Астрономија

Удаљеност и апсолутна осветљеност

Удаљеност и апсолутна осветљеност


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Ово је вежба из текста, из којег учим и не могу да га разумем, па само тражим да развијем своје знање:

Експлозија В603 Акл (Нова Акуилае) догодила се у јуну 1918. Нова је постигла максималну осветљеност -1,1 маг. Примећено је да спектар нова помера апсорпционе линије које одговарају радијалној брзини од 1700 км / с. 1926. уочена је слаба коверта око нове са углом од 16 ".

Одредите растојање и апсолутну осветљеност на максимуму за В603 Акл.


Како се сјај звезде мења са даљином?

Потпуни одговор прочитајте овде. Такође знајте, какав је однос између сјаја звезде и њене удаљености?

Како је светао а Звезда изгледа из перспективе Земље је његово привидан осветљеност. Привидно осветљеност извора електромагнетне енергије опада са порастом удаљеност од тог извора сразмерно квадрату удаљеност& мдасха однос познат као закон обрнутог квадрата.

Такође знајте, шта утиче на сјај звезде? Узрок светлости је како се величина звезде повећава, сјај се повећава. Ако боље размислите, већа звезда има већу површину. Та повећана површина омогућава више светло и енергије која се даје. Температура такође утиче на сјај звезде.

Такође питани, како мерите осветљеност звезде?

Ако знају сјај звезде и удаљеност до Звезда, могу израчунати тхе Звездице сјај: [сјај = осветљеност к 12,57 к (удаљеност) 2]. Светлост је такође повезана са а Звездице величина. Што је већи а Звезда је, што више енергије гаси и што је светлећи.

Зашто је тешко судити о удаљености звезде мерењем само њеног сјаја?

Тренутно не постоји директна метода мерити тхе удаљеност до Звездице даље од 400 светлосних година од Земље, па астрономи уместо тога користе мерења осветљености. Испада да је а Звездице спектар боја је добар показатељ његово стварни осветљеност.


  • Светлосна година - удаљености до звезда
  • Именовање звезда
  • Привидна и апсолутна величина - мере звездане светлине
  • Коришћење двоглед за гледање у звезде
  • Т.он Сазвежђа
  • Велики медвед и Мали медвед
  • Поларна звезда (Поларис)
  • Касиопеја
  • Сазвежђе Орион
  • Звездана осветљеност - Орион и Цанис Мајор
  • Звездана сорта - Сириус, Ригел и Бетелгеусе
  • Звезде да одувају ум
  • Летњи троугао
  • Албирео и Алгол
  • Јужни крст и Кентаурус
  • Алпха Центаури
  • Наша звезда - наше сунце
  • Потпуно помрачење Сунца
  • Проширивање вашег знања
  • Закључци

Једна од великих фасцинантности астрономије је запањујућа размера свега. Статистика - више него у било којој другој области од људског интереса - је прилично дословно астрономска. Неке од ових статистика налазе се на овој и на следећој страници, али наравно постоји једна јединица мере која се не примењује на копнене чињенице и бројке, што је синоним за астрономију, а то је Светлосна година. О светлосној години сам писао на страници 1 ове серије, али мислим да ће бити корисно у овој фази само да се скала звезданих даљина поново стави у перспективу у односу на светлосну годину.

Шта је светлосна година? Па, светлосна година НИЈЕ мера времена. То је мера даљине. То је једноставно удаљеност коју светлост може прећи за годину дана. Брзина светлости је невероватно брза - бржа од било чега другог што знамо - заиста, вероватно најбржа која било шта може да путује. То је 300.000 километара у секунди (186.000 миља у секунди).

Сада неке статистике, које илуструју колико су звезде удаљене од Земље.

  • Удаљеност од Земља до Месеца је приближно 1,5 светлосне секунде. Светлости је потребно само 1,5 секунде да бисте путовали до Месеца.
  • Удаљеност од Земља до Сунца је више од 8 светлосних минута. Сунце је око 400 пута даље од Месеца.
  • Просечна удаљеност од Земља до планете Нептун, најудаљенија од планета, је 4,2 светлосна сата. (Плутон се више не сматра планетом).
  • Удаљеност од Земља (или Сунце) до најближе звезде има више од 4 светлосне године.

Другим речима, најближа звезда је око 280.000 пута даље од нас него што је наше Сунце. А ако желите још графичку илустрацију, претпоставимо да смањимо Земљу на величину зрна грашка. На овој скали, Месец би био удаљен око 18 цм (7 инча). Сунце би било удаљено око 72 метра (80 јарди). А најближа звезда? Па то би било на другом крају света, удаљено 20.000 километара (12.500 миља). А већина звезда је још далеко даље. Звезде су на заиста огромној удаљености.


Која је разлика између привидног сјаја звезде и њеног апсолутног сјаја?

Тхе привидна осветљеност је колико енергије долази из Звезда по квадратном метру у секунди, мерено на Земљи. Јединице су вати по квадратном метру (В / м 2). Астрономи обично користе другу меру, величина . (Наша књига то зове привидна величина .)

Исто тако, шта значи апсолутна осветљеност? апсолутна осветљеност: Тхе привидна осветљеност Звезда би имати ако је постављена на стандардној удаљености од 10 парсека од Еарт-а. Страница 1. А. апсолутна осветљеност: Тхе привидна осветљеност Звезда би имати ако је постављена на стандардној удаљености од 10 парсека од Земље.

Овде, која звезда има највећу апсолутну осветљеност?

Најсјајније звезде, какве се виде са земље

Уобичајено име Научно име Привидна величина
Сунце -26.72
Сириус Алпха ЦМа -1.46
Цанопус Алпха Цар -0.72
Ригил Кентаурус Алпха Цен -0.27

Како мерите привидни сјај звезде?

Шта ти заправо мерити са телескопом (или са вашим очима) није сјај, већ друга количина, тзв привидна осветљеност. Тхе привидни сјај звезде је брзина којом енергија (у облику светлости) досеже ваш телескоп, подељена површином огледала или сочива вашег телескопа.


Удаљеност и апсолутни сјај - Астрономија


Привидни сјај звезде обично карактеришемо својим привидна величина, мв. Најсјајније звезде на небу имају магнитуде приближно 0, док најтамније звезде које можете видети простим оком са бистрог и тамног места имају величине око 6. Имајте на уму да светлије звезде имају мање величине. Већина цефеида у М100 има очигледне величине око 25, што је 40 милиона пута тамније од најтамнијих звезда које можете видети простим оком!

Како можемо изразити унутрашњу осветљеност звезде у величинама? Једно од средстава је замислити померање звезде на унапред одређену удаљеност. Тхе апсолутна величина звезде, М.в, дефинисан је као привидни сјај звезде када је звезда на растојању од 10 пц (32,6 светлосних година). Разлика између привидне величине и апсолутне величине пружа (готово) довољно података за израчунавање удаљености до звезде. Ако сте заинтересовани, можете прочитати више о привидним и апсолутним величинама.

Да бисте пронашли растојање до М100, треба да пронађете апсолутне величине за сваку од Цефеида. Хенриетта Леавитт са опсерваторије Харвард Цоллеге открила је везу између периода Цефеида и њихове просечне привидне величине мв. Проучавала је Цефеиде у Великом и Малом Магелановим облацима, али није знала удаљеност до Цефеида, па стога није могла да утврди апсолутне величине или сјај Цефеида. Харлов Схаплеи одредио је калибрацију потребну за окретање Леавиттовог периода - дијаграм привидне величине (П-мв релација) у однос период-осветљеност (однос П-Л) за цефеиде. Пошто је сјај звезде повезан са њеном апсолутном визуелном величином (Мв), однос П-Л можемо изразити као П-Мв однос. П-Мв однос за М100 је графички приказан испод:

Однос је описан једначином (из Ферраресе и др., 1996)

где је П у данима. Ако су логаритми слабе успомене, можда ћете желети да прегледате освежавач у евиденцијама.

За сваку Цефеиду коју сте открили користите горњу једначину да одредите апсолутну величину Цефеиде из њеног периода.

На пример, у демонстрацији лова на Цефеиде пронашли сте Цефеид Ц46. Део И, одељак Б вашег лабораторијског листа за ову Цефеиду изгледа овако: Из колоне 4, период Цефеиде је 25,3 дана. Користећи горњу једначину, просечна апсолутна величина Ц46 је

Унесите апсолутну величину у колону 5 Дела И, Одељак Б вашег лабораторијског листа. Унос за Ц46 сада изгледа овако:

Пронађите апсолутне величине за све ваше цефеиде и унесите резултат у колону 5 Дела И, Одељак Б вашег лабораторијског листа.


Удаљеност и апсолутни сјај - Астрономија

1540-их Никола Коперник уклонио је Земљу из средишта свемира. У средиште је ставио Сунце. Коперниково гледиште се стотинама година држало против осматрачких доказа. 1910-их Сунце је уклоњено из средишта свемира и пребачено у типичну мрљу на галактичком диску далеко од центра Галаксије. Харлов Схаплеи (живео 1885–1972) ово откриће је пронашло одређивањем удаљености до врло старих звезданих јата. Користио је обрнути квадратни закон светлости светлости на одређеном типу променљиве звезде у тим старим звезданим јатима.

Неке звезде су веома корисне за проналажење растојања до јата и до других галаксија, јер имају познату сјајност која је велика, па се могу видети са велике даљине. Позвани су светли предмети познате осветљености стандардне свеће (мада, у наше модерно доба бисмо их можда требали називати & стандардне сијалице & куот). За мерење великих растојања користе се стандардни предмети од свећа. Посебно стандардна свећа звезде које су Схаплеи користиле су у последњим фазама свог живота и пулсирају променом величине. Покушавају да успоставе хидростатичку равнотежу, али топлотни притисак није синхронизован са гравитационом компресијом. Звезда која се шири прескаче тачку равнотеже. Тада гравитација сустиже и скупља звезду. Али гравитација смањује звезду изван тачке равнотеже. Термички притисак се превише повећава и циклус се наставља.

Цефеиде

Астрономи су морали да сачекају неколико година да Харлов Схаплеи калибрирати Леавиттов однос који користи кефеиде у нашој галаксији за које се могу одредити растојања. У калибрација процес Схаплеи је ставио стварне вредности на део осветљености односа период-осветљеност. Са калибрисаном релацијом осветљеност-период, астрономи би могли да користе променљиве Цефеида као стандардне свеће за одређивање удаљености до удаљених јата, па чак и других галаксија.

    су из младих звезда „куигхигх-металлицити“ (израђене од гаса са значајним количинама обрађених материјала из претходних генерација звезда) и око су 4 пута светлије од цефеида типа ИИ. Испод је крива светлости (заплет осветљености у односу на време) класичног Цефеида из базе података променљивих звезда Хиппарцос.

су из старијих звезда „куотлов-металлицити“ („направљене од мање загађених, исконскијих гасова) и отприлике су 4 пута мање светлеће од типа И. Испод је светлосна крива В Виргинис Цепхеида из базе података Хиппарцос променљивих звезда. Обратите пажњу на разлике у облику криве светлости. Две врсте цефеида међусобно се разликују по облик профила криве светлости. Да би се упоредили облици без бриге о периодима пулсирања, временска ос се дели укупним периодом пулације да би се добио & куотпхасе & куот: један период пулсирања = један & куотпхасе & куот.

Будући да се сјај Цефеида лако може наћи из периода пулсирања, они су веома корисни у проналажењу растојања до звезданих јата или галаксија у којима бораве. Упоређивањем привидне светлине Цефеиде са њеном осветљеношћу, можете одредити удаљеност звезде од инверзног квадратног закона светлости светлости. Обрнути квадратни закон осветљености светлости каже растојање до Цефеида = (калибрационо растојање) & # 215 Скрт[(осветљеност калибрације) / (привидна осветљеност)]. Подсетите се да су осветљености наведене у систему магнитуде, тако да је осветљеност калибрације (апсолутна величина) осветљеност коју бисте мерили да је Цефеида била на калибрационој удаљености од 10 парсека (33 светлосне године). У неким случајевима калибрациона удаљеност може бити већ позната удаљеност до друге Цефеиде са истим периодом који Вас занима. Као што је описано у наставку, променљиве звезде Цефеида су пресудна карика у постављању размера свемира.

Рано мерење растојања до галаксија није узимало у обзир две врсте Цефеида и астрономи су потценили растојање до галаксија. Едвин Хуббле је измерио растојање до галаксије Андромеда 1923. године користећи однос период-осветљеност за цефеиде типа ИИ. Открио је да је удаљено око 900 000 светлосних година. Међутим, кефеиде које је он приметио биле су цефеиде типа И (класичне) које су око четири пута светлије. Касније, када је направљена разлика између ова два типа, удаљеност до галаксије Андромеда повећана је за отприлике два пута на око 2,3 милиона светлосних година. Недавна истраживања на различитим врстама објеката и техника дала су већу удаљеност од 2,5 до 3 милиона светлосних година до галаксије Андромеда (мерење помоћу помрачујућих бинарних елемената даје удаљеност од 2,52 милиона светлосних година, а друго мерење помоћу црвених дивова даје удаљеност од 2,56 милиона светлосних година, друго мерење помоћу Цефеида даје 2,9 милиона светлосних година, а мерења помоћу РР-Лирае дају 2,87 до 3,00 милиона светлосних година).

РР Лирае

РР Лире се налазе у старим звезданим јатима званим глобуларна јата и у звезданом хало делу наше галаксије. Све звезде РР Лирае у јату имају исто просек привидна величина. У различитим кластерима просечна привидна величина је била различита. То је зато што све РР Лире имају приближно исти просек апсолутни магнитуде (= + 0,6 или 49 соларних светиљки). Ако је кластер удаљенији од нас, РР Лире у њему имаће веће привидне величине (сетите се да су слабији објекти веће величине!).

Звезде РР Лирае могу се користити као стандардне свеће за мерење удаљености до око 760.000 парсека (око 2,5 милиона светлосних година). Светлеће променљиве Цефеида могу се користити за мерење удаљености до 40 милиона парсека (око 130 милиона светлосних година). Ова растојања су много хиљада пута већа од растојања до најближих звезда пронађених методом тригонометријске паралакса. Метода стандардних свећа (обрнути квадратни закон) пружа пресудну везу између геометријских метода тригонометријске паралаксе и методе закона Хуббле-Лема & ицирцтре за веома удаљене галаксије. (Закон о Хуббле-Лема & ицирцтре-у је објашњен касније.) У ствари, ова веза између паралакса и Хуббле-Лема & ицирцтре закона била је толико пресудна да је пречник огледала свемирског телескопа Хуббле првенствено одређиван колико је велико огледало (његова резолуциона снага и снага прикупљања светлости) били би потребни за одабир Цефеида у другим галаксијама, а мерење даљине Цефеида од 18 галаксија био је један од три кључна пројекта за свемирски телескоп Хуббле током његове прве деценије рада (видети такође). Све лепе слике других предмета током тог времена биле су само додатни бонус.


Осветљеност и величина у астрономији

Величина је астрономски појам који се користи да прецизно опише колико је светлосни звездани објекат. То се може учинити и објективним научним мерењима и квалитативнијом класификацијом колико је објекат светао на небу. Величина се мери на инверзној скали где су нижи бројеви једнаки светлијем објекту. Традиционална скала величина која се користи у астрономији креће се од 1 до 6.

Две главне скале величине су визуелна величина и апсолутна величина. Апсолутна величина је научна скала колико светлости би пропустио објекат да је посматрач удаљен тачно 10 парсека од њега. Ова удаљеност једнака је око 33 светлосне године или 200 билиона миља, а тачна вредност апсолутне осветљености небеског тела одређује се сложеним прорачунима елементарног састава предмета, количине светлости коју просипа измерених у луменима и других научних разматрања. Апсолутна величина се ретко користи ван научног контекста.

Привидна величина, позната и као визуелна величина, интуитивнији је облик класификације. Она мери колико је предмет светао до тренутка када његова светлост дође до земље. Ова вредност се може прецизно измерити помоћу светлосних мерача и телескопа, или се може приближити једноставним гледањем звезданих објеката двогледом или голим оком.

Заправо, скала величине звездане светлине изумљена је хиљадама година пре телескопа или двоглед. Љествицу привидне величине коју данас користимо поставили су древни грчки астрономи Хипарх и Птоломеј, који су разврстали објекте на небу према шест категорија сјаја. Одабрали су двадесетак звезда које су им изгледале најсјајније и сврстали их у категорију прве магнитуде. Следећи најсјајнији скуп звезданих објеката додељен је другој величини, све до оних који су се једва могли видети, а који су сви били груписани у шесту магнитуду.

Када су изумљени телескопи, призме и други оптички уређаји, са собом су донели два важна открића која се односе на величину. Прва је била да је испод шесте категорије било пуно више звезда него што је ико икада очекивао. Телескоп је открио небројив број сићушних светла која су била превише пригушена да би се могла видети непомоћним оком. Штавише, телескоп је омогућио мерење сјаја који долази од одређене звезде са све већом специфичношћу. Будући да је прва величина била тако добро дефинисана категорија, а шеста величина је коришћена за примену на огроман број објеката на самој ивици људске одлуке, донета је произвољна одлука да се осветљеност шесте магнитуде постави на 100 пута мање него 1. магнитуде. Ово је трансформисало скалу величина у логаритамску скалу, што значи да су се измерене величине експоненцијално повећавале како су се мерења аритметички повећавала.

Ова историјска традиција астрономије објашњава зашто се карта звезданих величина појављује готово наопако. Будући да је скала проширена тако да покрива ствари далеко изван првобитног опсега и пошто измерена осветљеност опада како се величина пење, графикон понекад може да делује на контраинтуитиван начин. Међутим, све док се неко сећа да сјајна звезда има величину отприлике једну, лако је разложити остатак.

Табела величина је проширена и у другом смеру. Постало је могуће тачно измерити колико су планете попут Венере биле светлије од небеских тела око њих. Другим речима, тачно су бележили колико светлости долази од Венере када је била у свом највећем сјају. Утврђено је да је био око сто пута светлији од предмета који су чинили традиционалну прву величину, па је скала једноставно проширена на негативне бројеве како би се прилагодила. Венера има визуелну величину од око -4. Месец, убедљиво најсјајнија од планета које можемо видети на небу, има величину од око -12 када је у највећој мери. Сунце испушта око 400.000 пута више светлости од пуног месеца. То значи да је његова визуелна величина око -26.

Као што се може видети, ова скала представља одличан начин за суочавање са широко разилаженим светлима виђеним на небу. Иако су локални атмосферски услови увек најважнији, у ведрој ноћи требало би бити могуће видети звездана тела све до магнитуде 6. Типични пар пољских двоглед би требао бити довољан да се виде објекти тамних димензија попут магнитуде 9,5, што је више од сто пута тамније него што очи саме виде. Телескоп ће природно побољшати ову способност откривања слабијих предмета у готово незамисливом степену. Што је шири пречник телескопа, то ће више светлости заузимати и објекти веће величине који се могу видети. Једина ограничења за ово налазе се у пречнику сочива који се могу набавити и атмосферским условима који владају на месту гледања. Свемирски телескоп Хуббле успео је да разреши објекте магнитуде 31,5 у својим готово савршеним условима гледања ван атмосфере Земље.


6) Резиме

  • Геометријске паралаксе су измерене на растојања која већ представљају изазов за мање од 10 000 година „хипотезу младог свемира“. У следећих неколико година, лансирањем ГАИА, резултати ће се повећати на више од 30 000 светлосних година.
  • Доступна су геометријска мерења објеката удаљених хиљадама, милионима, па чак и милијардама светлосних година, користећи осетљиве физичке моделе за посматране објекте.
  • Друге методе ослањају се на добро успостављени модел шта су звезде и како се оне мењају током њиховог живота. Барем милијарде звезда у нашој галаксији, ако су уопште звезде (а не само мистериозне тачке светлости), морају бити удаљене много десетина хиљада светлосних година.
  • Методе за одређивање удаљености до врло удаљених објеката ослањају се на добро проучене „стандардне свеће“.
  • Сви досадашњи налази били су у складу са предвиђањима теорије звезданог развоја и теорије Великог праска.

Коначно, мора се схватити да иако се методе коришћене за одређивање удаљености у великој мери ослањају једна на другу (као што сам споменуо у уводу, користи се врста „лествице“ различитих метода), уместо тога постоји читава мрежа сопства -корекције и методе међусобног повезивања које све долазе до истих закључака. Претпоставке које улазе у методе оправдане су чињеницом да смо добили доследан резултате ако користимо ове претпоставке.


Садржај

Астрономска јединица Уреди

Астрономска јединица је средња (просечна) удаљеност Земље од Сунца. То знамо сасвим тачно. Кеплерови закони говоре о растојањима растојања планета, а радар показује апсолутну удаљеност до унутрашњих планета и вештачких сателита у орбити око њих.

Параллак Едит

Паралакса је употреба тригонометрије за откривање удаљености објеката у близини Сунчевог система.

Како се Земља окреће око Сунца, чиниће се да се положај оближњих звезда благо помера у односу на удаљенију позадину. Ови помаци су углови у правоуглом троуглу, при чему 2 АУ чине кратки крак троугла, а растојање до звезде дугачак крак. Количина померања је прилично мала, мери 1 лучну секунду за објекат на удаљености од 1 парсек (3,26 светлосних година)

Ова метода делује на удаљености до неколико стотина парсека.

Позвани су објекти познате осветљености стандардне свеће. Већина индикатора физичке удаљености су стандардне свеће. То су објекти који припадају класи која има познату осветљеност. Упоређивањем познате сјајности последње са посматраном осветљеношћу, удаљеност до објекта може се израчунати помоћу закона обрнутог квадрата.

У астрономији се осветљеност објекта даје у смислу његове апсолутне величине. Ова количина је изведена из логаритма његове сјајности гледано са удаљености од 10 парсека. Привидна величина је величина коју посматрач види. Може се користити за одређивање удаљености Д. до објекта у килопарсецима (килопарсец = 1.000 парсека) како следи:

где м привидна величина и М. апсолутна величина. Да би ово било тачно, обе величине морају бити у истом фреквенцијском опсегу и не сме бити релативног кретања у радијалном смеру.

Потребна су и нека средства за рачуноводство међузвезданог изумирања, која такође чине предмете све блеђима и црвенијима. Разлика између апсолутне и привидне величине назива се модул растојања, а астрономске удаљености, посебно међугалактичке, понекад се табелирају на овај начин.

Проблеми са уређивањем

Постоје два проблема за било коју класу стандардних свећа. Главни је калибрација, откривање тачно колика је апсолутна величина свеће.

Друга лежи у препознавању чланова одељења. Стандардна калибрација свеће не функционише уколико предмет не припада класи. На екстремним удаљеностима, управо тамо где се највише жели користити индикатор удаљености, овај проблем препознавања може бити прилично озбиљан.

Значајно питање код стандардних свећа је питање колико су стандардне. На пример, чини се да сва запажања указују да супернове типа Иа које су на познатој удаљености имају исту осветљеност, али могуће је да далека Супернове типа Иа имају другачија својства од у близини Супернове типа Иа. [1]

Уз неколико изузетака, растојања заснована на директним мерењима доступна су само до око хиљаду парсека, што је скромни део наше Галаксије. За удаљености веће од тога, мере зависе од физичких претпоставки, односно тврдње да се препознаје предметни предмет, а класа предмета је довољно хомогена да се његови чланови могу користити за смислену процену удаљености.

Индикатори физичке удаљености, који се користе на прогресивно већим скалама даљине, укључују:

    - У последњој деценији, мерење помрачујућих бинарних елемената нуди начин за мерење удаљености до галаксија. Тачност на нивоу од 5% до удаљености од око 3 милиона парсека. [2] - су периодичне променљиве звезде, често се налазе у кугластим јатима, а често се користе као стандардне свеће за мерење галактичких растојања. Ови црвени џинови се користе за мерење растојања унутар галаксије и у оближњим кугластим јатима.
  • У галактичкој астрономији, рендгенски рафали (термонуклеарни блицеви на површини неутронске звезде) користе се као стандардне свеће. Посматрања рентгенског праска понекад показују рендгенске спектре који указују на ширење радијуса. Према томе, рендгенски ток на врхунцу рафала треба да одговара Еддингтоновом сјају, [3] који се може израчунати када се сазна маса неутронске звезде (1,5 сунчеве масе је уобичајена претпоставка). и новае
    • Цефеиде су класа врло светлећих променљивих звезда. Снажна директна веза између светлости и пулсације променљиве Цефеида осигурава Кефеидама статус важних стандардних свећа за успостављање Галактичке и вагалактичке скале даљине. [4]
    • Новае имају нека обећања за употребу као стандардне свеће. На пример, дистрибуција њихове апсолутне величине је бимодална, са главним врхом магнитуде −8,8, а мањим при −7,5. Новае такође имају приближно исту апсолутну величину 15 дана након врхунца (−5,5). Ова метода је отприлике једнако прецизна као и метода променљивих звезда Цефеида. [5]
      . Будући да беле патуљасте звезде које постају супернове имају уједначену масу, супернове типа Иа производе конзистентну максималну осветљеност. Стабилност ове вредности омогућава да се ове експлозије користе као стандардне свеће за мерење удаљености до њихових галаксија домаћина, јер визуелна величина супернова зависи првенствено од удаљености. [6] и Хуббле-ов закон Коришћењем Хуббле-овог закона, који повезује црвени помак са растојањем, може се проценити удаљеност било које одређене галаксије.
  • Уклапање главне секвенце Уреди

    У Хертзспрунг-Русселл-овом дијаграму апсолутна величина за групу звезда је уцртана у односу на спектралну класификацију звезда. Пронађени су еволутивни обрасци који се односе на масу, старост и састав звезде. Конкретно, током периода сагоревања водоника, звезде леже дуж криве на дијаграму који се назива главна секвенца.

    Мерењем својстава из спектра звезде може се наћи положај звезде главне секвенце на Х-Р дијаграму. Из овога се процењује апсолутна величина звезде. Поређење ове вредности са привидном величином омогућава одређивање приближне удаљености након корекције за међузвездано изумирање сјаја због гаса и прашине.

    У гравитационо везаном звезданом јату као што је Хијада, звезде су настале приближно у истој старости и леже на истој удаљености. Ово омогућава релативно тачно прилагођавање главне секвенце, пружајући и старост и растојање.

    Ово није потпуна листа метода, али показује начине на које астрономи процењују удаљеност астрономских објеката.


    Сјај звезде насупрот сјају звезде

    Древни астрономи веровали су да су звезде везане за џиновску кристалну сферу која окружује Земљу. У том сценарију, све звезде су се налазиле на истој удаљености од Земље, па су, тако, древним светлост или пригушеност звезда зависиле само од самих звезда.

    У нашој космологији, звезде које видимо само оком у мрачној ноћи налазе се на врло различитим удаљеностима од нас, од неколико светлосних година до преко 1.000 светлосних година. Телескопи приказују светлост звезда удаљених милионима или милијардама светлосних година.

    Данас, када говоримо о осветљености звезде, можда мислимо на једну од две ствари: њену суштински осветљеност или њена привидан осветљеност. Када астрономи говоре о осветљеност звезде, они говоре о звездици својствена осветљеност, како је стварно светло. Звездина привидна величина - његова осветљеност каква се појављује са Земље & # 8211 је нешто другачија и зависи од тога колико смо удаљени од те звезде.

    Астрономи често набрајају сјај звезда у смислу сунчеве светлости. Сунце има радијус од око 696.000 километара и површинску температуру од око 5800 Келвина, или 5800 степени изнад апсолутне нуле. Тачка ледишта воде = 273 Келвина = О о Целзијуса

    На пример, скоро свака звезда коју видите простим оком је већа и светлија од нашег сунца. Велика већина звезда које ноћу видимо само оком су милиони - чак стотине милиона & # 8211 пута удаљенији од сунца. Без обзира на то, ова удаљена сунца могу се видети са Земље јер су стотине или хиљаде пута светлија од наше локалне звезде.

    То не значи да је наше сунце лагано међу звездама. Заправо се сматра да је сунце сјајније од 85% звезда у нашој галаксији Млечни пут. Ипак, већина ових мање светлећих звезда је премала и слаба да би се видела без оптичког помагала.

    Сјај звезде зависи од две ствари:

    1. Мера радијуса
    2. Температура површине

    Мера радијуса

    Претпоставимо да звезда има исту површинску температуру као и сунце, али да има већи радијус. У том сценарију, звезда већег полупречника захтева већу сјај. У примеру испод, рећи ћемо да је полупречник звезде 4 сунца (4 пута већи од сунца радијуса), али има исту површинску температуру као и наше сунце.

    Можемо израчунати сјај звезде & # 8211 у односу на сунце & # 8217с & # 8211 са следећом једначином, при чему је Л = осветљеност и Р = полупречник:

    Л = Р2
    Л = 4 2 = 4 к 4 = 16 пута већа од сунчеве светлости

    Иако звезда ВИ Цанис Мајорис у сазвежђу Мајор Цанис има знатно хладнију површинску температуру од нашег сунца, ова велика звезда је сјајне величине. Сматра се да је његов радијус око 1400 пута већи од нашег сунца, а сјај 270.000 већи од нашег сунца.

    Површинска температура

    Такође, ако звезда има исти радијус као и сунце, али вишу површинску температуру, јача звезда премашује сунце по сјају. Сунчева површинска температура је негде око 5800 Келвина (9980 о Фахренхеит-а). То је 5800 степени изнад апсолутне нуле, најхладнија могућа температура било где у свемиру. Let’s presume a star is the same size as the sun but that its surface temperature is twice as great in degrees Kelvin (5800 x 2 = 11600 Kelvin).

    We use the equation below to solve for the star’s luminosity, relative to the sun’s, where L = luminosity and T = surface temperature, and the surface temperature equals 2 solar.

    L = T 4
    L = 2 4 = 2 x 2 x 2 x 2 = 16 times the sun’s luminosity

    Luminosity of Star = R 2 x T 4

    The HR Diagram categorizes stars by surface temperature and luminosity. Hot blue stars, over 30,000 Kelvin, at left and cool red stars, less than 3,000 Kelvin, at right. The most luminous stars – over 1,000,000 solar – are at top, and the least luminous stars – 1/10,000 solar – at bottom.

    The luminosity of any star is the product of the radius squared times the surface temperature raised to the fourth power. Given a star whose radius is 3 solar and a surface temperature that’s 2 solar, we can figure that star’s luminosity with the equation below, whereby L = luminosity, R = radius and T = surface temperature:

    L = R 2 x T 4
    L = (3 x 3) x (2 x 2 x 2 x 2)
    L = 9 x 16 = 144 times the sun’s luminosity

    Color and surface temperature

    Have you ever noticed that stars shine in an array of different colors in a dark country sky? If not, try looking at stars with binoculars sometime. Color is a telltale sign of surface temperature. The hottest stars radiate blue or blue-white, whereas the coolest stars exhibit distinctly ruddy hues. Our yellow-colored sun indicates a moderate surface temperature in between the two extremes. Spica serves as prime example of a hot blue-white star, Altair: moderately-hot white star, Capella: middle-of-the-road yellow star, Arcturus: lukewarm orange star and Betelgeuse: cool red supergiant.

    Bottom line: Some extremely large and hot stars blaze away with the luminosity of a million suns! But other stars look bright only because they’re near Earth. Astronomers call the true, intrinsic brightness of a star its luminosity.


    Погледајте видео: CA Algebra I: Number properties and absolute value. Pre-Algebra. Khan Academy (Децембар 2022).