Astronomiya

Kiçik bir teleskop istifadə edərək paralaks ilə ulduz məsafəsinin ölçülməsi

Kiçik bir teleskop istifadə edərək paralaks ilə ulduz məsafəsinin ölçülməsi

Evdə kiçik bir teleskopla (3 düymlük bir reflektor kimi bir şey) paralaksdan istifadə edərək ulduz məsafəsini ölçmək mümkün olub-olmadığını düşünürdüm? Yoxsa bu həqiqətən praktik deyilmi?


Qısa cavab - əslində deyil, ən yaxın ulduzlar üçün paralaks yaxşı bir yerüstü həvəskar avadanlıq üçün qətiyyət hüququ üzərindədir.

Ən yaxın ulduz, bir arc saniyəsinin altındakı paralaks açısını göstərəcəkdir. (Parsec öz tərifini bir paralaks saniyəsinə əsasən götürür.)

Torpaq əsaslı həvəskar müşahidələr, ehtimal ki, ən çox bir arca saniyə ilə məhdudlaşır, buna görə də onları ölçmək mümkün deyil.

Xüsusi (və tamamilə uydurma) bir iş - Alpha Centauri kimi yaxın bir ulduz tam aramızda və daha uzaq bir ulduzda olsaydı və hər ikisini də Centauri-nin o uzaq ulduzu üstələmədən görmək mümkün idisə ola bilər onları yaxın ikiqat kimi müşahidə etmək olardı. Ancaq praktikada bu doğru deyil.

Yeniləmə:

Robun daha yaxşı cavabı ilə istənildi, tapa bildiyim ən erkən paralaks təyini istifadə etdim

Königsberg'dəki 6,2 düymlük (157,5 mm) diafraqma Fraunhofer heliometri

(Mənbə: Wikipedia-da Heliometer məqaləsi.)

Tamamilə diyafram baxımından, bu həvəskar ölçülü bir alətdir (bəzi açıq şəkildə çox dəqiq ölçü cihazları quraşdırılmışdır.) Beləliklə, indi təklifim əvvəldən şübhələndiyim cavabı görməməzlikdən gəlmək və ölçmələri sınamaq, bəlkə də Robun dediyi kimi kifayət qədər yüksək böyütmə kamerası istifadə etməkdir ...


Düşünürəm ki, nə etməli olduğunuz böyük bir f-nisbəti olan bir teleskopda bir CCD görüntüləyicisinə sahib olmaqdır, belə ki dedektordakı hər piksel göydəki kiçik bir bucağı əhatə edir - ən çox 0,25 ars saniyə deyərdim. Görüş sahəsi də eyni CCD görüntüsündə bir çox zəif ulduz əldə edə biləcəyiniz qədər geniş olmalıdır. Göyü izləyə bilən bir teleskopunuz olmalıdır.

Sonra nə edirsən, ən yaxşı görən gecələrdə şəkillər çəkdirirsən, maraqlandığın neaby ulduzunu doymadığınızdan əmin olursunuz, əksinə bir çox zəif ulduzların səs-küyünə ağlabatan siqnal verirsiniz.

Ardından (zəif və dolayısı ilə ehtimal edilən) ulduzlarla maraqlanan ulduzun görünən mövqeyini təxmin edə bilmək üçün şəkillərinizi astrometrik olaraq kalibrləşdirməlisiniz.

2 arc saniyəni görmüsünüzsə, əsaslı şəkildə gözlədiyiniz ən yaxşı mərkəzləşmə dəqiqliyi, görmə diskinin 1/10 hissəsinin və ya 0,2 yay saniyəsinin dəqiqliyidir. Sözügedən 2 il ərzində bu cür məlumatların bir neçə dəfə təkrarlandığı təqdirdə (illik paralaksın yanında illik düzgün hərəkəti də ehtiva edən bir həll tapmağınız lazım olduğuna görə), o zaman ölçə biləcəyinizi düşünürəm. paralakslar, problemsiz bir neçə parsekə (bəlkə də on?) qədər olan ulduzlar üçün.

Üç düymlük bir reflektorla əlaqəli problem, görünüşünüzdə çox zəif arxa plan ulduzları əldə etmək üçün çox uzun müddətə məruz qalmanız lazım olacaq və sonra izləmə dəqiqliyi ilə əlaqədar problemləriniz ola bilər.


Teleskoplar və Həvəskar Astronomiya üçün Ultimate Guide

Bu yeni başlayan astronomiya bələdçisi izləyicini / oxucunu teleskopun əsaslarını və ulduzlara baxmağın əsaslarını əhatə edərək həvəskar astronomiyada sürətlənməyin ən vacib tərəflərini nəzərdən keçirir. Başlanğıc həvəskar astronom ekvatorial dayaqlar, teleskop növləri, əsas aksesuarlar, böyüməni hesablamaq və ən əsası gecə səmasında necə yol tapmağı öyrənməyə kömək edən üç video haqqında məlumat əldə edəcəkdir.

Sonda başlayanlar üçün ən yaxşı tətbiq / proqram / kitablardan bir neçəsinin siyahısı və okulyarda planetar və dərin səma obyektlərinin detallarını yaxşılaşdırmaq üçün tövsiyələr var - hamısı bir saatdan bir az çoxdur. Bir sözlə, bu.


Trigonometrik paralaks ölçüsü mümkündürmü?

Həvəskar avadanlıqlarla ən azı ən yaxın ulduzların trigonometrik paralaksını ölçmək mümkündürmü?

Praktik bir məlumat varmı? Şəbəkədə bir şey tapa bilmədim, amma 19-cu əsrdə olduğunu bilirəm

ilk paralakslar 4 "və 6" refrakterlərlə ölçülmüşdür.

Mən belə bir həvəskar layihə istərdim!

Xoş cavablarınız üçün əvvəlcədən təşəkkür edirik!

Giorgos tərəfindən düzəldilib, 30 yanvar 2020 - 03:06.

# 2 sg6

İlk oxunuşdakı məlumatın qorunub saxlanılması ilə müqayisədə lomg qədər məqbul görünür - bir ölçmə ikincidən 6 ay ayrı olacaq. Beləliklə / ilə / əleyhinə ilk açısal mövqe nə olursa olsun, 6 aydan sonra qorunmalıdır.

Earthskinin tez oxunması, ən yaxın məsafənin günəşə olan məsafənin 300.000 vaxtı olduğunu söylədi.

Deməli, paralaks 2 / 300.000, beləliklə 1/15000 dərəcə bucaq olardı.

Bir kalkulyatordan sürətli bir şəkildə keçin və 1.375 arcsec paralaks əldə edin.

İndiki avadanlıqların performansı içərisində görünür.

Bunu etmək üçün asan bir yoldan əmin deyiləm. Ağıla gələn ən yaxın olanımıza uyğun olan daha uzaq bir ulduzun mərkəzidir və açısal ayrılığı ölçür, 6 ay gözləyin, ölçümü təkrarlayın. Ən yaxın ulduz 1.375 qövs ilə mövqeyini dəyişdirməli, məsafənin artması səbəbindən daha ulduz hərəkət etməməli idi və ümid edirəm cüzi bir paralaksdır.

Bunun əksəriyyətində bir neçə ölçmə alacağınızı düşündüyünüz kimi, ən aşağı və ən yüksək və qalanını ortalama olaraq atacağımı düşünürəm. 2 ən yüksək və 2 ən aşağı səviyyəni də ata bilər, son "orta" ölçməni sərtləşdirə bilər. Bəlkə 20 ölçmə aparın və ən yüksək 10% -i və ən aşağı 10% -i atın, ehtimal ki, düşündüyüm budur, buna görə 20-dən yalnız 16-sı irəliləyir.

Edilən ölçmə sayından və nə qədər yaxşı olduğunuzdan asılı olacaq. Ölçmələr ümumi bir qarışıqlıqdırsa və hər yerdə bir şey səhv oldu.


25 Noyabr 2012 Bazar

Teleskop - Açısal məlumat difraksiya həddindən daha dəqiq məlum ola bilərmi?

Difraksiya hüdudu iki şeyin ayrı olub olmadığını müəyyən etmək qabiliyyətindən bəhs edir. Məni tək bir obyektin mərkəzini tapmaq bacarığı maraqlandırır.

Yaxın qonşuları olmayan bir ulduz təsəvvür edin ki, bu ulduzun sentroidini difraksiya həddindən yüksək bir qətnamədə müəyyən etmək mümkün olacaqmı?

Ulduz mahiyyətcə bir nöqtə mənbəyidir və təəccüb edirəm ki, havadar diskin kənarlarına baxarkən sonsuz pikselli sehrli bir kameram olsaydı bir centroidin təyin olunmasına imkan verərdimmi?

Mənə elə gəlir ki, diski görə bilməli və sonra havalı diskdən daha kiçik bir centroid hesablamalıyam.

Təmin edə biləcəyiniz hər bir kömək üçün təşəkkür edirik =)


Ulduz paralaks uçlarını ölçmək

11 sm diyafram yansıtıcı teleskop və paralaks açılarını ölçməyimdə istifadə edə biləcəyim bir cihaz / texnika axtarıram. Anlayıram ki, bu cür açıları ölçmək olduqca çətindir. Bununla əlaqəli hər hansı bir tövsiyəni və yaxşı hədəf olacaq bir neçə ulduzu çox qiymətləndirərəm.

Ən asan yol fotoqrafiya olacaqdır. Maraqlandığınız bir ulduz tapın, onu həddindən artıq dərəcədə çəkin və istinad nöqtəsi olaraq daha uzaq fon ulduzlarından istifadə edin. SIMBAD-dakı göy kürəsindəki mövqelərinə baxa və bundan bir miqyas təyin edə bilərsiniz.

Ən yaxın parlaq ulduzlar, şübhəsiz ki, ən yaxşı namizədlər olacaqdır. Ən yaxşı ikisi Alpha Centauri Sistemi (Cənubi Yarımkürə) və / Sirius (Şimali Yarımkürə) olacaqdır.

Bununla belə, belə kiçik bir teleskopla, ehtimal ki, yaxınlıqdakı ulduzlar üçün bir qövs saniyəsindən də az olan paralaksı qavramaq üçün bu dəyişməni ölçmək üçün kifayət qədər böyük bir görüntü əldə etməkdə böyük bir çətinlik çəkəcəksiniz ( burada 1 yay saniyəsi = bir dərəcə 1/3600). Teleskop Wilhelm Bessel ilk dəfə ulduz paralaksını ölçmək üçün istifadə etdiyinizdən çox böyük olmasa da, paralaksı qavramaq üçün xüsusi olaraq qurulmuşdur.


Fridrix Wilhelm Bessel və Ulduzların məsafələri

22 iyul 1784-cü ildə Alman riyaziyyatçısı və astronomu Fridrix Wilhelm Bessel Doğulub. Yəqin ki, riyaziyyatdakı işləri ilə tanınır, burada müəyyən diferensial tənliklərin həlli üçün kritik olan eyniadlı Bessel funksiyalarını kəşf etdi.

Friedrich Wilhelm Bessel & # 8211 Gənclik və Təhsil

Friedrich Wilhelm Bessel, Westfalia'nın Minden şəhərində, altı qızı və üç oğlu olan böyük bir ailənin ikinci övladı olaraq dünyaya gəldi. Anası Friederike Ernestine Bessel née Schrader (1753-1814) Rehme'deki bir keşişin qızı idi. Atası Carl Friedrich Bessel (1748-1828) hüquqşünas kimi təhsil almış və o zaman Prussiya dövlət xidmətində hökumət katibi vəzifəsində çalışmışdır. Bessel dörd il Minden'deki Gimnaziyada iştirak etdi, lakin Latın dilini çətin taparaq çox istedadlı görünmədi, baxmayaraq ki, sonradan özünə qədim dili öyrətməyi bacardı. 14 yaşında Bessel, Bremen'deki Kulenkamp & amp Sons idxal-ixrac konserninə müraciət etdi. Əvvəlcə Bessel firmadan maaş almırdı. Biznesin yük gəmilərinə güvənməsi, riyazi bacarıqlarını naviqasiya problemlərinə yönəltməsinə səbəb oldu.

Boylam problemi

Təcrübədə dənizçi Bessel üçün maddi cəhətdən əlçatmaz olan ulduzların yüksəklik açılarını ölçmək üçün alətlərdən asılıdır. Bir dülgər və saat ustasının köməyi ilə özü bir sextant düzəltdi və təxminən eyni hündürlükdə iki ulduzdan istifadə edərək vaxt təyin etmək üçün & # 8211 sonradan tanınan sirkmeridian metodu icad etdi. İlk ölçmələrini 16 avqust 1803-cü ildə etdi. Kiçik teleskopu ilə qaranlıq ay üzvündə bir ulduz okkultasiyası müşahidə etdikdə, gizli müddətini təyin etdi və jurnalda tapdığı məlumatlarla müqayisə etdi Monatliche CorrespondenzBerlin Astronomiya İlliyi. Bu yolla Bremenin uzunluğunu yalnız kiçik bir səhvlə özü təyin edə bildi.

Haley & Comet

1804-cü ildə Bessel Halley & # 8217s kuyruklu ulduz üzərində bir yazı yazdı [4], Thomas Harriot və William Lower-ın 1607-ci ildə apardığı müşahidələrin məlumatlarını istifadə edərək orbitini hesabladı [2,5]. Bu, onu o dövrdə böyük bir Alman astronomiyası xadimi, dövrünün aparıcı kometa mütəxəssisi Heinrich Wilhelm Olbers-in diqqətinə çatdırdı. [6] Olbers, həkim olaraq çalışdığı Bremendə də yaşayırdı. Bu, Besselə Olbers ilə şəxsi əlaqə qurma imkanı verdi. Bir kometa mütəxəssisi olaraq, Olbers Bessel & # 8217s işinin keyfiyyətini bir anda tanıdı və nəşrini Aylıq Yazışmalar. Daha sonra Olbers, Besselə işini daha da davam etdirmək üçün daha çox müşahidələr aparmaq vəzifəsi verdi. Alınan sənəd, doktorluq dissertasiyası üçün lazım olan səviyyədə Olbers & # 8217 tövsiyəsi ilə nəşr olundu. O vaxtdan bessel astronomiya, göy mexanikası və riyaziyyat üzərində cəmləşdi.

& # 8220Akademik & # 8221 Karyera

1806-cı ildə Bessel Lilienthal Rəsədxanasında köməkçi vəzifəsini qəbul etdi və bu da planetləri, xüsusən də Saturnu, üzüklərini və peyklərini müşahidə etmək üçün dəyərli təcrübə qazandı. Kuyruklu ulduzları da müşahidə etdi və göy mexanikası tədqiqatına davam etdi. Besselin əvvəlcə həkim adı verilmədən bir professorluq alması mümkün deyildi. Göttingen Universiteti tərəfindən Gaussun tövsiyəsi ilə doktorantura verildi [7], 1807-ci ildə Bremen şəhərində Bessel ilə tanış olmuş və istedadlarını tanıyan. 6 yanvar 1810-cu ildə Prussiya Kralı III Fridrix Uilyam Bessel'i Königsberqdəki Albertus Universitetində ilk astronomiya professoru və bir gimnaziyanın yuxarı siniflərinə qatılmadan inşa ediləcək yeni rəsədxananın direktoru təyin etdi. , məktəbi bitirdikdən sonra imtahan verdi, oxudu, doktorantura və ya habilitasiya aldı. Leypsiq Universitetinin onsuz da mövcud olan rəsədxanasını xeyli pis şərtlərdə ələ keçirmək üçün eyni vaxtda təklif Bessel tərəfindən rədd edildi. Akademik dərəcəsi olmadığı üçün Fəlsəfə Fakültəsi professorları onun riyazi mühazirələr oxumaq hüququndan məhrum oldular və Bessel etirazlara məhəl qoymadı və növbəti semestrdə riyazi tədrisinə davam etdi. Məsələnin böyüməsinə imkan verməmək üçün, nəhayət, 1807-ci ildə Bremendə Bessel ilə tanış olan Gauttingə, [7] Göttingen Universitetindən dərəcə almaq istədi və buna müvəffəq oldu: Bessel aldı doktorluq və magistr dərəcəsi 30 Mart 1811-ci il tarixli bir sertifikata sahib olan Honis causa. Königsberg Rəsədxanasında James Bradley'dən alınmış atmosfer qırılma cədvəllərini nəşr etdi və Greenwich-də 1750 ətrafında (Bradley İngilis Astronomu idi) 3222 ulduzun mövqelərinə dair müşahidələrini verdi. 1742-ci ildən 1762-ci ilə qədər Royal), 1807-ci ildə başlamışdı. Rəsədxana hələ tikilməkdə ikən Bessel bu işi mükəmməl şəkildə hazırladı Fundamenta Astronomiya Bradley & # 8217s müşahidələrinə əsaslanaraq.

Paralaks Ölçmə

1819-cu ildən bəri, Bessel bəzi ixtisaslı tələbələrinin kömək etdiyi 50.000-dən çox ulduzun mövqeyini təyin etdi. Bessel kəmərinin altındakı bu işi ilə bu gün ən yaxşı xatırladığı bir müvəffəqiyyəti əldə edə bildi: bir ulduza qədər məsafəni hesablamaqda paralaksı istifadə edən ilk şəxs kimi qiymətləndirilir. Bessel 1838-ci ildə çılpaq gözlə ağlasığmaz bir ulduz olan 61 Cygni'nin hər il bir ellipslə hərəkət etdiyini göstərdi. İllik paralaks adlanan bu irəli və geri hərəkət, yalnız Yerin Günəş ətrafında hərəkət etməsi ilə izah edilə bilər. Astronomlar bir müddət paralaksın ulduzlararası məsafələrin ilk dəqiq ölçülməsini təmin edəcəyinə inanırdılar - əslində 1830-cu illərdə ulduz paralaksını dəqiq ölçən ilk şəxs olmaq üçün astronomlar arasında şiddətli bir rəqabət mövcud idi.

Vəba epidemiyası

Königsberqdə vəba epidemiyası baş verməsi, 1831-ci ilin iyul ayında Besselin siqnalları ötürmək üçün rəsədxanaya qoyulmuş gümüş güllələrlə vəba xəstəliyinə tutulduğundan şübhələndiyi qarışıq qiyamlara səbəb oldu. Bundan əlavə, Königsberg şəhər məclisi rəsədxananın yaxınlığında vəba qurbanları üçün bir qəbir yeri qurduqda, Bessel rəsədxananın möhürlənməsini və şəhəri iki ay tərk etməyi üstün tutdu.

Ulduz paralaksının ölçülməsi

Ulduzların məsafələrinin hesablanması

1838-ci ildə Bessel, 61 Cygni'nin Yerin orbitinin diametrini nəzərə alaraq, ulduzun 10.3 işıq ili uzaq olduğunu göstərdiyi (bu günə qədər 11.4 işıq ili ölçdüyünü, Bessel & # 8217s hesablamasının yalnız 0.314 arcseconds olan bir paralaksın olduğunu açıq elan etdi. təqribən 10%). Besselin digər bir böyük kəşfi, iki parlaq ulduz Sirius və Procyonun yalnız hərəkətlərini pozan gözəgörünməz yoldaşlarının olduğunu fərz etməklə izah edilə bilən dəqiqəlik hərəkətləri yerinə yetirməsidir. İndi Sirius B və Procyon B adlanan bu cür cisimlərin varlığı Besselin ölümündən sonra daha güclü teleskoplarla təsdiqləndi [3].

Geodeziya Tədqiqatı

Bu fəaliyyətlərdən əlavə, ona Şərqi Prussiyada bir geodeziya tədqiqatı aparmaq əmri verildi (& # 8220Ostpreussische Gradmessungen & # 8221). Geodeziya və astronomik koordinatlar arasındakı fərqlərdən Bessel Yer fiqurunu elliptik 1 / 299.15 (Bessel Normal Ellipsoid) ilə kəsilmiş bir sferoid kimi əldə etdi. Bessel riyaziyyata da əhəmiyyətli dərəcədə kömək etdi və 1824-cü ildə Bessel funksiyalarını (silindrik funksiyalar da deyilir) icad etdi.

Son illər

1842-ci ildə qızı Elise, kürəkəni Georg Adolf Erman və riyaziyyatçı dostu Carl Gustav Jacob Jacobinin müşayiəti ilə [8] Bessel xaricə ilk və yeganə səyahətini etdi və bu səfərdə iştirak etdiyi Böyük Britaniyaya aparıldı. İngilis Elminin İnkişafı Dərnəyinin Manchester şəhərində illik toplantısında və Brewster, Sabine və Hamilton kimi çoxsaylı elm adamlarıyla görüşdü. Besselin sağlamlığı o qədər pisləşdi ki, 1844-cü ilin oktyabrından müşahidəçilik və müəllimlik fəaliyyətindən imtina etməli oldu və çətin ki, heç bir elmi iş görə bilmədi. Frederick William IV, hörmətinin əlaməti olaraq, şəxsi həkimi Schönlein tərəfindən müvəqqəti müalicəni təşkil etdi. Friedrich Wilhelm Bessel 17 Mart 1846-cı ildə öldü və Königsberg'deki Alimlər & # 8217 Qəbiristanlığında dəfn edildi.

Yovisto akademik video axtarışında Seattledakı Washington Universitetində Neil deGrasse Tyson tərəfindən oxunan məşhur bir mühazirədə astronomiya haqqında daha çox məlumat əldə edə bilərsiniz.


Partlamış Ulduza qədər məsafənin ölçülməsi

Crab Bulutsusu olaraq bilinən qaz buludu ilə birlikdə görmək olar
hətta kiçik bir teleskop. Bir supernovanın qalığıdır, a
bir ulduzun kataklizmik partlaması. Partlayış görüldü
4 iyul 1054-cü ildə yer üzündə. Bu flamalar
qızdırılan xarakterik qırmızı rəng ilə rəqəm parıltı
hidrogen qazı. Laboratoriyada yer üzündə qızdırılan hidrogen
4,568 × 1014 Hz qırmızı tezlikli qırmızı işıq istehsal edir
Crab Nebula'daki fəvvarələrdən alınan işıq
yer üzünə işarə edilən 4.586 × 1014 Hz tezliklidir.

a) Dumanlığın mərkəzinin yerə nisbətən sürətinin cüzi olduğunu düşünək.
Crab Bulutsusunun xarici kənarlarının sürətini genişləndirin.
b) Genişlənmənin supernova partlayışından bəri davamlı olduğunu düşünsək, qiymətləndirin
2006-cı ildə Crab Bulutsusunun orta radiusu. (Partlamadan dərhal sonra ölçüsü
Crab Nebula qeyri-qanuni idi.) Cavabınızı işıq illərində verin.
Yerdən göründüyü kimi, Yengeç Bulutsusunun açısal ölçüsü, 6 yayla təxminən 4 yay dəqiqəsidir
dəqiqə, orta hesabla 5 qövs dəqiqə. (1 qövs dəqiqə = bir dərəcə 1/60)
c) Yengeç Dumanlığına olan məsafəni (işıq illərində) qiymətləndirin.
d) supernova partlayışının eramızdan əvvəl hansı ildə baş verdiyini təxmin edin.
İşıq ili (il) işığın bir ildə qət etdiyi məsafəsidir.
Binomial genişlənmənin ilk şərtlərindən istifadə etmək faydalı ola bilər: (1 + ε) ^ p ≅ 1 + pε

Salam, bu suala necə yanaşacağımdan bəhs etmirəm, amma bunun Doppler effekti ilə əlaqəli olduğunu düşünürəm. Əgər belədirsə, aşağıdakı düsturdan istifadə edərdim:

burada f_r alıcı ilə ölçülən tezlikdir və f_s mənbənin tezliyi. Burda məni qarışdıran hər iki frekansın eyni olmasıdır, buna görə problemi necə quracağımdan əmin deyiləm.

Ancaq dumanlığın mərkəzinin yerə nisbətən sürətinin cüzi olduğunu düşündükləri üçün düsturu belə yaza bilərəmmi?

4.586 × 1014 Hz = (1 + v / (3.0 x 10 ^ 8)) ^ - 1/2

v-ni həll etməyə başlamazdan əvvəl, mənim qurulumun düzgün olub-olmaması barədə mənə bir ipucu verə bilərsinizmi?


Kiçik bir teleskopdan istifadə edərək paralaksla ulduz məsafəsinin ölçülməsi - Astronomiya

Astrometriya: Barnard Ulduzunun Düzgün Hərəkatı

Test obyektim Barnardın Ulduzu idi. Bu başqa şəkildə nəzərə çarpmayan qırmızı cırtdanın illik uyğun hərəkəti ildə 10.3 arsekundadır. Böyük bir dəyişikliyi ənənəvi astrometriya ilə ölçmək asandır. İlkin çətinlik bu idi: Barnardın Ulduzunun düzgün hərəkətini - birmənalı şəkildə aşkar etməyimə imkan verəcək ən qısa vaxt intervalı nədir. Cavab beş ilə yeddi gün arasında bir yerdə olduğu ortaya çıxdı. 2011-ci ildə layihəni başa vurduğum zaman adi 8 düymlük f / 4 Newtonian ilə Barnardın Ulduzunun bir gecədən digər gecəyə doğru hərəkətini görə bildiyimi gördüm!

Düzgün hərəkət ( = mu)

RA: -0.79871 arcsec / il
Dek.: 10.33777 arcsec / yr

Paralaks (p = pi)

0.5454 0.0003 arcsec

5.98 0.003 işıq ili

10 milli-arc saniyə. Bütün müşahidələr boyunca yaxşı gecələr də, pislər də r.m.s. səhv 22 mas, HST ölçmələrinə əsaslanan bir modellə bütün pozların uyğunlaşdırılmasında ortalama səhv 43 mas idi.

2011-ci ildə Astronomiya Elmləri Cəmiyyətində (SAS) bu Barnardın Ulduz layihəsi ilə bağlı bir məruzə etdim və bir sənəd təqdim etdim. Bunları yükləyə bilərsiniz:

2010 Şimal-şərq Astro Görüntüləmə Konfransında təqdim olunan bir Powerpoint müzakirəsi də göndərdim. Bu söhbət astrometrik ölçmələri necə apardığım barədə faydalı məlumat verir.

Barnardın Ulduzuna necə başladım.

Barnard's Star, Ophiuchus'ta, beta Ophiuchi'nin bir neçə dərəcə şərqində, IC4665 açıq qrupunun yanında yerləşir. Görmə qabiliyyəti onuncu böyüklükdə bir ulduzdur.

İlk müşahidə qrupunu 2009-cu ilin iyun / iyul aylarında dörd gecə Alpaka Çəmən Rəsədxanası və Şam Dağı Rəsədxanasından apardım. Alpaca Çəmənliklərində 8 düymlük f / 4 Newton reflektoru və ParaCorr koma düzəldicisi və Pine Dağı'nda Celestron 11 düymlük f / 10 EdgeHD istifadə etdim. Hər iki saytda da QSI 532ws CCD kameramı fotometrik V filtrlə istifadə etdim. AIP4Win v2.3.11 (beta) istifadə edərək, debug rejimində müşahidələr azaldıldı, çünki məşq AIP4Win proqramında görüntü məlumatlarının azaldılması və yeni xüsusiyyətlərin ayıklanması üçün ikili məqsədlərə xidmət edirdi.

Diqqətli astrometrik ölçmələr aparmaq üçün USNO UCAC2 kataloqundan 11 referans ulduzu seçdim. Hər bir ulduz zəif fon ulduzlarından kifayət qədər yaxşı təcrid olunmuşdur və reflektor və SCT ilə çəkilmiş şəkillərdə mövcuddur. RA və Dec-də astrometrik qalıqların hər ikisi 0,1 ars saniyəyə yaxın idi. İstinad ulduzları aşağıda göstərilmişdir:

Barnardın ulduzu: 17h 57m 47.98 + 04d 43 '15.5 (J2000) 2009.646 müşahidə dövrü

Barnardın Ulduzu mərkəzdəki parlaq obyektdir. Bu görüntü, Pine Dağı'nda iki gecə boyunca fərqli rəng filtrləri istifadə edərək 11 düymlük EdgeHD-dən çəkilmiş cəmi 48 şəklin cəmlənməsi ilə hazırlanmışdır. Astrometriya üçün istifadə olunan hər bir görüntüdən daha zəif ulduzları göstərir.

Nəhayət, Böyüyənlik Ölçmə Alətinə yeni əlavə olunmuş yeni bir xüsusiyyətdən istifadə edərək dörd Yay Çalıştayı gecəsindəki bütün görüntülərdə astrometriya etdim. Hər şəkildən, hətta izləməsi çox zəif olanlardan da istifadə etdim. Nəticələr bir Excel qrafasında ümumiləşdirilmişdir:

Barnardın Ulduzunun şimala və qərbə doğru hərəkəti süjetdə aydın görünür. Şimala doğru hərəkət demək olar ki, tamamilə düzgün hərəkət sayəsində qərbə doğru hərəkət və trigonometrik paralaks səbəbiylə hərəkətdir. Önümüzdəki aylarda bu hərəkətin dayanacağını və sonra tərs dönəcəyini gözləyirdim.

Vixen R200SS teleskopu ilə Alpaka Çəmənliyindən daha iki gecə qərarı aşağıdakı hərəkət qrafiki uzadır. 16/17 avqust tarixində V filtrlə 24/24 avqustda hər biri 50 saniyəlik 20 görüntü çəkdim, V filtrini istifadə edərək hər biri 30 saniyəlik başqa 20 şəkil çəkdim. Avqust AIP4Win v2.3.15 (beta), Bütövlük Ölçmə Alətində bir sıra görüntülərdən koordinatları ölçməyi asanlaşdıran yeni funksiyalara sahibdir.

Əlavə olaraq, şəkillərin çəkilməsinə daha çox diqqət yetirmək, xüsusilə daha yaxşı fokuslanmanı təmin etmək və daha yaxşı izləmə əldə etmək, cədvəldə kəmiyyətcə göstərildiyi kimi və keyfiyyətcə hər biri üçün sahədəki fərdi nöqtələrin sıx bir şəkildə yığışdırılması ilə olduqca kiçik standart sapmalarla nəticələnmiş kimi görünür. iki gecə.

Bir Yay Müşahidələrindən Sonra Nəticələr.

2009-12-12-ci ilədək Ophiuchus gün batmasına qərq olmuşdu, amma aşağıda göstərilən süjetdə göstərilən çoxlu müşahidələr gecəsi topladım. Soldakı döngə, Yerin öz orbitinin ətrafında hərəkət edərkən baş verməli olduğu şeydir. Ulduzu fevral və ya mart aylarında səhər qaranlığından görünəndə səhər səmasında götürəcəyimi ümid edirəm.

Bu nəticələr çox ürəkaçandır. 2010-cu ilə qədər Barnardın Ulduz müşahidələrini davam etdirdim və 2011-ci ildə Big Bear, CA-da keçirilən SAS iclasında ilkin nəticələrimi təqdim etdim.


ASTRONOMİYA və texnologiya

Müəllif hüquqları 1989-cu il, William A. Manly
H M I Məsləhətçi
5908 W Pleasant Ridge Road
Arlington, TX 76016
Bu müəllif hüquqları bildirişi silinməməlidir.
Şəbəkələr vasitəsilə sərbəst paylana bilər
əlaqə vaxtından başqa heç bir ödəniş yoxdur.

Originaly StarText-də təqdim olunur
Fort Worth Star-Telegram məlumat xidməti
Fort Worth, Texas

# # # # # # # # # # # # # # # # # # # # # # # # # # # # # # # # # # # # # #
| Bu birləşmiş şərh, pedaqoji və məlumat sütunu, |
| mövzular özlərini müəllifə tövsiyə etdikləri kimi nəşr olunur. Mövzular |
| hal-hazırda & # 8220; xəbərlərdə, & # 8221; ancaq yetərincə izah olunmayanlar və ya | ola bilər
| ictimaiyyətə təqdim olunan müxtəlif xəbər məqalələrində və ya |
| mövzu ümumi maraq doğuran bir mövzu ola bilər, amma nədənsə |
| qəzet və ya tel xidmətləri tərəfindən götürülməmişdir. E-poçt |
| məktublar dəvət olunur və seçilmiş məktublar və ya alıntılar | olacaqdır
| nəşr edilmişdir. Mövzu ilə bağlı müraciətlər diqqətlə nəzərdən keçiriləcəkdir. |
| Başlıqdan da göründüyü kimi, mövzu elm və | ilə məhdudlaşır
| & # 8220hard & # 8221 elmləri, riyaziyyat, mühəndislik, |
| və bioloji elmlər. Kompüter elmləri daxildir, ancaq hörmət |
| artıq yerləşdirilmiş bir çox kompüter sütununa verilir. |
# # # # # # # # # # # # # # # # # # # # # # # # # # # # # # # # # # # # # #

Bu həyəcan verici astronomik kəşflər üçün bir zamandır. Haqqında yazmaq istəyirəm
bunlardan bəziləri, amma qazmağı doğru aparsam, tamaşaçıların bir qismi görə itiriləcək
əsas anlayışlarla tanış olmamağa. Hamımızın üzərində olduğumuz üçün
eyni dalğa boyu (belə deyək), bəzi əsaslarını nəzərdən keçirək
astronomik tədqiqat.

Əvvəla, astronomiya (astrologiya deyil!) Özünəməxsus bir elmdir. Belədir
özünəməxsus gördüyümün heç bir elm olmadığını müdafiə etdi. Elm
ümumi fəaliyyət kimi müəyyən edilir:

2. fərziyyələr qurulur,

3. fərziyyələrdən proqnozlar verilir və

4. təcrübələr aparılır.

Təcrübələrin nəticələri hipotezin düzəldib-edə bilməyəcəyini izah edir
proqnozlar. Bir proqnoz səhvdirsə, bütün proses təkrarlanır,
yeni fərziyyələrlə. Hipotez davamlı olaraq yaxşı proqnozlar verdikdə,
bir nəzəriyyəyə yüksəldilir.

Astronomiya özünəməxsus bir elmdir, çünki heç bir təcrübə apara bilməz. O
yalnız müşahidələr aparıb fərziyyələr qura bilər. Astronom əgər
şanslı, təbiət onun üçün təcrübə keçirəcəkdir (çox azdır)
astronomiyada qadınlar). Əsasən, astronomik fərziyyələr belə qurulur
yeni müşahidələrin hipotezi sınayacağı bir yol. Bəzən
müşahidələr dəqiqləşdirilməli və ya yeni müşahidə metodları inkişaf etdirilməli və ya
icad edilmişdir.

Astronomiyanın çox maraqlı və ləzzətli bir xüsusiyyəti budur
həvəskarlar buna faydalı töhfələr verə bilərlər və edə bilərlər. Bu, demək olar ki, doğrudur
müasir dövrdə başqa bir elm yoxdur.

NECƏ MÜŞAHİDƏLƏR YAPILIR? Müşahidələr hazırda yalnız iki şəkildə aparılır:

1. verilən elektromaqnit şüalanmanın qarşısını almaq və ölçməklə
yerdən kənar obyektlər tərəfindən və ya

2. varlığını ələ keçirmək və ya nəticə çıxarmaq və etməklə
bu cisimlər tərəfindən verilən maddə hissəcikləri üzərində ölçmələr.

Bəzi astronomlar cazibə radiasiyasının ölçülməsi üzərində də işləyirlər, lakin
hələ alətlər kifayət qədər həssas deyil və heç bir ölçü yoxdur
hazırlanmışdır. Daimi cazibə sahələri haqqında nəticə çıxarılır, lakin ölçülmür
birbaşa. Əksər astronomlar həqiqətən baxmaq üçün çox az vaxt sərf edirlər
teleskoplar vasitəsilə. Bəziləri heç vaxt etmir.

Görünən və.-İn dəhşətli ölçüsünü şişirtmək mümkün deyil
ölçülə bilən kainat. Konvensiya üsulları o qədər böyükdür
məsafə ölçmələri pozulur və astronomlar inşa etməyə məcbur olurlar
digər metodlar. Bu digər üsullar asanlıqla kalibrlənmir və bunlardan biri
tədqiqatın əsas istiqamətləri məsafənin daha yaxşı kalibrlənməsini əldə etməkdir
ölçmə. Digər ölçmələrin demək olar ki hamısı dəqiqlikdən asılıdır
məsafə ölçmələri, buna görə bu birinci dərəcəli əhəmiyyətə malikdir.

Mil və ya kilometrlərlə edilən adi ölçülərimiz (KILL-uh-MEET-urs, yox
kill-OM-uh-ters ilə tələffüz standartlaşdırmaq üçün
millimetr, santimetr və dekimetr) bu qədər böyük rəqəmlər verir
astronomlar üçün belə mənasız olduqlarını. Yer haqqında
Ekvatorda ətrafı 25.000 mil, ancaq ay on qatdır
Yerdən məsafə və Günəş 93.000.000 mil məsafədədir. Kimi
astronomik cisimlər gedir, Günəş və Ay dünyaya olduqca yaxındır.
Bir kilometr 0.6213711 milə bərabərdir.

İşığın sürəti kainat boyu bir sabitdir və (biz hərarətlə)
ümid edirəm) bütün vaxt ərzində də. İşığın anında səyahət etdiyi görünür
bir yerdən digərinə, çünki bu qədər sürətlə gedir, lakin sürət sonludur və
ölçülə bilən. İşıq təxminən 3 & # 21510 ^ 10-da hərəkət edir (10-cu gücə 10 dəfə 3 dəfə 10 və ya
Saniyədə 30.000.000.000) santimetr və ya saniyədə təxminən 186.000 mil.
Beləliklə, Yerdən Aydan sıçrayan bir radar dalğası təxminən 2,5 alır
oraya və geri getmək üçün saniyə, günəşdən gələn işıq təxminən 8-1 / 3 çəkir
Yerə çatmaq üçün dəqiqə. Beləliklə, işığın gəlməsi üçün vaxt lazımdır
& Buraya olan məsafənin faydalı bir ölçüsüdür. & # 8220
Voyager Neptunda idi, şəkillərin gəlməsi təxminən 4-1 / 2 saat çəkdi
burada ötürüldükdən sonra. Bu (indiki) ən kənar idi
Bildiyimiz planetlər, amma əslində Günəş Sistemimiz daha da uzanır
bundan daha çox. Buna baxmayaraq, Günəş sistemindəki məsafə ölçmələri
rahat şəkildə işıq saatları, işıq dəqiqələri və ya işıq saniyələrində hazırlanır. Məna
radar astronomiyası ilə ölçülən Yerin Günəşdən məsafəsi deyilir
ASTRONOMİK ÜNİT və 1.495985 & # 21510 ^ 8 kilometr standartlaşdırılıb. Bu
Günəş Sistemimizdə məsafələrin ifadə edilməsində geniş istifadə olunur.

Ulduzumuza ən yaxın qonşu ulduz (Günəş) olaraq bilinən üçlü bir sistemdir
Alpha Centauri və 4.3 işıq İLİ məsafədədir. Təxminən var olduğundan
Bir ildə PIx10 ^ 7 (PI = 3.14159 & # 8230) saniyə (bilirəm ki, axmaqdır, amma
onu çoxaltın və% 0.4-dən az səhvdir və çox diqqətəlayiqdir
təsadüf), bunun 5.86 & # 21510 ^ 13 mil olduğu ortaya çıxır
anlaşılmaz dərəcədə çox sayda mil. Gəlin işıq illərinə qayıdaq.

İndi belə məsafələri necə ölçürük? Özümüzə bənzər bir şey istifadə edirik
durbin görmə. Gəlin bunun necə işlədiyini görək. Qolunuzu uzadıb saxlayın
baş barmağınızı yapışdırın. Sol gözü bağlayın və görünən vəziyyətdə deyil
Baş tərəfdən divarın üstündə. İndi baş barmağınızı gəzdirmədən açın
sol göz və sağ gözü bağlayın. Baş barmağın mövqeyi dəyişir kimi görünür
divarın bir yerindən digərinə. Bucağı ölçsəniz
divardakı bir yerdən digərinə, sizin üçün
gözlər və bir göz şagirdi ilə digər göz şagirdi arasındakı məsafəni bilirdiniz
gözlərinizdən məsafəni hesablamaq üçün trigonometriyada sadə bir problem
baş barmağın Yenə də bu bir az axmaqdır, amma prinsipi göstərir
istifadə olunur. Prinsip PARALLAX kimi tanınır.

Ölçmə və istifadə olunan optik alətlərdən istifadə etməyə cəhd edilə bilər
hərbi. Bu alətlərdə göz-göz məsafəsi təsirli olur
uzun məsafələr üçün daha yaxşı bir qətnamə əldə etmək üçün bir neçə metr yayılmışdır.
Bu astronomik iş üçün kifayət qədər böyük deyil. İki teleskop istifadə etsək,
yerin hər tərəfində bir, bir az daha paralaks əldə edə bilərik, amma bu da
əksər ulduzlara qədər məsafələri ölçmək üçün kifayət deyil. Nə edilirsə istifadə etməkdir
Yerin Günəş ətrafında olan orbitdə olması və bununla da bir məsafə
yerin Günəşdən iki qat məsafəsi (Yerin diametri & # 8217s orbit
və ya 186 milyon mil) mövcuddur. Bu məsafədən istifadə etmək və götürmək
altı aylıq aralıklı fotoşəkillər, bəzi ulduzların paralaks olduğunu görə bilərik
içində ölçülə bilən bir qövsün onda birinin əmri ilə
fotoşəkillər. PARSEC adlanan yeni bir məsafə miqyası təyin olunur. Bu
1 saniyə qövs paralaksı göstərsəydi, bir obyektin məsafəsi olardı
Yerin orbitinin diametrinə bərabər bir göz məsafəsi ilə.
Bu məsafə işıq ili boyunca cüzi bir irəliləyişdir və bərabərdir
3.26 işıq ilinə qədər. Kiloparsek (1000 parsek) və meqaparsek (1) terminləri
milyon parsek) də istifadə olunur.

Alpha Centauri shows a parallax of about 0.75 seconds, and is thus about 1.33
parsecs away. Distances out to about 30 light-years can be determined to
good accuracy with direct parallax, and to fair accuracy out to 100
light-years. The limit is about 300 light-years. These are not up-to-date
numbers, but they probably won’t be improved by a great deal until the Hubble
Space Telescope is in operation, or until we can place telescopes in orbit at
the outer reaches of the solar system.

The astronomers made some parallax measurements this way, but now they knew
that they were in deep trouble, because only a few stars in the sky show any
measurable parallax at all. Most objects in the sky, including the majority
of those in our own Milky-Way Galaxy, show none. Some other characteristics
of stars began to become important as distance calibrators.

In the early part of this century, several things came together. Newton had
experimented with a triangular prism, which splits light into its spectral
components (by frequency, wavelength, or color). This principle was
developed into a SPECTROGRAPH, which could be used to make accurate
measurements on light, and was used in both chemical analysis and astronomy.
It was noted that for nearby stars, where the distance had been measured by
parallax methods, that the color, or spectral class, of a star corresponded
with its absolute magnitude (intrinsic brightness), or luminosity (brightness
with respect to our own Sun).

Independently, Ejnar Hertzsprung (as an amateur in Copenhagen in 1905), and
Henry Norris Russell (at Princeton University in 1914), discovered that a
very general plot of brightness as a function of color could be made of most
of the observable stars. Hertzsprung had published in 1905, but in a
semi-popular journal of photography, and Russell had no way of knowing about
o. This diagram is known as the Hertzsprung-Russell Diagram, or more
simply, the “H-R DIAGRAM.” After this relationship had become calibrated
using stars whose distance had been measured by parallax, it could be used to
determine the distance of similar stars which were farther away. All that
was needed was to measure the color of the star, and the apparent magnitude
(brightness). Then a simple calculation gave the distance as a multiple of
the distance of the similar star.

The H-R Diagram extended the distance measurements to cover most of our own
galaxy, but there were a lot of fuzzy objects in the sky which were thought
by some to be clusters of stars. These fuzzy objects were thought to be so
far away (there was a big argument about this!) that individual stars could
not be measured for brightness or spectral class.

At the Harvard Observatory, a woman by the name of Henrietta Swan Leavitt
(always known in the literature as “Miss Leavitt”) had been put to some very
dull work, starting in 1902. She tediously measured the characteristics of
stars and entered them into giant catalogs. She discovered 2400 double
stars, which were as many as had been previously known. She became
interested in variable stars, which seemed to be in several groups, or
classes. She was particularly interested in a class called the “CEPHEID
VARIABLES” (see’-fee-id) named for the constellation Cepheus in which the
first examples had been discovered.

The observatory director, William Henry Pickering, had established an
observatory in Peru in 1891, and Leavitt went down there to observe some of
the objects in the southern skies. In 1912, she was studying the Magellanic
Clouds, which are clusters of stars located outside our own galaxy. It was
then that she made the discovery which has placed her likeness in every
history of astronomy written since that time. All the stars in the
Magellanic clouds are at about the same distance away from us. She found a
number of Cepheid variables in these clouds, and noticed that there was a
relationship between their period of variability and their apparent
brightness. Since they are all nearly the same distance away, the
relationship holds with their intrinsic brightness as well. She had
serendipitously discovered another possibility for extending the distance
scales!

Now the only problem was, that none of the Cepheid variables in our own
galaxy were close enough to measure by the method of parallax. What they did
was to find small associated groups of stars, such as globular clusters,
which contained Cepheid variables and other stars which were on the H-R
Diagram. The distance was then calibrated by the H-R Diagram, then this
distance calibrated the absolute brightness of the Cepheid, which was at
about the same distance. The Cepheids could then be used to find the
distance of some of the nearby galaxies. When this was done, the nearby
galaxies were found to be so far away that many eminent astronomers refused
to believe the measurements, insisting that there must have been some
mistake. The Magellanic Clouds were found to be about 800,000 light-years
away, and the nearest full-size galaxy, the Great Spiral Galaxy in Andromeda,
is 2.5 million light-years away.

The maximum diameter of our own Milky-Way Galaxy is estimated at about
100,000 light-years, and the maximum diameter of the Andromeda Galaxy is
estimated to be some 150,000 light-years. These are only approximate
figures, as the galaxies do not have a sharp boundary, but just dwindle
slowly away at the edges.

One has to go below the equator to get a look at the Magellanic Clouds, which
were discovered by Ferdinand Magellan in his voyages. They are obviously
“naked-eye” objects. Almost everyone has seen a photograph of the Great
Galaxy in Andromeda (designated “M31”), but unless you are quite familiar
with the heavens, you probably don’t know that this is also a naked-eye
object. It has an apparent magnitude of about 5, so it is quite dim. One
must be away from sources of earthly light and the night should be very dark
(no moon). Right now (December), this object is high in the night sky, North
of directly overhead. In its full extent, it extends 6.5 times the diameter
of the full moon. The bright central bulge is twice the moon’s diameter, and
it is a glorious sight to see. With binoculars or a small telescope it is
easily observed, though the magnification should be low, using only the
light-gathering capability of the optics.

It was quite a jump of the imagination for everyone to get used to the change
from “nebula,” which is what the galaxies had been called, to such names as
“galaxy,” “galactic nebula,” “island universe,” and the like. Once that had
been accomplished, the astronomers were still faced with the distance
problem. The distance scale had been extended so that the distances to the
nearby galaxies could be measured by finding Cepheid variables in them, but
individual stars could not be distinguished in galaxies which were farther
away.

Along came a gentleman named Edwin Powell Hubble, a lawyer who had quit his
law practice and gone into astronomy. He worked three years at Yerkes
Observatory (Lake Geneva, Wisconsin) before the First World War. O
volunteered as a private in the war, served in France, and returned as a
major. After the war, he accepted a job at the Mount Wilson Observatory in
California, where he remained for the rest of his life. He had at his
disposal the 100 inch telescope at Mt. Wilson, which was the largest in the
world at the time. He became interested in the “nebulae,” many of which had
been systematically observed and catalogued by Charles Messier (“Messier” is
where the “M” in “M31” comes from) in France, a century and a half before.
Some of these were clouds of gas and dust in our own galaxy, but after the
identification of the Magellanic Clouds as being outside our own galaxy, the
question remained as to whether any more of these nebulae could be identified
as being extragalactic. Hubble turned his large telescope upon the Andromeda
Galaxy. Some novae (exploding stars) had been observed in M31, but no
ordinary stars. Finally, Hubble and the giant telescope were able to make
out ordinary stars there. He showed that some of the stars were Cepheid
Variables, and using the period-luminosity law of Leavitt (expanded by Howard
Shapley), he was able to calculate that the Andromeda Galaxy was some 800,000
light-years away. Twenty years later, this was found to be an underestimate,
and the distance now is given as 2.5 million light-years.

Hubble classified these “extragalactic nebulae” according to shape, and
suggested that they be called “galaxies.” We now know that there are tens of
billions of these galaxies in the visible universe. Hubble found that
certain shapes of these galaxies seemed to have a constant size, and thus
their apparent size gave some indication of their distance, along with
whether or not any stars could be seen in them. His greatest discovery was
an analysis of the radial velocities of these galaxies (velocity going
directly away or toward the observer) which had been measured by Vesto Melvin
Slipher at the Lowell Observatory, using the Doppler-Fizeau effect. Bu
effect is best known for changing the pitch of a train whistle. The pitch
rises as the train comes toward the observer, then falls as it passes and
goes away. The frequency and wavelength of light changes in exactly the same
way. There are certain well-known lines in star spectra which can be
compared to lines from elements at rest with a spectrograph, and the change
of wavelength (or color) can be exactly measured. This change of wavelength
can be directly used to calculate the radial velocity of the galaxy. A shift
of color toward the red indicates that the galaxy is going away from us a
shift toward the blue means that it is coming toward us.

Hubble noted that the nearby galaxies might be going in either direction, but
as the galaxies became smaller and fainter, the shifts indicated that they
were all going away, and the smaller and fainter the galaxy, the greater the
red shift of the light from the galaxy. Hubble suggested that the velocity
of these galaxies was proportional to their distance from us, and this would
indicate that the universe was expanding. This idea of an expanding universe
had already been theorized by Willem de Sitter, a Dutch astronomer, who had
pointed out that Einstein’s equations in the General Theory of Relativity
could be interpreted to mean that the universe was expanding. Einstein had
seen the possibility, but had inserted a “cosmological constant” into his
equations to prevent this, thinking that an expanding universe made no
philosophical sense. Einstein later admitted that this was the greatest
mistake of his whole life. The universe was indeed expanding. Just how
much, was the problem.

Here was the difficulty: the nearby galaxies were the only ones in which the
distances could be measured, using the Cepheid variables or others (some
other stars had also become yardsticks by then). The local group of galaxies
seemed to be in random, almost turbulent motion, so that they were of not
much use for calibrating the cosmic red shift. As was mentioned, some of
them were even moving toward us. It would have been nice if all galaxies
were of all the same size, but there were many types and sizes. One could
pick a particular type of galaxy, and the sizes had a smaller spread, but
there was no guarantee that they were of all the same size. Hubble made a
choice and did some calculations, but his choice was poor due to all the
uncertainties, and his calculated value of red shift as a function of
distance, disturbed almost everyone.

You see, the choice of the “HUBBLE CONSTANT” also determined the age of the
universe. Since the farther out we look, the faster the objects are
receding. Eventually we will get to the point where the relative speed is
equal to the speed of light. Beyond this point we can not see anything,
since the light never gets here, and a consideration of Einstein’s Relativity
says that anything beyond that point has always been out of any kind of
communication with anything here. It might as well be in another universe,
and that is exactly how we treat it. Where the recession equals the speed of
light, we call this the end of the observable universe. If we go back in
time, this end of the universe gets closer to our position, until at some
time in the distant past, the universe has contracted into a point. We have
actually calculated the age of the universe, by determining the value of the
Hubble Constant! When Hubble did this, he calculated an age of two billion
years, which was too short for the geologists. They were certain from
measurements on rocks that the Earth was at least three billion years old.

Since that time, the geologists have refined their calculations, and so have
the astronomers. The present value for the Hubble Constant gives the age of
the universe somewhere between 10 and 20 billion years, with a most probable
value of about 13-15 billion years. Thid agrees well with the age of the
universe determined by other means:

– by the oldest globular clusters in the galaxy: 7 to 20 billion years

– by stellar abundance of radioactive elements: 10 to 15 billion years.

The geologists think that the earth is about 4.5 billion years old, so they
are happy. The cosmologists are busy working out theories which should
explain this age, why the universe is expanding (or why it appears to
expand), how the galaxies formed, why they are distributed the way they are,
why the composition of the universe seems to be the way it is, and a number
of other items. Every time a new theory comes out, the astronomers run to
their telescopes or other measuring instruments and make measurements. The
measurements usually shoot down the whole theory or at least part of it. The
theorists go back to the “drawing board” and the cycle starts afresh. These
are very exciting times indeed, in the astronomy-cosmology community!

Bibliography – these sources were consulted for this article:

1. HANDBOOK OF PHYSICAL CALCULATIONS, Second Edition, Jan J. Tuma,
McGraw-Hill, 1983.

2. Van Nostrand’s SCIENTIFIC ENCYCLOPEDIA, Fifth Edition, 1976.

3. ASIMOV’S BIOGRAPHICAL ENCYCLOPEDIA OF SCIENCE & TECHNOLOGY, Isaac Asimov,
Doubleday, 2nd edition, 1982.

4. BURNHAMS’S CELESTIAL HANDBOOK, Robert Burnham Jr., Dover, 1978.

5. THE RANDOM HOUSE DICTIONARY OF THE ENGLISH LANGUAGE, unabridged edition,
1971.

6. ASTRONOMY, Fred Hoyle, Crescent Books, 1962.

7. ASTRONOMY, Donald H. Menzel, Random House, 1971.

8. MCGRAW-HILL ENCYCLOPEDIA OF ASTRONOMY, Sybil P. Parker, Editor-in Chief,
McGraw-Hill 1982


New Horizons Parallax Program Gears Up

Back in January — and boy does that seem like another era — I wrote about the plan to look at two nearby stars with the help of the New Horizons spacecraft as well as observations from the general public. If you’d like to get involved, there is still time, but the date is fast approaching. Amateur equipment and digital cameras have reached the point where astronomy at a very high level can be conducted from small observatories and even back yards. Here’s another chance to make the case for the value of such work.

Tha planned observations take advantage of parallax, the apparent shift in position of nearby stars as measured using the radius of the Earth’s orbit. Friedrich Bessel’s groundbreaking work on stellar distances involved taking such measurements to calculate the distance of 61 Cygni, all this back in 1838. The apparent shift of the star against background stars allowed him to peg 61 Cygni’s distance at 10 light years, reasonably close to the modern figure of 11.4.

New Horizons gives us a baseline extending all the way to the Kuiper Belt. By the time we take the upcoming observations of Proxima Centauri and Wolf 359, the spacecraft will be 46 times farther from the Sun than Earth (some 8 billion kilometers out). Combining the New Horizons data with Earth-based images made on April 22 and 23 will yield a record-setting parallax measurement as the two stars seem to shift in position against the background.

“These exciting 3D images, which we’ll release in May, will be as if you had eyes as wide as the solar system and could detect the distance of these stars yourself,” said New Horizons Principal Investigator Alan Stern, of the Southwest Research Institute, Boulder, Colorado. “It’ll be a truly vivid demonstration of the immense distance New Horizons has traveled, and a cool way to take advantage of the spacecraft’s unique vantage point out on the very frontier of our solar system!”

Şəkil: This figure illustrates the phenomenon of stellar parallax. When New Horizons and observers on Earth observe a nearby star at the same time, it appears to be in different places compared to more distant background stars — this is because New Horizons has traveled so far out in space that it has to look in a different direction to see that star. The small images below Earth and New Horizons show each unique view. Note that the farther-away background stars stay in the same place, but the nearby star appears to move between the two vantage points. Credit: Pete Marenfeld, NSF’s National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory.

Those wishing to participate will need a camera equipped telescope with 6-inch aperture or larger. To learn more, click here. Proxima Centauri is 4.244 light years away, a distant companion to the primary Centauri A and B stars. It’s also at quite a large angle in the sky from Wolf 359, making both stars a useful reference as the team explores autonomous interstellar navigation. Robotic missions within the Solar System have used optical imagery for navigation before, but New Horizons takes the technique into interstellar trajectories as it heads out ever deeper into the Kuiper Belt. Thus New Horizons science team member Tod Lauer:

“For all of history, the fixed stars in the night sky have served as navigation markers. As we voyage out of the solar system and into interstellar space, how the nearer stars shift can serve as a new way to navigate. We will see this for the first time with New Horizons.”

Şəkil: This figure, by New Horizons contributing scientist Brian May, shows the parallax as an effect of New Horizons’ travels deeper into the Kuiper Belt. Traditionally, parallax is measured as the Earth orbits around the sun. The two lines at left show the lines of sight from Earth to the star on either side of Earth’s orbit. This causes a small shift in the position of the nearby star compared to more distant stars. New Horizons is so far away that a much larger shift in the line of sight to the star occurs. Credit: Brian May.

As for Wolf 359, it’s a red dwarf 7.9 light years away in Leo. You may recall numerous science fiction references to the star, ranging from “Wolf 359”, an episode on the 60’s TV show The Outer Limits to Harry Harrison’s Captive Universe (1969), a generation ship novel, and a double episode of Star Trek: The Next Generation. More recently, there is the Hugo nominated Ken MacLeod short story “Who’s Afraid of Wolf 359?”

While Proxima Centauri is not visible for most northern hemisphere observers, Wolf 359 should be observable from both hemispheres with telescopes of sufficient aperture. Star charts of the Wolf 359 and Proxima Centauri fields are available at the project site.

Bu giriş haqqında şərhlər bağlıdır.

Is there a plan to go beyond this first demonstration to make a better measurement of a useful astrophysical object such as a Cepheid variable? The project page doesn’t say. These stars are further distant and a more exact distance measurement could perhaps contribute to refining the cosmic distance scale.

You wondered if this project might attempt to observe parallaxes of Cepheid variables. This is not a project intended to produce real science. It’s just for fun, for public relations. The resolution of the imagers on New Horizons is very low compared even to modern backyard telescopes. While it’s true that the Earth-NH baseline of nearly 50AU will be about 25 times longer than the usual Earth orbit baseline (2AU) for parallax observations, the low resolution completely cancels out that advantage. Compare with the Gaia spacecraft, currently in orbit and reaching the end of its mission. It was designed to observe parallaxes, and it is observing with a resolution something like 10,000x higher than can be achieved using New Horizons images, and it is observing over one billion stars. Parallaxes obtained from New Horizons have nearly zero research value. It’s a nice demo of the earliest parallax observations from the 19th century, now using a very long baseline which can be easily visualized and may provide nice visualizations for students. It’s “play” science, and that’s all.

I feared as much. I know the optics aren’t suited to this task but I thought if they “played” with a bright Cepheid it would inspire substantive interest rather than a brief (more like, non-existent) publicity stunt. Just like the Voyager and Pioneer probes that can be extended to so limited science well beyond their primary missions simply due to where they are. Imagine if even a small and speculative experiment were added to these deep space probes.

I guess that in terms of ultra high precision astrometry – including for extra galactic Cepheid variables – why bother with NH when Gaia is :

1/ Bespoke
2/ Much nearer and more potent and
3/ Cheaper.

Unlike New Horizons and Alan Stern’s best efforts , Gaia also has planets amongst its objectives.

Actually, NH is cheaper ($700M vs $1B for GAIA).

Depends to a degree on the €/$ exchange rate. Which currently favours the dollar. New Horixons is a New Frontiers mission which when allowing for launcher, development and systems engineering /operations costs, tops out at just over a $1 billion. More still for its already substantially extended mission to Arrokoth and beyond.

With a hugely inferior data return. Tens of Gigabytes versus terabytes..

Don’t get new wrong , minor planet / KBO science has an important part to play . But in terms of astrometric capability we are comparing a first day Paduan to Yoda.

The goal is not to measure precise distances, but to demonstrate the concept of parallax vividly in a way that cannot be done otherwise, as well as to demonstrate interstellar navigation, and simply how far NH has gone. No one has ever shown the stars shifting in position because the spacecraft has traveled so far – it would be a shame not to capture that. As superb as Gaia is it takes years to build the data set for analysis, one has to correct for proper motion, and the shifts are vastly too small to visualize by simply showing two images next to each other. Stellar parallax is always demonstrated in diagrams, not real images. We will fix that.

And space missions crucially have always had a public education/adventure component. Plenty of missions from Voyager, Viking, HST, Cassini, the various Mars rovers, Juno, have had demos to do something just for the fun of it. The famed “Pale Blue Dot” of Voyager had nearly zero scientific value, but an immense educational impact.

Well… let’s hope they get lucky and see something transit that wouldn’t be visible from Earth. (But honestly, I have no idea of the star’s rotation axis)

Well actually there could be real value in measuring the parallax for objects whose angular size is bigger than their parallax viewed by Gaia. The parallax to such stars can be screwed up by inhomogeneous atmospheres that move their photocentres, and repeated observations over years cannot really mitigate against this problem. A wider parallax base would give a much more accurate true parallax in these cases. Does anyone know what the positional precision of the New Horizons images are?

Hear, hear! Can we do a TAU-lite mission with NH?

Paradoxically, the current pandemic could aid these amateur observations as the lack of industry and attendant pollution haze is very much diminished allowing for much clearer night skies. It is a pity that this is being offset somewhat by the new swarm satellites like Starlink.

This reminds me of a mystifying news report I ran across, which said that light beams could actually be designed to bend in free space: https://phys.org/news/2019-10-free-space-data-carrying-bendable.html It cites other papers making similar statements. I’m afraid I never got deep enough into the physics to convince myself this was “real” bending as opposed to a “gimmick” only working in an enclosed lab environment.

By which I mean… if this is real, would it be conceivable for an Earth-based laser to be built to produce a “free-space, data-carrying bendable light communication system between arbitrary targets”, which would scan the sky in a circular area around the NH probe, such that all the bent light would veer out for some number of AU in any given direction, then come back into line with the craft and be registered successfully at NH’s detector … unless there were something like Planet Nine exerting enough gravity to disrupt the beam, or of course a small body blocking it directly?

You know, this objective could be a quite compelling argument (although probably not just by itself) to design, build, and launch interstellar probes. Such spacecraft, using imagers and astrometry instrumentation (among other instruments for examining their stellar and exoplanetary targets), could–in concert with Earth-based (and satellite-based) observations–provide high-precision data on (relatively) nearby stars’ positions, distances, directions, and velocities through space with respect to the Sun’s. Also:

In the 1960s, a star tracker probe (which would eventually reach and pass through another galaxy, after millions of years) was considered. A picture of a full-scale model of the probe design–with a photograph of the Andromeda galaxy in the space background–was included in a 1964 space encyclopedia book by Erik Bergaust.

I have spread the word about this citizen science project (starting with a link to this article in the notice message, which describes it) to several people I know, and I have also posted the notice message on “Ye Olde Rocket Forum” (see: https://www.oldrocketforum.com/showthread.php?t=18451 ). Hopefully these will attract more participants!

Here’s an extravagant suggestion for a solar system sized baseline parallax mission: Place GAIA next gen class solar orbiters out at Neptune’s L4 and L5 points. Just wishful thinking, but imagine the possibilities…

Better still put your next gen Gaia on steroids at the same locale as Gaia .

1: Be reached by a relatively small and cheap rocket launcher
2/ Reached by a small , simple and cheap on board satellite bus propulsion system
2/ Reached in just weeks rather than travelling over a decade timeframe twice that of its primary mission
2/ Requires only a straightforward solar array to provide its kilowatt level power supply

Use computers to generate the synthetic large AU baseline images to view the stars in 3D, or create 3D [4D?] models.

There isn’t as much advantage in this as you’d think. Not unless you are only interested in stars at right angles to the velocity of Neptune or are prepared to wait a lifetime for your parallax measurements.

News!
The SOPHIE search for northern extrasolar planets. XVI. HD 158259: A compact planetary system in a near-3:2 mean motion resonance chain.

6 planets in orbit around G0 star, orbiting from 4 to less then 15 million miles. Closet a super earth, the 5 others mini Neptunes but I doubt they look anything like Neptune.
https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2020/04/aa37254-19/aa37254-19-fig5.pdf

Paul, I wonder if you can give a write up on this system and how many other G class stars have similar extremely close in planets?

Yes, this one is interesting and on my radar.

A bit of wild speculation: signals from “elsewhere” showing stellar parallax of a star “of interest” with Sol in the background: the sender would be aware of the features of interest in that star, and would have the technology to widen their interpupillary distance.

Hi, I’ve taken images of Proxima Centauri at the requested time but I can’t seem to find a link to upload them. Do you have one?

Try Tod Lauer at [email protected] He’s the science team coordinator for the parallax project, and should be able to help.

Yeah, I have the same problem. Where to upload or send the pictures. And in which format?


Videoya baxın: Universe Size Comparison 3D (Dekabr 2021).