Tähtitiede

Kuinka tähtien lämpötila voidaan määrittää niiden värin perusteella?

Kuinka tähtien lämpötila voidaan määrittää niiden värin perusteella?

Kuinka määrität tähden lämpötilan värin mukaan?


Luulen, että puhut väriindeksistä ja lämpötilasta. Joten selitän lyhyesti tässä tilanteessa.

Väriindeksi, esim. B-V, on suodattimien B ja V havaitsema valon kirkkauden (suuruuden) ero. (Seuraava keskustelu voidaan yleistää muille väriindekseille, esim. U-B tai g-i). Suodattimilla B ja V on todelliset aallonpituudet 4450 (sinisempi) ja V 5510 (punaisemmat) A (katso Wikipedia), joten B-V kasvaa, kun esine muuttuu punaiseksi. (Muistakaa, että suuruus on negatiivisempi kirkkaammaksi). Lämpötilaa, joka johdetaan väriindeksistä, kutsutaan "värilämpötilaksi"; tämä eroaa mustakappaleen lämpötilasta, kineettisestä lämpötilasta tai muuntyyppisistä päätellyistä lämpötiloista (katso [tämä 2).

Värilämpötilan osalta tämä on hyvin havainnointipäätös. Värihakemistosta värilämpötilaan kartoittamiseksi se päätellään muilta tunnetuilta kohteilta. Katso tästä Wikipediasta.

Toinen tapa kiertää on muuntaa väriindeksi virtaussuhteeksi ja käyttää sitten blackbody-toimintoa päätelmänä. Esimerkiksi B-V >>> -virtauksesta (4450A) / fluxista (5510A) >>> -värisuhdetta vastaava mustakappaleen lämpötila.


Tähtien väri

Kun katsomme kirkkaalle, pimeälle yötaivaalle, voimme nähdä muutaman tuhannen Linnunradan galaksimme monista miljardeista tähdistä. Suurin osa näkyy valkoisen valon himmeinä pisteinä. Muutamissa kirkkaammissa on värivihjeitä, kuten oranssi tai sininen. Kaikki nämä tähdet ovat uskomattoman kaukana meistä. Suorat mittaukset trigonometrisen parallaksin avulla osoittavat, että α Centauri, joka on lähin tähtijärjestelmä meille muulle kuin Auringollemme, on noin 4,3 valovuoden päässä. Tämä on aivan liian kaukana, jotta voimme käydä siellä avaruusaluksilla, joten miten on mahdollista tutkia tähtiä yksityiskohtaisesti?

Suurin osa tähdistä saamistamme tiedoista saadaan tutkimalla niiden lähettämää sähkömagneettista säteilyä. Tähtitieteilijät keräävät tähtivalot kaukoputkiin ja analysoivat valoa useilla tieteellisillä välineillä. Toisen maailmansodan lopusta lähtien tähtitieteilijät ovat voineet tutkia muita aaltoalueita kuin näkyvää valoa. Jotkut aaltoalueet, kuten radio ja näkyvä valo, voivat tapahtua maasta, mutta toiset, kuten röntgensäde ja ultravioletti, vaativat kaukoputkia avaruudessa ilmakehän absorboinnin voittamiseksi.

Katso galaksissamme oleva rikas tähtikenttä:

Tähtikenttä Jousimiehen alueella, jossa on erivärisiä tähtiä.

Nämä tähdet näyttävät vaihtelevilta väreiltä, ​​jotkut näyttävät valkoisilta, toiset oransseilta, kun taas muutamat ovat sinertäviä. Tämä kertoo meille jotain yksittäisten tähtien luonteesta. Tähtien näyttävät myös vaihtelevan kooltaan. Itse asiassa kaikki nämä tähdet ovat liian kaukana, jotta niitä ei voida nähdä todellisina levyinä, joten tämän kuvan koon vaihtelu on puhtaasti osoitus tähtien suhteellisesta kirkkaudesta, mitä kirkkaammat ne näyttävät, sitä suurempi kuva on.


Väri ja lämpötila

Kuten olemme aiemmin oppineet, Wien & rsquos -lainsäädäntö yhdistää tähtien värin tähtien lämpötilaan. Siniset värit hallitsevat hyvin kuumien tähtien näkyvää valotehoa (paljon enemmän säteilyä ultraviolettisäteilyssä). Toisaalta viileät tähdet lähettävät suurimman osan näkyvästä valoenergiastaan ​​punaisilla aallonpituuksilla (enemmän säteilyä lähtee infrapunasta) (kuva ( PageIndex <1> ). Tähden väri mittaa sen vuoksi sen sisäisen tai todellisen pintalämpötilan (lukuun ottamatta tähtienvälisen pölyn aiheuttaman punoituksen vaikutuksia, josta keskustellaan tähtien välillä: Kaasu ja pöly avaruudessa). Väri ei riipu etäisyydestä esineeseen. Tämän pitäisi olla tuttua sinulle jokapäiväisestä kokemuksesta. Esimerkiksi liikennemerkin väri näyttää samalta riippumatta siitä, kuinka kaukana se on. Jos voisimme jotenkin ottaa tähden, tarkkailla sitä ja siirtää sen sitten kauemmas, sen näennäinen kirkkaus (suuruus) muuttuisi. Mutta tämä kirkkauden muutos on sama kaikilla aallonpituuksilla, joten sen väri pysyisi samana.

Taulukko ( PageIndex <1> ): Tähtien värit ja vastaavat likimääräiset lämpötilat
Tähtien väri Arvioitu lämpötila Esimerkki
Sininen 25000 K. Spica
Valkoinen 10000 K. Vega
Keltainen 6000 K Aurinko
Oranssi 4000 K Aldebaran
Punainen 3000 K Betelgeuse

Siirry tähän Coloradon yliopiston interaktiiviseen simulaatioon nähdäksesi tähden värin muuttuvan lämpötilan muuttuessa.

Kuumimpien tähtien lämpötila on yli 40 000 K ja viileimpien tähtien lämpötila on noin 2000 K. Auringon & rsquoksen pintalämpötilamme on noin 6000 K, ja sen huippuaallonpituuden väri on hieman vihertävän keltainen. Avaruudessa aurinko näyttäisi valkoiselta, paistaen suunnilleen yhtä suurilla määrillä punertavia ja sinertäviä valon aallonpituuksia. Se näyttää jonkin verran keltaiselta katsottuna Maan & rsquosin pinnalta, koska planeettamme ja rsquos-typpimolekyylimme hajottavat joitain lyhyempiä (ts. Sinisiä) aallonpituuksia ulos auringonvalonsäteistä, jotka saavuttavat meidät, jättäen enemmän pitkän aallonpituuden valoa taakseen. Tämä selittää myös sen, miksi taivas on sininen: sininen taivas on auringonvaloa, jonka Maa & rsquos-ilmapiiri hajottaa.


Kuinka tähtien lämpötila voidaan määrittää niiden värin perusteella? - Tähtitiede

Hubblen mukaan tähtien väri voi kertoa meille, ovatko tähdet vetäytymässä meistä, ja kiihtyvyytensä nopeuden. Luin nyt artikkelin, jossa sanotaan, että tähtien väri tarkoittaa, ovatko ne "uusia" vai "vanhoja" tähtiä. Mikä on oikein?

Molemmat ovat oikeassa, tavallaan. Pohjimmiltaan tähden lähettämä valon väri liittyy jonkin verran sen ikään, kun taas valon väri, jonka me itse asiassa olemme tarkkailla tähdestä liittyy nopeuteen, jolla se liikkuu suhteessa meihin.

Tähdet lähettävät värejä monilla eri aallonpituuksilla, mutta valon aallonpituus, johon tähtiemissio keskittyy, liittyy tähden lämpötilaan - mitä kuumempi tähti, sitä enemmän sinistä se on viileämpi tähti, sitä enemmän punainen se on.

Tähän liittyy parin tapaa tähden ikään: Suurimman osan tähden elämästä se on "pääjärjestyksessä", mikä tarkoittaa, että se käy keskellä vetyä ja siitä tuotettua energiaa prosessi tasapainottaa sen painovoimaa vastaan. Kun vety loppuu palamaan, tähti on epätasapainossa ja sen koko ja lämpötila voivat muuttua. Joillekin tähdille, etenkin niille, jotka alkavat hyvin kuumana, lämpötilalla tähtien tässä vaiheessa on taipumus laskea ja siksi tähdestä tulee punainen. Joten tämä on yksi tapa, jolla vanhemmat tähdet ovat punaisempia kuin nuoret tähdet.

Usein kuitenkin, kun puhumme tähtien iästä niiden väriin liittyvässä mielessä, puhumme tähdistä, jotka ovat edelleen "pääjärjestyksessä", koska siellä he viettävät suurimman osan elämästään. Pohjimmiltaan käy ilmi, että mitä kuumempi (ja siten sinisempi) tähti on, kun se on pääjärjestyksessä, sitä nopeammin se polttaa vedynsä ja nopeammin se kuolee. Joten jos näet sinisen tähden pääjaksossa, tiedät, että sen on oltava suhteellisen nuori - muuten se olisi jo palanut. Mutta päinvastoin ei ole totta - eli se, että näet punaisen tähden, ei tarkoita, että se on vanha! Tästä on hyötyä, kun katsot joukkoa tähtiä (esimerkiksi kaikkia tähtiä kaukaisessa galaksissa). Jos näet sen kaikki tähdet ovat punaisia, niin voit päätellä, että tässä galaksissa ei ole tapahtunut paljon tähtien muodostumista viime aikoina - muuten voit odottaa näkevänsi joitain nuoria sinisiä tähtiä sattumalta. Joten voit selvittää, että galaksin tähtien on oltava suhteellisen vanhoja.

Kaikki yllä olevat liittyvät tähden lähettämän valon väriin. Meidän on kuitenkin otettava huomioon myös se, mitä tähden valolle tapahtuu sen säteilyn ja tarkkailun välillä. Siinä tapauksessa on jotain, jota kutsutaan "Doppler-efektiksi", joka muuttaa valoaaltojen taajuutta - ja koska valon taajuus liittyy suoraan sen väriin, se muuttaa myös väriä. Tämä on hyvin samankaltainen kuin juna kulkee ohi, ja sen pilli kulkee korkealta matalalle, kun se ohittaa sinut. Kun tätä vaikutusta käytetään valoaaltoihin ääniaaltojen vastakohtana, se saa meistä kauemmas liikkuvan säteilevän valon näyttämään punaisemmalta ja meitä kohti liikkuvan valon säteilemältä sinisemmältä.

Tämä sivu päivitettiin 27. kesäkuuta 2015

Kirjailijasta

Dave Rothstein

Dave on Cornellin entinen jatko-opiskelija ja tutkijatohtoritutkija, joka käytti infrapuna- ja röntgenkuvauksia sekä teoreettisia tietokonemalleja tutkiakseen galaksissamme esiintyviä mustia aukkoja. Hän teki myös suurimman osan sivuston entisen version kehittämisestä.


Kuinka tähtien lämpötila voidaan määrittää niiden värin perusteella? - Tähtitiede

Tässä osassa esitellään edellä kuvattujen työkalujen käytön tulokset. Saadaksesi paremman kuvan siitä, miltä tähdet ovat, laita ne jonkinlaisiin ryhmiin. Sitten voit nähdä, kuinka muut määrät eroavat eri ryhmien välillä. Tähtitieteilijät ryhmittävät tähdet lämpötyyppien perusteella yleisiin tyyppeihin. Lämpötila valitaan, koska tähden väri riippuu lämpötilasta ja väri on helposti nähtävissä oleva ominaisuus etäisyydestä riippumatta.

Värin käyttö lämpötila-anturina antaa kuitenkin tähtien lämpötilan vain karkean mittauksen. Tähtitieteilijät käyttävät toista menetelmää lämpötilan määrittämiseksi tarkemmin. Se käyttää eri absorptioviivojen voimaa tähtispektrissä. Kun tähtitieteilijät ovat kehittäneet tämän menetelmän, he alkoivat etsiä lämpötilan korrelaatioita muiden määrien, kuten massan, koon ja kirkkauden kanssa toivoen, että tähtien taustalla olevat fyysiset periaatteet voidaan ymmärtää. Mutta ovatko tähdet, jotka näet helposti maasta, tyypillisiä muille maailmankaikkeuden osille? Näet, kuinka tärkeään kysymykseen voidaan vastata.

Absorptiolinjojen lämpötilariippuvuus

Ennen kuin jatkat lukemista, sinulla on oltava hyvä käsitys käsitteistä valoluvun atomirakenneosassa. Tarkista ensin kevyen luvun viimeinen puolisko ennen kuin jatkat, jotta ymmärrät mitä seuraa. Vaikka lämpötila ei muuta atomin energiatasoja - ne ovat kiinteitä, lämpötila vaikuttaa varmasti siihen, kuinka monta elektronia missä energiatasoissa on. Vedyn absorptiolinjojen lujuuden mittaaminen on yleensä ensimmäinen vaihe tähtien lämpötilan määrittämiseksi. Jos tähti on liian kuuma tai liian kylmä, vetyjohdot ovat heikkoja. Voimakkaiden, tummien vetylinjojen tuottamiseksi tähden lämpötilan on oltava tietyllä alueella. Vedyn absorptiolinjan tuottamiseksi näkyvä (optinen) kaista sähkömagneettisen spektrin, atomin elektronin täytyy olla toisella energiatasolla kun se absorboi fotonin. Jos lämpötila on liian korkea, suurimmalla osalla vetyatomien elektronit alkavat korkeammalla energiatasolla. Jos lämpötila on liian matala, useimpien vetyatomien elektronit alkavat lähtötilasta.

Jos vetyatomit kuumennetaan korkeisiin lämpötiloihin, atomitörmäykset voivat ionisoida vetyatomeja. Jos ytimiin ei ole sitoutunut elektroneja, ei ole vetyabsorptioviivoja. Jos tähden lämpötila on liian matala, toisessa energiatasossa on vähän elektroneja. Suurin osa elektronista on perustilassa, koska atomi-törmäyksiä ei ole niin paljon.

Vetylinjat ovat vahvoja lämpötiloissa = 4 000 - 12 000 K. Heliumiatomit roikkuvat elektroniensa päällä voimakkaammin, ja siksi ne vaativat korkeampia lämpötiloja 15 000 - 30 000 K tuottaakseen absorptioviivoja näkyvällä kaistalla. Kalsiumatomien elektronien pito on löyhempi, joten kalsiumlinjat ovat vahvoja kylmemmissä lämpötiloissa 3000-6000 K. Jokaisen alkuaineen absorptiolinjan vahvuudet ovat herkkiä lämpötilalle. Annettu elementin viivojen vahvuus antaa sinulle joko kaksi mahdollista lämpötilaa tähdelle tai mahdollisten lämpötilojen alueen. Mutta kahden tai useamman elementin linjan vahvuuden käyttö kaventaa mahdollista lämpötila-aluetta. Kunkin elementin linjan vahvuuksien vertailu antaa tarkan lämpötilan epävarmuudella vain 20-50 K. Tämä tekniikka on tarkin tapa mitata tähden lämpötila.

Käytä UNL: n tähtitieteen koulutusohjelmaa Vetyenergiatasomoduuli tutkia tarkemmin, kuinka atomien määrä tietyssä tilassa (elektronien määrä tietyssä tilassa) muuttuu lämpötilan mukaan (linkki ilmestyy uuteen ikkunaan).

Jatkuvasta spektristä löydetty tähden lämpötila ei ole yhtä tarkka. Yksi syy tähän on, että joillakin tähdillä on jatkuvan spektrinsä huiput näkyvän kaistan ulkopuolella, joten et voi käyttää lämpötilan määrittämiseen Wienin lakia (katso Wienin laki). Tähdet eivät myöskään ole täydellisiä lämpösäteilijöitä, joten jatkuvuusspektri (Wienin laki) antaa vain karkean lämpötilan (muutaman sadan kelvinin sisällä). Eri tyyppisille tähdille näkyvät spektriviivat on esitetty yhteenvetona alla olevassa Pääsekvenssitähtien ominaisuudet -taulukossa.

Spektrityypit

Joidenkin luokkien uudelleenjärjestämisen ja yhdistämisen jälkeen spektrityyppisekvenssi on nyt OBAFGKM, kun lämpötila. O-tyypin tähdet ovat kuumimpia tähtiä ja M-tyypin tähdet ovat siisteimpiä. Jokainen spektrityyppi on jaettu 10 jaksoon, esim. G2 tai F5, jolloin 0 on kuumempaa kuin 1, 1 kuumempaa kuin 2 jne. Noin 90% tähdistä kutsutaan pääjärjestys tähtiä. Muut 10% ovat joko punaisia ​​jättiläisiä, superjättejä, valkoisia kääpiöitä, prototähtiä, neutronitähtiä tai mustia aukkoja. Tämäntyyppisten tähtien ominaisuuksia tutkitaan seuraavissa luvuissa. Alla olevassa taulukossa annetaan eräitä perusominaisuuksia pääjärjestys tähtiä. Huomaa taulukon suuntaukset: kun pääsekvenssitähden lämpötila nousee, massa ja koko kasvavat. Lisäksi kirkkauden ja tähden koon ja lämpötilan välisen suhteen takia kuumemmat pääjärjestyksessä olevat tähdet ovat kirkkaampia kuin viileämmät pääjärjestys tähdet. Tähden kuumuudella tai massiivisuudella ja suuruudella se voi kuitenkin olla rajoja. Rajoitusten olemassaolon ymmärtäminen on avain tähtien toiminnan ymmärtämiseen.

Pääsekvenssitähtien ominaisuudet
Väri Luokka aurinkomassat auringon halkaisijat Lämpötila Näkyvät linjat
sinisin O 20 - 100 12 - 25 40,000 ionisoitu helium
sinertävä B 4 - 20 4 - 12 18,000 neutraali helium, neutraali vety
sinivalkoinen A 2 - 4 1.5 - 4 10,000 neutraali vety
valkoinen F 1.05 - 2 1.1 - 1.5 7,000 neutraali vety, ionisoitu kalsium
keltainen-valkoinen G 0.8 - 1.05 0.85 - 1.1 5,500 neutraali vety, vahvin ionisoitu kalsium
oranssi K 0.5 - 0.8 0.6 - 0.85 4,000 neutraalit metallit (kalsium, rauta), ionisoitu kalsium
punainen M 0.08 - 0.5 0.1 - 0.6 3,000 molekyylit ja neutraalit metallit

Punaiset jättiläiset voivat saada jopa noin 50 kertaa suuremman kuin aurinko. Supergiantit ovat 20 kertaa suurempia kuin B0-supergiganttien aurinko ja 1000 kertaa M0-supergiganttien suuremmat. Joidenkin tähtien valtavasta koosta huolimatta, jopa suurin superjätti on vain 1/7000 valovuotta poikki. Koska tähdet ovat useita valovuosien päässä toisistaan, ne eivät törmää toisiinsa (edes paksut!).


Värin suuruuskaavio (CMD)

Värin suuruusdiagrammi (tai CMD) on havainnointitietojen kaavio (katso kuva 1), joka osoittaa, kuinka tähtijoukko voidaan piirtää niiden kirkkauden (tai kirkkauden) ja värin (tai pintalämpötilan) suhteen. Se, että pystymme tulkitsemaan tähden värin lämpötilan mittana, perustuu ajatukseen, että tähtiä voidaan pitää mustan rungon lähteinä, mikä antaa meille mahdollisuuden käyttää Wienin lakia. Juuri tällä lämpötilalla voimme piirtää tähden spektrityypin x-akselille.

Ensimmäisen työn tällä alueella teki vuonna 1911 tanskalainen tähtitieteilijä Ejnar Hertzsprung, joka tuotti kuvaajan tähtien suuruudesta niiden väreihin nähden. Amerikkalainen Henry Russell osoitti itsenäisesti vuonna 1913, että tähden kirkkauden ja lämpötilan välillä näytti olevan jonkinlainen suhde ja että tähdet jakautuivat erillisiin ryhmiin. Tällainen juoni tunnetaan nyt nimellä Hertzsprung-Russell (tai H-R) kaavio. Nämä teoreettiset kaaviot on sittemmin tuotettu tähtipopulaatioille, kuten avoimille ja pallomaisille ryhmille, ja jopa galakseille.

Jos kaikki tähdet olisivat samanlaisia, kaikilla saman kirkkauden omaavilla olisi sama lämpötila ja voimme odottaa kuumempien tähtien olevan aina kirkkaampia kuin viileämmät. Alla oleva kaavio viittaa siihen, että tähdet täyttävät CMD: n tietyt alueet. Itse asiassa kuva 1 menee vielä pidemmälle ja peittää joukon viivoja, jotka merkitsevät, missä saman säteen tähdet sijaitsevat.

Kuva 1: Värin suuruuskaavio.
Luotto: ESO (http://www.eso.org/public/images/)

Tähtien valinnalla näyttää olevan neljä erillistä aluetta:

  • Diagonaalinen tähtialue, joka kulkee kirkkaista, sinisistä tähdistä heikkoihin, punaisiin tähtiin, joka tunnetaan pääjärjestyksessä
  • Vaakasuora nauha erittäin kirkkaista tähdistä, värivalikoima sinisestä punaiseen (merkitsee lämpötila-aluetta kuumasta viileään), joka tunnetaan superjätteinä
  • Ryhmä punaisia ​​tähtiä, jotka makaavat pääsekvenssin yläpuolella ja oikealla puolella, kutsutaan punaisiksi jättiläisiksi
  • Ryhmä erittäin heikkoja ja yleensä (mutta ei aina) sinisiä tai sinivalkoisia tähtiä, jotka tunnetaan valkoisina kääpiöinä. Nämä tähdet löytyvät usein keskellä kauniita rakenteita, joita kutsutaan planeettasumuiksi.

Nebraska Astronomy Applet Project (NAAP) on tuottanut todella hyödyllisen interaktiivisen sovelman, joka näyttää kuinka mustan rungon käyrät liittyvät tähden lämpötilaan.

Tähtitieteilijät pystyvät tuottamaan nämä kaaviot avoimista klustereista tai itse asiassa mistä tahansa tähtijoukosta käyttämällä fotometriana tunnettua tekniikkaa.


Miksi tähdet ovat eri värejä?

Miksi tähdet ovat eri värejä artikkelissa Kirjoittaja Matt Williams selittää sivustolla universetoday.com, miksi tähdillä näyttää olevan eri värit toisistaan. Tähden väri määräytyy sen lähettämän valon eri aallonpituuksien mukaan. Tämä johtuu tähden lämpötilasta. Tähdet voivat vaihdella sinivalkoisesta oranssiin tai punaiseen. Tähtien lämpötilan kasvaessa säteilevä energia kasvaa. Toisin sanoen, mitä kuumempi tähti on, sitä lähempänä se on valospektrin sinistä päätä. Kun tarkastelemme mustaa kehon käyrää tai Planckin käyrää, voimme nähdä tähden kirkkauden aallonpituuksien ja säteilevän energian perusteella.

Suurin osa tähdistä luokitellaan Morgan – Keenan (MK) -järjestelmään, joka luokittelee tähdet niiden lämpötilan perusteella käyttämällä kirjaimia O, B, A, F, G, K ja M, O on kuumin ja M siistein. Tässä järjestelmässä kirkkausluokka lisätään käyttäen roomalaisia ​​numeroita. Nämä perustuvat tiettyjen tähtispektrissä olevien absorptioviivojen leveydelle, jotka erottavat jättiläistähdet kääpiöistä. Tähdet käyvät läpi evoluution elinkaaren. Ajan myötä niiden lämpötila, koko ja väri muuttuvat. Monet tähdet kasvavat ytimessään hyvin tiheiksi ja laajenevat pian punajuureksi. Tämä tarkoittaa, että niiden lämpötila jäähtyy aiheuttaen niiden ilmestymisen valospektrin punaisessa päässä.

Tämä artikkeli liittyy seitsemänteen käsitteelliseen tavoitteeseemme, voin selittää, kuinka tähtitieteilijät määrittävät tähtien kirkkauden, lämpötilan ja koon. Työskentelemällä luento-opas-työkirjan kirkkauden, lämpötilan ja koon harjoittelun kanssa olemme oppineet, että tähtien kirkkautta voidaan lisätä lisäämällä sen pintalämpötilaa ja / tai lisäämällä sen pinta-alaa. Näiden kysymysten täyttäminen on auttanut määrittämään, mitkä tähdet näyttävät olevan valospektrin sinisessä päässä tai spektrin punaisessa päässä. Lisäksi määritettiin, mitkä tähdet näyttivät olevan muita suurempia erilaisten lämpötilojen ja koon vuoksi.

Tämän artikkelin lukeminen oli kiehtovaa. Se meni hieman syvemmälle siitä, miksi tähdet näyttävät eroavan toisistaan, ja artikkelissa annettiin enemmän suhteellisia esimerkkejä omasta auringostamme ja mitä tapahtuisi miljardeja vuosia tulevaisuuteen. Kaiken kaikkiaan nautin tämän artikkelin lukemisesta.


Kuinka tähtien lämpötila voidaan määrittää niiden värin perusteella? - Tähtitiede

Hubblen mukaan tähtien väri voi kertoa meille, ovatko tähdet vetäytymässä meistä, ja kiihtyvyytensä nopeuden. Luin nyt artikkelin, jossa sanotaan, että tähtien väri tarkoittaa, ovatko ne "uusia" vai "vanhoja" tähtiä. Mikä on oikein?

Molemmat ovat oikeassa, tavallaan. Pohjimmiltaan tähden lähettämä valon väri liittyy jonkin verran sen ikään, kun taas valon väri, jonka me itse asiassa olemme tarkkailla tähdestä liittyy siihen nopeuteen, jolla se liikkuu meihin nähden.

Tähdet lähettävät värejä monilla eri aallonpituuksilla, mutta valon aallonpituus, johon tähtiemissio keskittyy, liittyy tähden lämpötilaan - mitä kuumempi tähti, sitä enemmän sinistä se on viileämpi tähti, sitä enemmän punainen se on.

Tähän liittyy tähtien ikä muutamalla tavalla: Suurimman osan tähden elämästä se on "pääjärjestyksessä", mikä tarkoittaa, että keskuksessa tapahtuu vetyä ja siitä tuotettua energiaa. prosessi tasapainottaa sen painovoimaa vastaan. Kun vety loppuu palamaan, tähti on epätasapainossa ja sen koko ja lämpötila voivat muuttua. Joillekin tähdille, etenkin niille, jotka alkavat hyvin kuumana, lämpötilalla tähtien tässä vaiheessa on taipumus laskea ja siksi tähdestä tulee punainen. Joten tämä on yksi tapa, jolla vanhemmat tähdet ovat punaisempia kuin nuoret tähdet.

Usein kuitenkin, kun puhumme tähtien iästä niiden väriin liittyvässä mielessä, puhumme tähdistä, jotka ovat edelleen "pääjärjestyksessä", koska siellä he viettävät suurimman osan elämästään. Pohjimmiltaan käy ilmi, että mitä kuumempi (ja siten sinisempi) tähti on, kun se on pääjärjestyksessä, sitä nopeammin se polttaa vedynsä ja nopeammin se kuolee. Joten jos näet sinisen tähden pääjaksossa, tiedät, että sen on oltava suhteellisen nuori - muuten se olisi jo palanut. Mutta päinvastoin ei ole totta - eli se, että näet punaisen tähden, ei tarkoita, että se on vanha! Tästä on hyötyä, kun katsot joukkoa tähtiä (esimerkiksi kaikkia tähtiä kaukaisessa galaksissa). Jos näet sen kaikki tähdet ovat punaisia, niin voit päätellä, että tässä galaksissa ei ole tapahtunut paljon tähtien muodostumista viime aikoina - muuten voit odottaa näkevänsi joitain nuoria sinisiä tähtiä sattumalta. Joten voit selvittää, että galaksin tähtien on oltava suhteellisen vanhoja.

Kaikki yllä olevat liittyvät tähden lähettämän valon väriin. Meidän on kuitenkin otettava huomioon myös se, mitä tähden valolle tapahtuu sen säteilyn ja tarkkailun välillä. Siinä tapauksessa on jotain, jota kutsutaan "Doppler-efektiksi", joka muuttaa valoaaltojen taajuutta - ja koska valon taajuus liittyy suoraan sen väriin, se muuttaa myös väriä. Tämä on hyvin samankaltainen kuin juna kulkee ohi, ja sen pilli kulkee korkealta matalalle, kun se ohittaa sinut. Kun tätä vaikutusta käytetään valoaaltoihin ääniaaltojen vastakohtana, se saa meistä kauemmas liikkuvan säteilevän valon näyttämään punaisemmalta ja meitä kohti liikkuvan valon säteilemältä sinisemmältä.

Tämä sivu päivitettiin 27. kesäkuuta 2015

Kirjailijasta

Dave Rothstein

Dave on Cornellin entinen jatko-opiskelija ja tutkijatohtoritutkija, joka käytti infrapuna- ja röntgenkuvauksia sekä teoreettisia tietokonemalleja tutkiakseen galaksissamme esiintyviä mustia aukkoja. Hän teki myös suurimman osan sivuston entisen version kehittämisestä.


Kaikki tähdistä

Tähtitieteilijä selittää, miten ne muodostuvat, miksi ne näyttävät vilkkuvan, kuinka he saivat nimensä ja paljon muuta.

Tähtitieteilijä Dr. Cathy Imhoff Avaruusteleskooppi-tiedeinstituutista vastasi seuraaviin kysymyksiin.

Kuinka tähti muodostuu?

Tähden muodostumisessa on useita vaiheita:

  • Ensin kaasun ja pölyn pilvi yhdistyy painovoiman vuoksi muodostaen tuhansia vuosia kestävän & quot; prototähden & quot; (kuuma möykky, joka ei ole aivan tähti, mutta siitä tulee lopulta tähti).
  • Sitten möykky keskellä tulee tarpeeksi kuumaksi päästämään näkyvää valoa ja suurin osa kaasu- ja pölypilvestä on pudonnut siihen. Joten nyt se näyttää tähdeltä. Se vie noin miljoona vuotta, jos tähti on suunnilleen aurinkomme massa (paino).
  • Sitten loput kaasu- ja pölypilvistä joko putoavat tähtiin tai puhalletaan pois, ja tähti kuumenee ja pienenee painovoiman vuoksi. Lopuksi keskusta lämpenee niin kuumaksi, että vetykaasussa alkaa käydä ydinreaktioita, joista tulee heliumia, mikä antaa energian tähdelle loistaa edelleen miljardeja vuosia. Uuden tähden saavuttaminen tähän pisteeseen kestää noin 20 miljoonaa vuotta. Hauska on, että vauva-tähti on SUUREMPI kuin aikuisten tähti!

Mitkä ovat suurimmat tähdet?

Suurimmat tähdet tunnetaan nimellä "lainatut superjätit". & Quot; Tähti Betelgeuse (joka on Orionin tähdistössä) on yksi. Jos asetat Betelgeusen aurinkokuntamme keskelle, se täyttäisi sen suunnilleen Jupiterin kiertoradalle! Punainen superjätti on noin 400 kertaa suurempi kuin aurinkomme. Se olisi noin 300 miljoonaa mailia poikki, mikä on yli kolminkertainen etäisyys maan ja auringon välillä. Jos aurinko olisi punainen superjätti, se nielaisi Merkuruksen, Venuksen, Maan, Marsin ja joitain asteroideja!

Kuinka monta kertaa kuumempi, kirkkaampi ja suurempi on Betelgeuse kuin aurinko?

Betelgeuse on itse asiassa viileämpi kuin aurinkomme. Auringon pinnan lämpötila on noin 5800 & Kelvin-astetta (noin 10000 & Fahrenheit-astetta), ja Betelgeuse on suunnilleen puolet siitä, noin 3000 & Kelvin-aste (noin 5000 & Fahrenheit-astetta). Siksi on punainen ja mdash punaiset tähdet ovat viileämpiä kuin aurinko, sinivalkoiset tähdet ovat kuumempia.

Betelgeuse on kuitenkin paljon suurempi ja kirkkaampi. Se on noin 500 kertaa suurempi kuin aurinkomme. Jos laitat Betelgeusen aurinkokuntaamme, se nielaisi Merkuruksen, Venuksen, Maan ja Marsin. Lisäksi se on noin 10000 kertaa kirkkaampi kuin aurinkomme (koska suurempi tähti on kirkkaampi).

Kuinka monta tähteä on avaruudessa?

Uskomme, että galaksissamme, Linnunradalla, on noin 200 miljardia tähteä. Myös muita galakseja on miljardeja. Joten avaruudessa olevien tähtien kokonaismäärä on valtava. Tietysti et näe niitä kaikkia. Suurin osa heistä on liian heikko näkemään paitsi ison teleskoopin läpi.

Miksi eräinä öinä näemme tähtiä, joita ei ollut ennen?

En ole varma, miksi näet tähtiä joissakin öissä, joissa niitä ei ollut aiemmin. Joskus taivas on hyvin kirkas ja voit nähdä himmeämpiä tähtiä, kun taas toisinaan se on hieman sumuinen ja näet vain kirkkaammat tähdet.

Kuinka tähdet tuikkivat?

Tuikutus tai & quottwinkling & quot; näemme tähtiä taivaalla, johtuu maan ilmakehän liikkeistä. Olen katsellut tätä monta kertaa kaukoputken kautta! Joten se on hyvin yhteydessä ilmakehäämme ja sen säähän.

Kun katsomme tähtiä maan pinnalta, katsomme myös ilmakehän eri kerrosten läpi. Ilmassa on monenlaisia ​​liikkeitä. Tuuli on tietysti, mutta sillä on myös konvektiivinen (kupliva) liike, jossa kuuman ilman läiskät nousevat, jäähtyvät, sitten putoavat, ja alla oleva lämmin maa lämmittää ne. Tähtitieteilijät ja insinöörit, jotka rakentavat kaukoputkia, tuntevat tämän hyvin, koska jotkut näistä teleskoopeista on suunniteltu kiertämään näiden liikkeiden hämärtävät vaikutukset.

Kun tapasin havainnoida Perkinsin observatoriossa Ohiossa, huomasin, että tuikea (kutsumme sitä myös & quotseeingiksi) muuttui ennustettavissa olevalla tavalla säästä riippuen. Heti rintaman ohittamisen jälkeen ilmapiiri oli myrskyinen (kuplii paljon) ja tähtikuva oli suuri ja huono. Seuraavana yönä ilma oli rauhallisempaa, ja tähti näytti pienemmältä ja vakaammalta. Tämä jatkuisi, kunnes ennen seuraavaa rintamaa tulevat cirrus-pilvet saapuivat. Sitten kuva oli pienin ja vakain (jäiset cirrus-pilvet muodostuvat hyvin rauhallisessa ilmassa).

Miksi tähdet ovat niin kirkkaita?

Luulen, että tähdet ovat melko heikkoja, koska ne ovat niin kaukana! Useimmat tähdet ovat hyvin samanlaisia ​​kuin aurinkomme. Itse asiassa aurinko on melko normaali tähti. Se on paljon kirkkaampi kuin muut tähdet, koska se on lähellä. Jopa lähin tähti (muu kuin aurinko) on hyvin kaukana. Jotta saisit käsityksen siitä, kuinka pitkälle, voimme verrata aikaa, joka kuluu valon kulkemiseen paikasta toiseen. Valo on erittäin, erittäin nopea, se kulkee 186 000 mailia yhdessä sekunnissa.

Silti kestää noin kahdeksan minuuttia, ennen kuin valo kulkee auringosta maahan. Kuinka kauan kestää, että auringon valo siirtyy lähimpään tähtiin? Yli neljä vuotta!

Kun katsot tähtiä yöllä, jotkut ovat lähempänä ja toiset kauempana. Suurin osa kirkkaimmista tähdistä on myös lähinnä meitä. Mitä kauempana tähti on, sitä heikompi se on.

Onko totta, että tähti on palava tulipallo?

No, ei, tähdet eivät ole tulessa, vaikka ne näyttävät tuolta. Joskus puhumme heistä ja palamisesta, mikä voi olla hämmentävää, koska emme tarkoita palamista kuin tulessa. Tähdet loistavat, koska ne ovat erittäin kuumia (minkä vuoksi tuli antaa valoa & mdash, koska se on kuuma). Niiden energialähde on ydinreaktiot, jotka käyvät syvällä tähtien sisällä. Useimmissa tähdissä, kuten aurinkomme, vety muuttuu heliumiksi, prosessi, joka antaa tähtiä lämmittävää energiaa. Sisällä on todella miljoonia asteita, erittäin kuuma! Tämä lämmittää tähden ulkokerrokset, jotka antavat lämpöä ja valoa.

Jotain palavasta, kuten takan puu, vaatii happea palamaan. Tällaisen tulen lämpötila on kuuma, mutta ei niin kuuma kuin tähti!

Miltä tähdet näyttävät läheltä?

Tiesitkö, että aurinko on tähti? Se on melko tavallinen, normaali tähti. Joten mitä tähti näyttää läheltä. Jotkut tähdet ovat isompia, jotkut ovat pienempiä, jotkut ovat kuumempia (ja näyttävät sinivalkoisilta) ja jotkut ovat viileämpiä (ja voivat näyttää keltaisilta, oransseilta tai punaisilta).

Millainen vauvan tähti on?

Vauvatähdet syntyvät isoissa, tummissa kaasu- ja pölypilvissä. Ne alkavat kaikki käärittyinä näihin pilviin, kuten peitot suojaavat heitä. Mutta vauvan tähdissä on yksi asia, jota et ehkä odota. He aloittavat ison ja pienenevät ikääntyessään! Tämä johtuu siitä, että vauva-tähdet muodostuvat noista pilvistä, ja painovoima vetää ne yhteen muodostaen tähden. Vauva-tähti alkaa suurena ja viileänä pilvien ympäröimänä, joten et näe sitä. Mutta vanhetessaan se kuumenee ja kirkastuu. Pilvet puhaltaa pois ja sitten voit nähdä vauvan tähden (nyt enemmän kuin & quottoddler & quot).

Mistä & quotyoung & quot tähdet saavat energiansa, jos ydinfuusiota ei ole vielä tapahtunut? Milloin se vihdoin tapahtuu?

Nuoret tähdet saavat energiansa painovoimasta. Ne supistuvat hitaasti ja puristuvat yhteen, mikä tuottaa energiaa, joka säteilee valona. Kun tähden keskusta on tarpeeksi kuuma ja tiheä (miljoonia astetta!), Ydinfuusio voi alkaa. Tähän pisteeseen kuluu noin 20 miljoonaa vuotta aurinkomme kokoinen tähti. Kun se aloittaa ydinfuusion, tähti voi loistaa noin 10 miljardia vuotta.

Kuinka voit kertoa kuinka vanha tähti on?

Tähän iän saaminen ei ole helppoa. Tässä on kaksi käyttämäämme menetelmää:

Ensimmäinen menetelmä on tarkastella tähtien spektriä (muodostuu, kun levitämme valoa tähdestä eri väreihin, kuten sateenkaari). Erityislaitteiden avulla löydämme spektristä tummia viivoja, jotka vastaavat tähden elementtejä. The element lithium can be used to get an age for a star because the amount of lithium in a star decreases with time. This is because it gets converted to other elements by nuclear reactions. So if we can measure the amount of lithium in the star, we can get its age (the less lithium, the older the star).

The second method is to find the age of a cluster, or group, of stars. Many stars form together in clusters, so they all have the same age. We know from our calculations that very big, massive stars burn up their nuclear fuel very fast and have short lifetimes, while smaller stars use up their fuel much more slowly and can continue giving off light for much longer. By looking at the various stars in the cluster we can see which ones have used up their fuel (and become red giants) and which ones are still shining as usual. Then we can figure out that all the stars in the cluster must be the same age as the age of the stars that just recently used up their nuclear fuels. For instance, if all the stars that are greater than three times as massive as our sun have run out of nuclear fuel and have become red giants, then we know that all the stars in the cluster are 500 million years old.

Why are some stars brighter than the sun?

Well of course here on Earth we see the sun brighter than anything else! That is because the sun is so much closer than the other stars.

But if you could line up a bunch of stars, including our sun, all at the same distance, you would see that some stars are brighter and some are fainter than our sun. The biggest, heaviest stars can make more energy and shine more brightly than the sun. The smaller, lighter stars make less energy and shine less brightly than our sun. So it all depends on how big and heavy a star is.

How are stars in a nebula formed?

It's all due to gravity. The nebula consists of gases, mostly hydrogen, and also dust. The dust is just what you would expect, tiny rocky particles. If the nebula is cold and dark, denser blobs can form in it. Those blobs have gravity and can put surrounding gas and dust into them. As they get bigger, they have stronger gravity and can pull more and more gas and dust to them.

The inner layers of gas and dust start to warm from the pressure of the gas and dust above. The dust is vaporized and turned into gas. When the inner gases get hot enough, the blob &mdash now a protostar, or very young star &mdash begins to glow. At first it can be seen only in infrared light, but as it warms up and brightens it can be seen as a red star. Now the star's heat and light blows away the surrounding gas and dust, and the new star can finally be seen in the nebula.

Can a nebula form two stars at a time?

It sure can. In fact over half the stars in the sky are actually binary (or triple) stars, in which two (or three) stars formed together and are in orbit around each other. In addition, stars tend to form in large groups within huge dark clouds of gas and dust. There can be hundreds of stars forming in these big dark clouds.

How did stars get the name "stars"?

People have seen the stars overhead for thousands of years. Even though they didn't know what they were (or had some odd ideas about that!), they had a name for them. The ancient Greeks said "aster" (from which we get the word astronomy), while the Romans said "stella." Our word tähti comes from the Old German word for star, which was sterno (the modern German word for star is stern).

Why are stars given names?

We give stars names so we can talk about them with each other. This is just like giving people names, so you can call your classmate "John" instead of "red-haired boy with freckles wearing blue jeans."

The brightest stars have names that were originally Arabic in origin. For instance, the star Betelgeuse's name means "armpit" (it is in the constellation of Orion, the hunter, at his armpit).

Stars are listed in catalogs that give information like the position (in coordinates similar to latitude and longitude on the earth), the brightness of the star, its color, and so on. For instance, we often use the Henry Draper catalog designation such as HD 7762 (for star number 7762 in that catalog). There are lots of catalogs with all kinds of names. Some stars are listed in more than one catalog, so they have more than one name.

How did they come up with the names for the constellations?

In ancient times, people looked up at the stars and picked out patterns that they saw. They often associated these patterns with pictures from the stories that they told. Most of the constellations that we use today come from the ancient Romans, and they depict many of the people and animals from their myths.

Why did they choose to call them constellations?

The word constellation means "with" (con) "stars" (stella), and comes from the Latin word constellatio.

How fast does a shooting star go?

As you probably know, a "shooting star" is actually a meteor, a tiny bit of rock in space. Meteors are moving very fast, which is why they burn up when they hit our earth's atmosphere and make a nice, bright "shooting star." Once meteors hit Earth's atmosphere they are traveleling at least 25 miles per hour. But some go as fast as 160,000 miles an hour!

What instruments do you use to study these stars?

The instrument I have used the most to study baby stars is an astronomy satellite called the International Ultraviolet Explorer spacecraft. I studied the ultraviolet light from my baby stars with it for many years to try to understand how they behave. Ultraviolet light is absorbed by the earth's atmosphere, so the only way to measure it is by using a satellite.

How exactly do astronomers use spectroscopes and what do they tell about stars?

Spectroscopes are a very important tool used by astronomers. As you probably realize, astronomers must rely on the light that we can measure from the various astronomical objects. We can't put a star into a laboratory!

The spectrum of a star can tell us the temperature, size, and composition of the star. It can also tell us how fast it is moving. If there are two stars in orbit around each other, a series of measurements can be used to get their masses (weights). We can tell if the star has strong magnetic fields. Sometimes we can get the age of the star. Most of what we know about stars has been learned from their spectra!

How many colors of stars are there and what do they mean?

Stars come in colors from red, orange, yellow, white, bluish-white, and blue. The color depends on how hot the star is. A red star is the coolest, but still is about 5,000° Fahrenheit! Our sun is yellowish-white and the surface is about 10,000° Fahrenheit. The hottest stars are blue, and can be as hot as 200,000,000° Fahrenheit at their core!

Could a star connect to another star?

Yes, sometimes it happens. For instance, two stars may start out as a pair in orbit around each other. Then the heavier star (which ages faster) may become a red giant star, expanding big enough that the outer layers are close to the second star. Then some of the gas in the outer parts of the red giant may get pulled by the second star's gravity and get pulled onto the second star. If the red giant expands large enough and the second star is close enough, it could even end up inside the red giant star!

What is a brown dwarf star?

A brown dwarf is a very small star, so small that it can't produce energy through nuclear reactions the way the normal stars do. It glows mostly in infrared light (I guess that's where they came up with the "brown" part, actually it would look deep red to us) and is not as bright as other stars. During its long lifetime, it slowly contracts, gives off infrared light, and gets dimmer and dimmer.

How long does it take a white dwarf star to change to a black dwarf star?

It takes a long time &mdash several billion years &mdash for a white dwarf star to completely cool and become a "black dwarf."

If a person mapping the earth is a cartographer, is there a specific name for a person who draws constellations?

A cartographer makes maps, and I think it doesn't matter what the map is of. So they can make maps of the earth, the moon, Mars, and the constellations too.

What is the North Star?

The North Star is known as Polaris, or alpha Ursae Minoris (the brightest star in the constellation Ursa Minor, the "Little Bear," also known as the "Little Dipper"). It is the closest bright star to the direction of the earth's North Pole, although it isn't exactly at the North Pole. You may know that the direction of the earth's North Pole changes with time, as the earth very slowly wobbles in a circle every 26,000 years. Thousands of years ago, other stars were near the North Pole instead of Polaris!

Polaris is a yellow supergiant star. It is a little hotter than our sun, and much bigger and brighter. It is also a star near the end of its life. In fact it has a little variable in its brightness, because it is a little unstable (so it pulses, but it won't explode). It varies in brightness by about ten percent every four days. It is about 430 light-years away.

What are some legends about the North Star?

For many hundreds of years, Polaris has been well known as a guide pointing to the North Pole. It has had various names along these lines &mdash the Lodestar, the Steering Star, the Pivot Star, and the Ship Star. The North Star has often been used as a symbol for constancy and faithfulness. In ancient times, it was thought to lie at the point around which the earth spins &mdash as if there were actually a spindle through the earth that stuck into the sky. The Chinese thought that the star was at the top of the heavenly Mountain of the World at the North Pole. In India, the great temples depict the Cosmic Mountain.

But here's a funny thing. In ancient times, the star we call the North Star was NOT the star closest to the North Pole. Beta Ursae Minoris was (the second brightest star), and in those times people called THAT star the North Star instead of Polaris.


How can the temperature of stars can be determined by their color? - Astronomy

    Binary Stars
    A large percentage of stars come in pairs or even larger bunches.
    This is the easiest way for the original cloud to shrink and still conserve angular momentum.
    Binary stars are observed in several ways:
      Optical double. An illusion, not really binary. One is actually far behind the other.

    There are also some single events, like nova and supernova in which a star suddenly brightens.
    Brightness may increase a few magnitudes or many magnitudes for several days.
    They eventually die back down. They often leave behind large clouds of gas and dust.

    So, for example, consider the star Kruger 60: MObs = 9.7 at a distance of about 4 pc.
    Find the absolute magnitude of Kruger 60, MAbs .

    At the standard distance of 10 pc, Kruger 60 would be 2.5 x as far away or 1/2.5 2 th as bright.
    Therefore the absolute magnitude would be 2 magnitudes more (since more is dimmer!).
    MAbs = 9.7 + 2 = 11.7

    On the other hand, if we can determine both MAbs and MObs we can calculate the distance:


    For example, Sirius has an observed magnitude of -1.5 and an absolute magnitude of +1.4 .
    Find the distance to Sirius.

    With greater precision and reliability, temperature is also judged by the spectral class.
    From hot to cool, the spectral classes are O B A F G K M.

    The resulting temperatures range from 2000K (barely red, class M) to 50,000K (blue, class O).
    In between we have stars like our sun, a yellowish G2 star with a temperature of 5780K.

    • I, II, III, and IV are red giants. Brighter because greater diameter makes greater area.
    • V are ordinary dwarfs, or main sequence stars. Most stars are along this band.
      This appears to be where stars spend most of their productive life span.
    • White dwarfs are much dimmer because they are much smaller.
      They appear to be dying embers of stars which can no longer do nuclear fusion.

    But the effect of temperature is more complicated.
    Many lines increase with temperature, as more electrons get up to the right energy level.
    But with further temperature increase, electrons arre bumped up too high and the lines fade away.
    By studying each element in the lab, we find how temperature affects each spectral line.

    Then we use fancy computer programs to find the right combination of abundance of elements,
    temperature and pressure which gives the same spectrum which we measure from a star.