähdistä (kuten meidän aurinko) tulee lopulta heikkoja valkoisia kääpiöitä (kuumia, valkoisia, himmeitä tähtiä), jotka ovat pääjärjestyksen alapuolella. Nämä kuumat, kutistuvat tähdet ovat kuluttaneet ydinpolttoaineensa ja niistä tulee lopulta kylmiä, tummia, mustia kääpiöitä.

Yerkesin valovoimaluokat: (William Wilson Morgan ja Philip Keenan)

TYYPPI Tähti
Ia Erittäin kirkkaat supergigantit
Ib Vähemmän valoisia superjättejä
II Valavat jättiläiset
IIIJättiläiset
IV Alajuuret
V Pääsekvenssitähdet (kääpiötähdet)
VI Alikääpiö
VII Valkoinen kääpiö

Valovoima on tähden (tai galaksin) kirkkaus. Valovoima on energian kokonaismäärä, jonka tähti säteilee joka sekunti (mukaan lukien kaikki sähkömagneettisen säteilyn aallonpituudet).

Yerkes-luokitusjärjestelmässä tähdet osoitetaan ryhmiin niiden spektriviivojen leveyden mukaan. Ryhmälle tähtiä, joilla on sama lämpötila, kirkkausluokka erottaa niiden koot (superjätit, jättiläiset, pääsekvenssitähdet ja alikääpiöt).

Pääsekvenssitähdet - Nuoret tähdet
Pääsekvenssitähdet ovat tähtien keskialue Hertzsprung-Russell-kaaviossa. Näiden tähtien energia tulee ydinfuusiosta, kun ne muuttavat vetyä heliumiksi. Useimmat tähdet (noin 90%) ovat pääjaksotähtiä. Näille tähdille, mitä kuumemmat ne ovat, sitä kirkkaammat he ovat. Aurinko on tyypillinen Main Sequence -tähti.

Kääpiötähdet
Kääpiötähdet ovat suhteellisen pieniä tähtiä, jopa 20 kertaa suurempia kuin aurinkomme ja jopa 20000 kertaa kirkkaampia. Aurinkomme on kääpiötähti.

KELTAINEN Kääpiö
Keltaiset kääpiöt ovat pieniä pääjärjestyksessä tähtiä. Aurinko on keltainen kääpiö.

PUNAINEN Kääpiö
Punainen kääpiö on pieni, viileä, hyvin heikko, pääjärjestyksessä tähti, jonka pintalämpötila on alle noin 4000 K. Punaiset kääpiöt ovat yleisimpiä tähtityyppejä. Proxima Centauri on punainen kääpiö.

Jättiläiset ja ylivoimaiset tähdet - Vanhat, suuret tähdet
Punainen jättiläinen
Punainen jättiläinen on suhteellisen vanha tähti, jonka halkaisija on noin 100 kertaa suurempi kuin alun perin, ja siitä oli tullut viileämpi (pintalämpötila on alle 6500 K). Ne ovat usein oransseja. Betelgeuse on punainen jättiläinen. Se on noin 20 kertaa massiivisempi kuin Aurinko, noin 14000 kertaa kirkkaampi kuin Aurinko, ja noin 600 valovuoden päässä Maasta.

Sininen jättiläinen
Sininen jättiläinen on valtava, erittäin kuuma, sininen tähti. Se on pääsekvenssin jälkeinen tähti, joka polttaa heliumia.

SUPERGIANTTI
Superjätti on suurin tunnettu tähtityyppi, jotkut ovat melkein yhtä suuria kuin koko aurinkokuntamme. Betelgeuse ja Rigel ovat super jättiläisiä. Nämä tähdet ovat harvinaisia. Kun super jättiläiset kuolevat, ne ovat supernovaa ja niistä tulee mustia aukkoja.

Heikot, käytännössä kuolleet tähdet:
VALKOINEN KÄÄPIÖ
Valkoinen kääpiö on pieni, erittäin tiheä, kuuma tähti, joka on valmistettu pääosin hiilestä. Nämä heikot tähdet jäävät sen jälkeen, kun punainen jättiläinen tähti menettää ulkokerroksensa. Niiden ytimet ovat tyhjentyneet. Ne ovat suunnilleen maapallon kokoisia (mutta valtavasti raskaampia)! He menettävät lopulta lämpönsä ja muuttuvat kylmäksi, tummaksi mustaksi kääpiöksi. Aurinkomme muuttuu joskus valkoiseksi kääpiöksi ja sitten mustaksi kääpiöksi. Sirius-kumppani on valkoinen kääpiö.

RUSKEA Kääpiö
Ruskea kääpiö on "tähti", jonka massa on liian pieni, jotta sen ytimessä ei tapahtuisi ydinfuusiota (ytimen lämpötila ja paine eivät ole riittäviä fuusioimiseksi). Ruskea kääpiö ei ole kovin valoisa. Sen massan katsotaan tavallisesti olevan 10 28 kg - 84 x 10 28.

NEUTRON STAR
Neutronitähti on hyvin pieni, erittäin tiheä tähti, joka koostuu pääosin tiiviisti pakatuista neutroneista. Siinä on ohut vetyilma. Sen halkaisija on noin 5–16 mailia (5–10 mailia) ja tiheys noin 10 15 gm / cm 3.

PULSAR
Pulsari on nopeasti pyörivä neutronitähti, joka lähettää energiaa pulsseissa.

Binaaritähdet:
Kaksinkertainen tähti
Kaksinkertainen tähti on kaksi tähteä, jotka näkyvät lähellä toisiaan taivaalla. Jotkut ovat todellisia binaareja (kaksi tähtiä, jotka pyörivät toistensa ympärillä), toiset vain näkyvät yhdessä maapallolta, koska ne ovat molemmat samassa näköyhteydessä.

KAKSOISTÄHTI
Binaarinen tähti on kahden tähden järjestelmä, joka kiertää yhteisen massakeskipisteen (barycenter) ympäri. Noin puolet kaikista tähdistä on vähintään kahden tähden ryhmässä.

Polaris (maapallon pohjoisen pallonpuoliskon napatähti) on osa binaarista tähtijärjestelmää.

ULKOPUOLINEN BINAARI
Pimenevä binääri on kaksi läheistä tähteä, jotka näyttävät olevan yksi tähti, jonka kirkkaus vaihtelee. Kirkkauden vaihtelu johtuu siitä, että tähdet peittävät tai korostavat toisiaan säännöllisesti. Tämä binaarinen tähtijärjestelmä on kallistettu (suhteessa meihin) niin, että sen kiertorata näkyy sen reunasta.

X-RAY BINARY STAR
Röntgenbinaaritähdet ovat erityinen binääritähti, jossa yksi tähdistä on romahtanut esine, kuten valkoinen kääpiö, neutronitähti tai musta aukko. Kun aine irrotetaan normaalista tähdestä, se putoaa romahtaneeseen tähtiin tuottaen röntgensäteitä.

Muuttuvat tähdet - tähdet, jotka vaihtelevat kirkkaudessa:
CEPHEIDIN MUUTTUVAT TÄHTEET
Kefeidimuuttujat ovat tähtiä, jotka säännöllisesti sykkivät ja muuttuvat kirkkaudessa. Kun tähti kasvaa, sen kirkkaus pienenee, päinvastainen tapahtuu. Kefeidimuuttujat eivät välttämättä muutu pysyvästi, vaihtelut voivat olla vain epävakaa vaihe, jota tähti käy läpi. Polaris ja Delta Cephei ovat esimerkkejä kefeidoista.


Ajatuskysymykset

Jos tähti Sirius lähettää 23 kertaa enemmän energiaa kuin aurinko, miksi aurinko näyttää kirkkaammalta taivaalla?

Kuinka kaksi saman kirkkauden tähteä - yksi sininen ja toinen punainen - ilmestyy kuvaan, joka on otettu pääosin sinisen valon läpi kulkevan suodattimen läpi? Kuinka niiden ulkonäkö muuttuisi kuvassa, joka on otettu pääosin punaista valoa läpäisevän suodattimen läpi?

Taulukossa 17.2 on lueteltu eri spektrityyppejä vastaavat lämpötila-alueet. Mihin tähden osaan nämä lämpötilat viittaavat? Miksi?

Oletetaan, että sinulle annetaan tehtäväksi mitata liitteessä J lueteltujen kirkkaimpien tähtien värit kolmen suodattimen kautta: ensimmäinen lähettää sinistä, toinen keltaista ja kolmas punaista. Jos tarkkailet Vegan tähtiä, se näyttää yhtä kirkkaalta kaikkien kolmen suodattimen läpi. Mitkä tähdet näyttävät kirkkaammilta sinisen suodattimen läpi kuin punaisen suodattimen läpi? Mitkä tähdet näyttävät kirkkaammilta punaisen suodattimen läpi? Millä tähdellä on todennäköisesti lähes samanlaisia ​​värejä kuin Vegassa?

Tähti X: n spektrissä on ionisoitua heliumia, ja tähdessä Y on titaanioksidinauhoja. Mikä on kuumempaa? Miksi? Tähden Z spektrissä on ionisoidun heliumin linjat ja myös titaanioksidin molekyyliraidat. Mikä on outoa tässä spektrissä? Voitteko ehdottaa selitystä?

Auringon spektrissä on satoja voimakkaita ionisoimattoman raudan viivoja, mutta vain muutama, hyvin heikko heliumin viiva. Spektrityypin B tähdellä on erittäin vahvat heliumin viivat, mutta hyvin heikot rautaviivat. Tarkoittavatko nämä erot sitä, että aurinko sisältää enemmän rautaa ja vähemmän heliumia kuin B-tähti? Selittää.

Mitkä ovat tähtien likimääräiset spektriluokat, joilla on seuraavat ominaisuudet?

  1. Vedyn balmer-linjat ovat erittäin vahvoja, jotkut ionisoitujen metallien linjat ovat läsnä.
  2. Vahvimmat linjat ovat ionisoidun heliumin linjat.
  3. Ionisoidun kalsiumin linjat ovat vahvimpia spektrin vetylinjoissa osoittavat vain neutraalin voimakkaita linjoja ja metalleja.
  4. Vahvimmat linjat ovat neutraalien metallien ja titaanioksidin nauhat.

Katso kemialliset alkuaineet liitteessä K. Voitteko tunnistaa mitään yhteyttä alkuaineen runsauden ja sen atomipainon välillä? Onko tälle suhteelle ilmeisiä poikkeuksia?

Liitteessä I on luettelo lähimmistä tähdistä. Ovatko suurin osa näistä tähdistä kuumempia vai viileämpiä kuin aurinko? Lähettääkö joku heistä enemmän energiaa kuin Aurinko? Jos on, mitkä?

Liitteessä J luetellaan tähdet, jotka näyttävät kirkkaimmilta taivaallamme. Ovatko suurin osa näistä kuumempia vai viileämpiä kuin aurinko? Voitteko ehdottaa syytä tämän vastauksen ja edellisen kysymyksen vastauksen välillä? (Vihje: Katso kirkkauksia.) Onko lämpötilan ja kirkkauden välillä korrelaatiota? Onko korrelaatiossa poikkeuksia?

Mikä tähti näyttää kirkkaimmalta taivaalla (muu kuin Aurinko)? Toiseksi kirkkain? Mikä väri on Betelgeuse? Käytä vastauksia liitteen J avulla.

Oletetaan, että miljoona vuotta sitten hominidit olivat jättäneet taivaan kartat taivaalle. Esittäisikö nämä kartat tarkasti taivasta, jonka näemme tänään? Miksi tai miksi ei?

Miksi vain tähtien kiertonopeuden alaraja voidaan määrittää linjan laajentumisesta todellisen kiertonopeuden sijasta? (Katso kuva 17.14.)

Miksi luulet tähtitieteilijöiden ehdottaneen ruskeakääpiöille kolmea eri spektrityyppiä (L, T ja Y) M: n sijasta? Miksi yksi ei riittänyt?

Yliopisto Sam osti juuri uuden auton. Samin ystävä Adam, tähtitieteen jatko-opiskelija, pyytää Samia ratsastamaan. Autossa Adam huomauttaa, että lämpötilan säätimen värit ovat väärät. Miksi hän sanoi niin?

Olisiko punaisella tähdellä pienempi tai suurempi voimakkuus punaisessa suodattimessa kuin sinisessä?

Kahdella tähdellä on oikeat liikkeet yhdellä kaarisekunnilla vuodessa. Tähti A on 20 valovuoden päässä maasta, ja tähti B on 10 valovuoden päässä maasta. Kumman nopeus avaruudessa on suurempi?

Oletetaan, että avaruudessa on kolme tähteä, joista kukin liikkuu nopeudella 100 km / s. Tähti A liikkuu näköyhteyden yli (ts. Kohtisuoraan), tähti B liikkuu suoraan maasta ja tähti C siirtyy maasta, mutta 30 asteen kulmassa näköyhteyteen nähden. Mistä tähdestä tarkkailet suurinta Doppler-muutosta? Mistä tähdestä tarkkailet pienintä Doppler-muutosta?

Mitä sanoisit ystävälle, joka teki tämän lausunnon: "Auringon näkyvän valon spektri osoittaa heikkoja vetylinjoja ja vahvoja kalsiumviivoja. Auringon täytyy siis sisältää enemmän kalsiumia kuin vety. "

Amazon Associate -yhtiönä ansaitsemme hankinnoista.

Haluatko lainata, jakaa tai muokata tätä kirjaa? Tämä kirja on Creative Commons Attribution License 4.0, ja sinun on määritettävä OpenStax.

    Jos levität tätä kirjaa kokonaan tai osittain uudelleen painetussa muodossa, sinun on sisällytettävä jokaiselle fyysiselle sivulle seuraava määrite:

  • Luo viittaus alla olevien tietojen avulla. Suosittelemme tämän kaltaisen lainaustyökalun käyttöä.
    • Kirjoittajat: Andrew Fraknoi, David Morrison, Sidney C.Wolff
    • Julkaisija / verkkosivusto: OpenStax
    • Kirjan nimi: Tähtitiede
    • Julkaisupäivä: 13. lokakuuta 2016
    • Sijainti: Houston, Texas
    • Kirjan URL-osoite: https://openstax.org/books/astronomy/pages/1-introduction
    • Osion URL: https://openstax.org/books/astronomy/pages/17-thought-questions

    © 27. tammikuuta 2021 OpenStax. OpenStaxin tuottama oppikirjan sisältö on lisensoitu Creative Commons Attribution License 4.0 -lisenssillä. OpenStax-nimi, OpenStax-logo, OpenStax-kirjojen kannet, OpenStax CNX -nimi ja OpenStax CNX-logo eivät ole Creative Commons -lisenssin alaisia, eikä niitä saa jäljentää ilman Rice Universityn etukäteen antamaa ja nimenomaista kirjallista suostumusta.


    O-tyypin tähdet

    Mukana ovat siniset tähdet, joiden pintalämpötila on 20000-35000K. Lämpöenergia on niin suuri näissä lämpötiloissa, että suurin osa pintavetyä ionisoituu kokonaan, joten vety (HI) -linjat ovat heikkoja. Unionized helium (HeI) is visible but the stronger spectra are of mulitple ionized atoms (HeII, CIII, NIII,OIII,SiV). Note the rise of the spectral curve toward the blue from the blackbody radiation curve.

    The radiation rises in intensity toward the blue end of the spectrum. The blackbody peak will be in the ultraviolet. Note that the hydrogen spectrum is seen, but it is red-shifted from its laboratory wavelength of 656 nm for the Hα absorption line.
    More detail on O-type starsStar spectral classes
    Index


    Calculating the Radius of a Star

    Calculating a star's radius is a somewhat lengthy process. You have to put together many tools that you have developed in various SkyServer projects. Even the largest star is so far away that it appears as a single point from the surface of the Earth - its radius cannot be measured directly. Fortunately, understanding a star's luminosity provides you with the tools necessary to calculate its radius from easily measured quantities.

    A star's luminosity, or total power given off, is related to two of its properties: its temperature and surface area. If two stars have the same surface area, the hotter one will give off more radiation. If two stars have the same temperature, the one with more surface area will give off more radiation. The surface area of a star is directly related to the square of its radius (assuming a spherical star).

    The luminosity of a star is given by the equation

    Where L is the luminosity in Watts, R is the radius in meters, s is the Stefan-Boltzmann constant
    (5.67 x 10 -8 Wm -2 K -4 ), and T is the star's surface temperature in Kelvin.

    The temperature of a star is related to its b-v magnitude. The table below can help you find the temperature of the star based on its b-v magnitude.


    Classifying Stars - the Hertzsprung-Russell Diagram

    There are a few hundred billion stars in our galaxy, the Milky Way and billions of galaxies in the Universe. One important technique in science is to try and sort or classify things into groups and seek out trends or patterns. Astronomers do this with stars.

    So far we have discussed the luminosity and colour or effective temperature of stars. These can be plotted to form what is one of the most useful plots for stellar astronomy, the Hertzsprung-Russell (or H-R) diagram. It is named after the Danish and American astronomers who independently developed versions of the diagram in the early Twentieth Century.

    In an H-R diagram the luminosity or energy output of a star is plotted on the vertical axis. This can be expressed as a ratio of the star's luminosity to that of the Sun L*/Laurinko. Astronomers also use the historical concept of suuruus as a measure of a star's luminosity. Absolute magnitude is simply a measure of how bright a star would appear if 10 parsecs distant and thus allows stars to be simply compared. Just to confuse things, the lower or more negative the magnitude, the brighter the star. By definition a star of magnitude 1 is 100 × brighter than one of magnitude 6. Our Sun has an absolute magnitude of + 4.8.

    The effective temperature of a star is plotted on the horizontal axis of an H-R diagram . One quirk here is that the temperature is plotted in reverse order, with high temperature (around 30,000 - 40,000 K) on the left and the cooler temperature (around 2,500 K) on the right. In practice astronomers actually measure a quantity called colour index that is simply the difference in the magnitude of a star when measured through two different coloured filters. Stars with a negative colour index are bluish whilst cooler orange or red stars have a positive colour index.

    The third possible scale for the horizontal axis is a star's spectral class. By splitting the light from a star through a spectrograph its spectrum can be recorded and analysed. Stars of similar size, temperature, composition and other properties have similar spectra and are classified into the same spectral class. The main spectral classes for stars range from O (the hottest) through B, A, F, G, K ja M (coolest). Our Sun is a G-class star. By comparing the spectra of an unknown star with spectra of selected standard reference stars a wealth of information, including its colour or effective temperature can be determined.

    If we now plot a Hertzsprung-Russell diagram for a few thousand nearest or brightest stars we see the following:

    As we can see, stars do not appear randomly on the plot but appear to be grouped in four main regions. This is highly significant as it suggests that there may be some relationship between the luminosity and temperature of a star. Whilst not surprising (indeed we have already seen that a hotter star emits more energy per unit surface area than a cooler star) the relationship is complicated by the presence of these four groups. Let us examine these more closely.

    Most stars seem to fall into group A. It shows a general trend from cool, dim stars in the lower right corner up to hot, extremely bright stars in the top left corner which fits in with our expected relationship between temperature and luminosity. This group is called the Main Sequence so stars found on it are main sequence stars. Our Sun is one such example. Others include α Cen, Altair, Sirius, Achernar and Barnard's Star.

    Stars in group B are mostly 6,000 K or cooler yet more luminous than main sequence stars of the same temperature. How can this be? The reason is that these stars are much larger than main sequence stars. Although they emit the same amount of energy per square metre as main sequence stars they have have much greater surface area (area ∝ radius 2 ) the total energy emitted is thus much greater. These stars are referred to as giants. Examples include Aldebaran and Mira.

    The stars in group C are even more luminous than the giants. These are the supergigantteja, the largest of stars with extremely high luminosities. A red supergiant such as Betelgeuse would extend beyond the orbit of Jupiter if it replaced the Sun in our solar system.

    The final group of interest are those stars in group D. From their position on the H-R diagram we see that they are very hot yet very dim. Although they emit large amounts of energy per square metre they have low luminosity which implies that they must therefore be very small. Group D stars are in fact known as white dwarfs. Sirius B and Procyon B are examples. White dwarfs are much smaller than main sequence stars and are roughly the size of Earth. The diagram below shows the main groups labelled together with example stars in each group.

    Having identified the existence of different types of stars based on measurable properties in the next section we will explore some of their characteristics and the sources of energy in the stars.


    Katso video: Superveok Carl - Betooniauto - Superauto Carl Autolinnas Autode ja Veokite multikas lastele (Lokakuu 2021).