Astronomiya

Digər rəng indeksli bir Hertzsprung-Russell diaqramında bir ulduz qrupunun yerləşməsi

Digər rəng indeksli bir Hertzsprung-Russell diaqramında bir ulduz qrupunun yerləşməsi

Bu yaxınlarda B və I qruplarında NGC 884 klasterinin şəkillərini çəkdim və onlardan 30-ulduz seçdim. Veriləri rəng ölçüsü diaqramına saldım (I zolağındakı mütləq böyüklük $ M_I $ ilə (B-I) rəng indeksinə). İndi məndən bu qrupdan seçdiyim ulduzların Hertzsprung-Russell diaqramında harada yerləşdiyini və ulduzların təqribən yaşını təyin etməyim istənir.

Problemim aşağıdakılardır: tapa biləcəyim hər hansı bir İK diaqramı ya rəng indeksi əvəzinə effektiv temperaturda ifadə edilir, ya da rəng indeksindədir (B-V). Həm də (B-I) rəng indeksini deyil, yalnız (B-V) rəng indeksini istifadə edən effektiv temperatur üçün empirik düsturlar tapa bilərik.

Kimsə (B-I) rəng indeksindən istifadə edən İK diaqramını harada tapacağını bilirmi?


Mütləq sıfır və sıfır bir rəng (istənilən rəng) ilə ulduzlarınız A0 spektral tipdədir (tərifə görə). Bunu qarışdıra biləcək tək şey qızartı / yox olmaqdır.

Əgər nəzərəçarpacaq dərəcədə qızartma / yox olma varsa, ulduzlarınız daha parlaq və daha isti ola bilər (O / B ulduzları), ancaq məlumatlarınızdan xəbərdar etməyin bir yolu yoxdur.


Hertzsprung-Russell diaqramı

H-R diaqramının bir neçə forması var. Bir çox müşahidə tətbiqində mütləq vizual böyüklük, M V, şaquli ox və rəng indeksidir, B & # x2013V , üfüqi ox, rəng indeksi ilə əlaqəli, lakin spektral tipdən daha asanlıqla ölçülür. Bunlar rəng böyüklüyündə H-R diaqramları. Ulduzları eyni məsafədə olan bir klasteri araşdırarkən mütləq böyüklükdən çox aydın görünür. Digər tədqiqatlar effektiv temperatura qarşı bolometrik böyüklükdən istifadə edir nəzəri H-R diaqramları & # x2013 və ya rəng indeksinə qarşı parlaqlıq & # x2013 rəng parlaqlığı H-R diaqramları.

H-R diaqramı ulduz təkamülü tədqiqatlarında böyük əhəmiyyətə malikdir. Nəzəri hesablamalar əsasında əldə edilmiş diaqramlar, müşahidə olunan diaqramlarla yoxlanıla bilər. Bunlar ən parlaq ulduzlar üçün (təsvirə bax), günəş qonşuluğu kimi müəyyən bir ərazidəki ulduzlar üçün (əsasən kiçik sərin əsas ardıcıllıq ulduzları), nəbz dəyişənlər üçün, kürə qrupları və s. Üçün çəkilə bilər. İki geniş ulduz populyasiyası və # x2013 populyasiyaları I və II & # x2013, gənc bir açıq dəstənin (nəhənglər yoxdur), bir qədər yaşlı açıq qrupun (bir neçə nəhəng) və daha yaşlı bir kürə qrupunun (bir çox nəhəng və supergian) HR diaqramları ilə göstərilə bilər.

HR diaqramı həm ulduz qrupları üçün əsas ardıcıllıq uyğunluğu, həm də ayrı-ayrı əsas ardıcıllıq ulduzları üçün spektroskopik paralaks ilə məsafəni təyin etmək üçün istifadə edilə bilər, ulduzun spektral tipi diaqramdakı yerini təyin edir və bununla da mütləq böyüklüyünü və dolayısı ilə məsafəsini göstərir. modul.


B. ULDUZLARIN XÜSUSİYYƏTLƏRİ

ƏLAQƏ PARLAKLIQLARI (MAGNITUDES)

  • Astronomlar ulduzların parlaqlığını ölçülmüş bir versiyadan istifadə edərək ölçürlər böyüklük sistemi Yunan astronomu Hipparchus tərəfindən təxminən eramızdan əvvəl 130-cu ildə təqdim edilmişdir. Hipparx sıralanmışdır əvvəlcə ən parlaq olmaqla birinci-altıncı böyüklükdə görünən ulduzlar.

    Bu tərif nəticəsində 1 böyüklük fərq parlaqlıqda a uyğun gəlir amil axında 2.51.

İNTRİNSİK PARLAKLIQLAR (MÜTLƏQ MAGNITUDLAR VƏ LUMİNOZİYALAR)

  • Sadəcə müzakirə olunan böyüklük miqyası aydın ulduzların parlaqlığı --- yəni. yerdən necə göründüklərini. Bunlara aid deyil daxili parlaqlıq.

    Alpha Centauri (cənub yarımkürədə) ən yaxın ulduzdur. 1.3 məsafəsindədir parsek.

    A parsek Günəş yaxınlığında olan ulduzlar arasındakı tipik məsafələr üçün əlverişli bir vahiddir. Yerin orbitinin ölçüsü ilə müəyyən edilir. Bir parsek 3.1 x 10 13 km-dir (!), Günəşə olan məsafənin 206.000 dəfə və ya 3.25-ə bərabərdir işıq ili (bir işıq ili məsafə bir ildə işıq səyahətləri).

    Əksər ulduzlar 10 parsekdən çox məsafələrdə yatdıqları üçün mütləq böyüklükləri çoxdur daha parlaq görünən böyüklüklərindən daha çox.

İstiliklər

  • Ulduzlardan istifadə edərək ulduzların səth istiliyini ölçməyi öyrəndik elektromaqnit spektrləri, ilk dəfə 19-cu əsrdə fizik Kirchhoff tərəfindən edilən təcrübələrdən sonra.

      Pis Fəlsəfə Qeyd: Bir filosofun elmlə əlaqəli ən pis, lakin son, səhv proqnozlardan birinin təsviri üçün buraya vurun, bu halda edə biləcəyimiz iddiası heç vaxt ulduzların istiliyini bilmək.

    Elektromaqnit spektrinin arxa planı üçün ASTR 1210-un bu qeydlərinə baxın.

      (Bu həqiqət, təbii bioloji seleksiya prinsipi ilə birləşərək, gözlərimizin sarı-yaşıl işığa ən həssas olma səbəbini göstərirmi?).

    Kütləvi

      Ulduz kütlələri əsasən tətbiq olunmaqla ölçülür Newtonun hərəkət və cazibə qanunları bir-birinin ətrafında olan orbitdə olan ulduzlara, yəni. ikili və ya "ikiqat" ulduzlar.

    Newton göstərdi vaxt başqa bir cazibə orbitindəki hər hansı bir cisim tərəfindən bir orbiti ("dövr") tamamlamaq üçün alınan bu iki cismin birləşmiş kütləsi ilə əlaqədardır. Ölçərək orbital ölçüləri və dövrləri ikili ulduzların (və eyni zamanda bizdən olan məsafələrinin), buna görə kütlələrini təyin edə bilərik. 19-cu və 20-ci əsrlərin əvvəllərində bu tip tədqiqatlar üçün kiçik teleskoplardan tez-tez istifadə olunurdu.

    Hər bürcdə daha parlaq ikili ulduzların siyahılarını burada tapa bilərsiniz.


    Ulduz qrupları: Hər şey sadədir

    Kütləvi ulduz qruplarında ulduzların fırlanması və yaş yayılmasının əhəmiyyəti barədə qızğın mübahisələr ulduz dəyişkənliyini qarışığa ataraq daha isti oldu.

    Səssiz bir inqilab ulduz qrupu astrofizikasını əhatə edir. On il əvvəl, ulduz təkamülü tədqiqatları üçün statistik bir vasitə kimi istifadə edilə bilən kütləvi, yaxşı məskunlaşmış ulduz qruplarının meydana gəlməsini və təkamülünü başa düşdüyümüzə əmin olduq. Ortaq yaş və kimyəvi tərkibi ilə xarakterizə olunan ulduz qrupları, bütün ulduzlarının təxminən eyni zamanda eyni nəsil molekulyar qaz buludundan əmələ gəldiklərini nəzərə alaraq ‘sadə ulduz populyasiyaları’ hesab olunurdu. Etiraf etmək lazımdır ki, ən qədim qalaktik quruluş daşları olan kürə qrupları çoxsaylı ulduz nəsillərinə dair dəlillər sərgilədikləri bilinirdi 1, lakin bir neçə milyard yaşdan kiçik qrupların sadə modellərimizə tabe olduğu ortaya çıxdı. On il sürətlə irəliləyin və indi bilirik ki, ən yaxın qalaktikalardakı Magellan Buludlarıdakı 1-3 milyard yaşındakı ulduz qruplarının əksəriyyəti sadə bir şeydir. Həqiqətən, yazmaq Astrofizik Jurnal Məktubları, Ricardo Salinas və iş yoldaşları, pulsasiya edən ulduzların əhəmiyyətli bir populyasiyasının, bu cür qruplar içərisində ulduz təkamülü şərhimizə ölçülə bilən bir təsir göstərə biləcəyini göstərir.


    Digər rəng göstəricisi olan Hertzsprung-Russell diaqramında bir ulduz qrupunun yerləşməsi - Astronomiya

    Astronomiya - Onlayn laboratoriyalar


    Astronomiya laboratoriyaları üçün uyğun veb saytlar
    K0 bürclər CLEA Liftoff J-Track EAAE / ESO / AB Tədbiri Ulduz Parallax
    K1 Planetar hərəkət (Yupiter) Aya bir baxış Hipparcos: Təhsil mənbələri Kimya Wisconsin Spektroskopiyası
    (link işləmir)
    Dəyişən Ulduz - AAVSO
    K2 CLEA Fotometriya və Spektroskopiya laboratoriyaları Günəş görüntüləri ZEBU Virtual Laboratoriyası PC üçün UCSB RAAP Laboratoriyaları Günorta Müşahidəsi Layihəsi
    K3 CLEA - Mercury nəticələri MapBlast DLR Günəş spektri
    K4
    Düzgün hərəkət
    İkili Ulduzlar & amp; Təkamül animasiyaları Fermilab [email protected]
    K5 Çağı Ulduz qrupları

    Laboratoriya K0 BÖLGƏLƏR.

    Fotoşəkilləri bürclərin xəritələri ilə müqayisə edin.
    Ulduz xəritələrdə yalnız bir bürcün ən parlaq ulduzlarını görürsünüz. Bu aldadıcıdır, çünki ulduzlar əslində zəif ola bilər - məsələn. Ophiuchus və Kiçik Ursa və ya düşündüyünüzdən kiçik - Triangulum və Delphinus. Buna görə bürclər ilə necə tanış olmalısınız həqiqətən az işıq çirkliliyi olan bir göydəki kimi görün.

    Fotoşəkillər etiketlənmir, əksinə A-dan S-ə qədər hərflərlə yazılır.

    Laboratoriya K1 PLANETARY HƏRƏKƏTİ

    Məqsəd: Bu laboratoriya göstərir ki, (a) hərəkətləri bir neçə həftə / ay ərzində görünən planet (lər) in səmada "gəzmələri" (səma fonu ulduzlardan ibarətdir). Ulduzlar isə bir-birlərinə münasibətdə həmişə eyni mövqelərə sahibdirlər (Yerdəki paralaks və presessiya və ulduzun düzgün hərəkəti xaricində, bunu etdiyimiz kimi təsadüfi müşahidə üçün heç bir narahatlıq yoxdur).

    Planetlər: Yupiter və Saturn (2000-ci ilin yayında 2001-ci ilin yazına qədər), Yupiter (96-cı ilin payızında), Marsda (97-ci ilin yazında, yazında və payızında). Bu laboratoriya ümumiyyətlə Torosda Yupiter üçün yalnız 2000/01-də edilmişdir.

    Planetlərin işığını ulduzlarla müqayisə edərkən açıq bir fərq nədir? Bu fərq necə istehsal olunur?

    Qeyd: xahiş edirəm fotoları çap etməyin! Bu mürəkkəb itkisi olardı və nəticədə çap hər halda dəhşətli olacaq. Ekrandakı şəkillərlə bu onlayn laboratoriyaları edin.

    2000/01-ci ildə Torosda Yupiter və Saturn
    İyul_28, _Aug_6, 11 20 Avqust, _Sep_3, 24 20 Oktyabr, 29, _Nov_15 24 Noyabr, _Dec_6, _Can_3
    24 yanvar, 24, _Feb_12 Fevral_18, 22, _Mart_16

    Yupiterə hər bir linkdə 5-ə qədər şəkil var.
    J U P I T E R
    May - 96 Avqust Avqust - Noyabr 96 96 Noyabr


    Marsla əlaqəli hər bağlantıda 10-a qədər şəkil var.
    M A R S
    Avqust - sentyabr 96 96 Noyabr - 97 Yanvar 97 fevral Mart 97 Mart 97
    97 aprel 97 may İyun 97 97 iyul Avqust 97
    97 sentyabr 97 oktyabr


      Proqram bu teleskoplardan istifadə edir:

    Son ikisi Kitt Peak Milli Rəsədxanalarında (Tucson, AZ-dən 20 mil qərbdə).

    CLEA (Astronomiyada Müasir Labor Çalışmaları - Gettysburg Kolleci, PA və Milli Elm Fondu) tələbələr üçün bir neçə kompüter laboratoriyası təmin edir. Onlardan ikisi ulduz işığını analiz etməyə imkan verir.

    İlə Fotometriya ilə ulduzların aydın parlaqlığını təyin edirsiniz Ulduz Spektra onların spektral növünü təyin edirsən.

    CLEA, çox məlumatın mövcud olduğu Pleiades klasterinin ulduz sahəsini, ən əsası keçmiş tələbələrin məlumatlarını əks etdirən İK-diaqramını təmin edir.

    Pleiades-dəki bütün ulduzlar təxminən eyni məsafə (bir neçə işıq ili verin və ya götürün - 400 il ərzində əhəmiyyətsizdir) günəş sistemimizdən. Bu fərziyyə bir neçə səbəbə görə haqlıdır. Birincisi, hamısı qruplaşdırılmışdır, yəni çox kiçik bir bölgədə kifayət qədər parlaq ulduzlar. İkincisi, illər ərzində aparılmış mövqe ölçmələri hamısının eyni nöqtəyə doğru hərəkət etdiklərini göstərdi (bu işi görməyəcəyik - çox az vaxt). Üçüncüsü, etdiyiniz laboratoriyalar HR diaqramında bütün ulduzların bir xətt üzərində (Əsas Sıra) uzandığını göstərəcək - hətta plan quraraq aydın y oxundakı böyüklük - eyni məsafənin başqa bir yaxşı göstəricisidir. Dördüncüsü, bütün açıq qruplar (və əlbətdə qlobal qruplar) HR-diaqramlarında görünən böyüklüyü təsvir edərkən oxşar naxışlar göstərir. Beşincisi, bu gözəl naxışlar eyni zamanda bir dəstədə ulduzların meydana gəldiyini qətiyyətlə göstərir eyni zaman. Əgər belə olmasaydı (yəni eyni məsafədə və eyni yaşda deyil) HR diaqramının hər tərəfinə səpələnmiş ulduzları tapardıq. Ancaq biz bunu etmirik. belə fərziyyələr eyni məsafəeyni yaş düzgün olmalıdır.

    Fotometriya sizə verir aydın parlaqlıq. HR diaqramı ilə (və başqa bir kalibrlənmiş biri, məsələn Hipparcos), Pleiades'in mütləq parlaqlığını təyin edə biləcəksiniz və bu ikisi ilə məsafə (kifayət qədər dəqiq). Biz də müəyyən edə bilərik yaş Pleiades (ballpark rəqəmi).

    Biz də ulduzları təyin edirik rəng indeksi B-Vyəni mavi və görseldəki (sarı) parlaqlıqların nə qədər fərqləndiyinə görə bizə spektral tip də verir (son cədvələ Ulduz Təkamül Əlavəmdə baxın).

    Ulduz Spektra sizə verir spektral tip həmçinin (B-Vspektral analiz bir-birini təsdiqləməlidir). Bu da öz növbəsində - haqqında məlumatınızla udma xətləri - bir ulduzun olduğunu göstərir səth istiliyi (Stellar Təkamülü Əlavəmdəki ilk cədvələ baxın) və bəlkə də Doppler sürüşməsi, ulduzun fırlanma sürəti, maqnit sahəsinin gücü, atmosferinin kimyəvi tərkibi (bunları etməyəcəyik).

    Səth temperaturumütləq parlaqlıq bizə verin ölçüsü (radius) hər ulduzun (Stefan-Boltzmann qanunu). The parlaqlıq-kütlə əlaqəsi (yalnız əsas ardıcıllıq ulduzları üçün) bizə bir ulduz verin kütlə.

    Ulduz quruluşu və təkamülü haqqında yaxşı bir astrofizika kitabı (məsələn, R. Kippenhahn və A. Weigert tərəfindən) bizə ulduzun quruluşunu, nüvənin istiliyini, nüvə birləşməsinin rejimi, ömrü, təkamülü və s.

    Rəng indeksi B-V Mavi və Vizual (sarı) arasındakı parlaqlığın müqayisəsidir:

    (mB - mV) = - 2.5 log (count_B / count_V).

    Görünən böyüklük m, böyüklüklərlə ölçülən aydın parlaqlıqdır (Yerdən göründüyü kimi):

    Böyüklük-Parlaqlıq əlaqəsi (m1 - m2) = - 2.5 log (count_1 / count_2), başqa bir ulduzla müqayisədə (yəni Alcyone bizim halda).

    HR-diaqramı, yəni Hertzsprung-Russell diaqramı, mütləq böyüklüyə və istiliyə (və ya rəng indeksinə və ya spektral tipə) qarşı cəmləşir. Bizim vəziyyətimizdə hiylə qururuq görünən böyüklük qarşı rəng indeksi.

    Bunu birlikdə edin (2 və ya 3 nəfər). Bunu çox asanlaşdıracaq.

    CLEA-ya daxil ol Ulduz spektrlərin təsnifatı.
    - Daxil ol (başlanğıc yaxşıdır)
    - Qaç Spectra götürün
    - Basın Günbəz açmaq
    - Basın İzləmə , beləliklə teleskop ulduzun görünən hərəkətini izləyir
    - bunlar Pleiades deyil, buna görə vurun Sahə və seçin Ürəklər

    - Daha sonra zəif bir ulduzun məlumatlarını götürəcəksiniz. Daha böyük bir diyaframlı bir teleskop istifadə etmək istəyə bilərsiniz. Beləliklə vurun Teleskoplar, Vaxt tələb edin, sonra 4.0 m Mayall. Çox güman ki, almayacaqsınız (ancaq bir vuruşa dəyər). Sonra Teleskopları, Zamanı İstəyin, sonra 1,0 m KPNO-nu sınayın. Şanslıysanız, Teleskoplar, Giriş düyməsini vurun.

    - Bir az ətrafında oynayın
    - basın və basıb saxlayın haqqında E, N, W və ya S
    - basın öldürdü dərəcəsi və 4-dən 8-ə, 16-ya, 1-ə, 2-yə, 4-ə qayıdır, bununla da ulduz sahənizdə daha sürətli və ya yavaş hərəkət edirsiniz

    - Bir test edin Electra (yazın koordinatlar: 3h 41m 56s, 23d 57 '55 "), ikinci ən parlaq ulduz.
    - Monitorun ölçüsünü göstərən qırmızı düzbucaqlı mərkəzdəki Electra
    - Basın Ekran
    - Electra hərəkət qırmızı şaquli çubuqlar arasında
    - Oxu götürün, basın Saymaya başlayın / davam etdirin
    - Qısa bir müddətdən sonra (10 - 20 saniyə) spektrin artıq şəklini dəyişdirmədiyini görürsən (tamamilə faydasız bir məlumat əldə edirsinizsə, ehtimal ki yoxdur ulduzu qoydu xətlər arasında - belə ki Qayıt (et yoxqazanc)
    - Sayını dayandırın
    - Ele kimi saxla
    (- Electra'nın yaz HD nömrəsi)
    - Spektrometrin 3900 & Aring ilə 4500 & Aring arasında olduğunu, yəni spektrin yalnız bənövşəyi hissəsində olduğunu unutmayın.
    - Qayıt (yaz koordinatlar) və Qaç , sonra Spektrləri təsnif edin
    - Yük Naməlum spektr Saxlanılan Spektrlər (* .CSP) Electra spektri
    - Ekranın Boz Rəngli "Fotoşəkilini" Yapılandır
    - Yük Standart Spektr Atlası Əsas ardıcıllıq (ekranın çox olmamasından qorunmaq üçün bu MS pəncərəsini minimuma endirin)

    - İndi Electra spektrini analiz edə bilərsiniz
    - Bacararsan Spektral Xətt Cədvəlini yükləyin (ancaq məcbur deyilsiniz - ekranınızın sıxlaşdığına diqqət yetirin)
    - spektrdə hərəkət edərkən basın və basıb saxlayın, hansı elementlərin spektral xətlər istehsal etdiyini göstərir --- kitabınızdakı spektral xətt diaqramları ilə müqayisə edin (bununla oynadıqdan sonra bunu minimuma endirin Spektral Xətt Tanıma pəncərə)
    - Basın Aşağı (və ya Yuxarı) və spektrinizi (ortada) əsas ardıcıllıq spektrləri ilə müqayisə edin
    - yenidən dəyişdirin Ekran intensivliyi izini konfiqurasiya edin , daha yaxşı işləyir, çünki indi tıklaya bilərsiniz Fərq : parıldayan qırmızı xətt üfüqi nə qədər yaxın olsa, matç o qədər yaxşıdır.

    - Electra-nı təyin edin spektral tip
    - Mən qərar verdim B 2

    Ayrıca, Electra'nın HD # ulduzun adı kimi yazın (HD # ölçmə və təsnifat zamanı görünməlidir).

    CLEA-ya daxil ol Fotometriya.
    - Daxil ol (başlanğıc yaxşıdır)
    - Başlamaq
    - Basın Günbəz onu açmaq üçün (Pleiades'i görürsən)
    - Basın İzləmə , beləliklə teleskop ulduzların aydın hərəkətini izləyir

    - Electra-da sınağa davam edin
    - Qırmızı düzbucaqlıda Electra-nı tapın və mərkəzləşdirin (və ya istifadə edin) koordinatlar), bu sizə monitorun ölçüsünü göstərir
    - Basın Ekran
    - Electra-nı içəriyə keçir qırmızı dairə (fotometrin ölçüsü)
    - Qeyd edək ki Filtr açıqdır V (əsasən sarı ölçən vizual)
    - Basın Oxu götürün avtomatik olaraq 10 saniyə ərzində 3 oxu alır. hər biri (buna görə 30 saniyə gözləyirsiniz). Oxu götürmək fotometrin Electra-dan alınan foton sayını sayması deməkdir.
    - Yaz Orta / saniyə , bu saniyədə ortalama # fotondur. (10 saniyədə deyil.)
    - Bu nəticəni V = 2.600.000 ilə müqayisə et (3-13-97 arasındakı oxumam)
    - dəyişdirin Filtr üçün B (mavi)
    - Oxu götürün , yaz Orta / saniyə , B = 2.877.000 ilə müqayisə edin (A. Veh, 3-13-97)

    Əsəbləşməyinizi istəmədiyim üçün aşağıdakıları təkbaşına etməyin. Bu təhlili mənə buraxın.
    - (mB - mV) təyin etmək və (mB - mV) ilə müqayisə etmək üçün B-V rəng indeksindən istifadə edin - - 0.11 mag
    - B-V cihazınızla və (bax Mühazirə qeydləri, Ulduz Təkamül, Əlavə) Spektral Tip və Səth Temperaturunu təyin edin
    - B 8 və T = 12.000 K nəticələrimlə müqayisə et
    - böyüklük fərqini (m1 - m2) müəyyənləşdirmək üçün Electra və Alcyone-un V sayımlarını və Böyüklük-Parlaqlıq əlaqəsini istifadə edin.
    - Electra's V1 = 2.600.000 və Alcyone's V2 = 5.636.000 ilə (m1 - m2) = 0.8 mag- bunu Alcyone's mV = 3.0 mag-a əlavə edin və Electra üçün açıq bir mV = 3.8 mag böyüklüyü əldə edəcəksiniz
    Sonu "bunu öz başına etmə".

    İndi bu proqramla tanış olduğunuz üçün, həqiqi ölçmələriniz.

    - geri qayıt Ulduz Spektra
    - almaq Geri teleskop pəncərəsinə (təsnifat pəncərəsindən çıxmalısınız)
    - Bütün Ürəklərin teleskop görünüşünü əldə edin (bəlkə də ayrılmaq lazımdır) Ekran ).
    - kifayət qədər zəif bir ulduz seçin (parlaq ulduzlar böyük ehtimalla götürülür)!
    - Oxu götürün , sonra basın Saymaya başlayın / davam etdirin
    - qısa müddətdən sonra spektrin naxışı aydın olacaq - dayanma vaxtı. Əgər bu baş vermirsə, bu siqnal / səs-küy nisbətinin çox az olduğu və daha yaxşı bir teleskop əldə etməyiniz və ya bu biraz daha parlaq bir ulduza keçməyiniz deməkdir.
    - yuxarıdakı addımları izləyin (Electra üçün etdikləriniz), spektr götürün, təsnif edin, V və B-ni fotometriyada ölçün
    - koordinatları da yazmağı unutmayın

    Bundan sonra işinizi çevirin. Məlumatlarınız bu HR diaqramına bir ulduz daha əlavə edəcəkdir (12 aprel 1998).

    TI-83 üçün UBV məlumatlarını qrafika etmək, ona Qara gövdə əyrisini uyğunlaşdırmaq və düzgün temperaturu təyin etmək üçün bir qayda var.

    3 STO> dim (L IN)
    <365,440,550> STO> L NM
    6.26 E -34 STO> H: 1.38 E -23 STO> B: 3 E -8 STO> C
    Üçün (J, 1,3)
    Disp "UBV": Giriş U: U STO> L IN (J)
    Son
    L IN / L IN (3) STO> L IN
    5> 7 təkrarlayın
    Disp "TEMPERATURE": Giriş T
    550 ^ 3.5 * (e ^ (H * C / 550 * 10 ^ (9) / (B * T)) - 1) STO> K
    "K / X ^ 3.5 / (e ^ (H * C / X * 10 ^ (9) / (B * T)) - 1)" STO> Y 1
    DispGraph: Duraklat: Son

    Sənədləşmə: rutin çıxışı dərhal həyata keçirin (bu, yalnız IN və NM siyahılarını müəyyənləşdirmək üçün idi [intensivlik və nanometrlər]) bu siyahıları StatPlot-a x və y kimi daxil edin, pəncərə parametrlərini x: 200, 700 və y: 0 olaraq dəyişdirin. , 2 indi sizdən üç dəfə UBV istəməsinə başlayın (CLEA fotometriyasından ölçülmüş UBV-ni bu qaydada yazın) üç məlumat miqyaslanır, beləliklə hər zaman L IN (3) = "V" = 1 V datapoint daima Qara Bədən əyrisində görünür və əyri və verilənlərin tərtib edildiyi təxmin edilən bir temperatur təmin edir və yeni bir temperatur sınamaq üçün döngə vuruşunun nə qədər yaxşı olduğunu qiymətləndirirsiniz (sonsuz bir döngədə olursunuz - ON ilə çıxın).

    PS Planck əyrisindəki dalğa boyu üçün göstəricim 3.5-dir, çünki əksər məlumatlara uyğundur (bir cədvəldə B-V yoxlanarkən düzgün temperatur əldə etmək üçün). Laboratoriya K3 CLEA - Mercury nəticələri


    Merkuri - 1998
    TARİX t [dəq] D f [Hz] sep. [deg] R [dəyirman. km]
    20 fevral 23.0 - 6,300 2.4 60
    13 mart 17.9 + 101,000 14.9 46
    10 aprel 9.7 - 28,300 7.4 64
    28 aprel 12.4 - 91,400 26.9 70
    22 may 18.8 - 93,500 20.3 57
    10 iyun 21.9 + 2,600 1.1 46

    Yerdən bir radar şüası göndərilir, əks olunan və sonra bir müddət sonra Yer üzündə t [min] alındı. Hərəkət edən civə sayəsində f = 430 MHz tezliyi D f [Hz] ilə Doppler tərəfindən dəyişdirilir. Görmə xəttinin sürəti müvafiq Doppler tənliyi ilə təyin olunur: işığın sürəti c = 300,000 km / s olan vo = (D f / 2 f) c.
    Orbital sürət Merkurinin Yer üzünə dair orbitinin həndəsəsindən istifadə edərək əldə edilir. Çox yaxşı bir hesab üçün Hoff-a baxın. Burada yalnız tənliklər kifayətdir.

    Laboratoriya Barnardın ulduzunun K4 düzgün hərəkəti

    Bütün şəkillər yuxarıdakı veb saytdandır. Hipparcos, ESA (Avropa Kosmik Agentliyi) tərəfindən buraxılan bir peyk idi. 100.000 ulduzun ən dəqiq astrometrik ölçmələrini (mövqeyi və məsafəsi) və onların düzgün hərəkətini (əksinə görmə xəttimizə dik, görmə xəttimizdəki radial sürət Doppler effekti ilə təyin edilir - lakin Hipparcosun spektroskopik məqsədi yox idi) .

    Məqsəd: Barnardın ulduzunun nə qədər sürətli hərəkət etdiyini müəyyənləşdirin.

    Barnardın ulduzunun ildə neçə dərəcə hərəkət etdiyini təyin edin (ölçün, qiymətləndirin və hesablayın). Altı görüntü, 2000 ilə başlayaraq 2100 ilə bitən 20 il aralığındadır. Bu müddət ərzində digər ulduzlar yerində qalırlar. Ulduzun altındakı koordinatları R.A. = 175822 və Dek. = + 035709, yuxarı sağdakı ulduz R.A. = 175605 və Dek. = + 051017-dir. (Koordinatlar (+ dərəcə) saat, (qövs) dəqiqə, (qövs) saniyədədir, hər birinin iki rəqəmi var.)
    Bu ulduz sahəsini növbəti əsrdən 14000-ci ilə qədər müqayisə etdikdə (Barnardın ulduzu çoxdan itib).
    Əlbətdə ki, ESA-nın Hipparcos veb saytına daxil olaraq və Barnardın ulduzunun koordinatlarını birbaşa çıxarmaqla hər şeyi daha sürətli edə bilərsiniz.




    Lab K5 Çağlar Ulduz qrupları

    • İnsan resursları diaqramlarını araşdıraraq,
    • sönmə nöqtələrini təyin etmək (x oxundakı B-V dəyərini oxumaq),
    • bu B-V dəyərini SEA-6 ilə müqayisə edərək (müvafiq spektral tipi təyin etməklə),
    • nəhayət ulduz qrupunun yaşına bərabər olan həmin spektral tip üçün MS ömrünü müəyyənləşdirərək SEA-5-ə keçid.

    SEDS-də Messier Object Index. Əvvəlcə bu veb sayta daxil olaraq yuxarıdakı İK diaqramlarını tapdım.

    Dərsliyinizi və "Ölçmə Ulduzları" ssenarisini oxuduqdan sonra sönmə nöqtəsinin bir ulduz qrupunun yaşını verməsinə səbəb.


    Digər rəng göstəricisi olan Hertzsprung-Russell diaqramında bir ulduz qrupunun yerləşməsi - Astronomiya

    Ulduzların necə qurulduğunu daha yaxşı başa düşmək üçün astronomlar axtarırlar əlaqələr ulduz xüsusiyyətləri arasında. Bunu etmək üçün ən asan yol, bir daxili mülklə digər bir daxili mülk ilə müqayisə etməkdir. Bir daxili xüsusiyyət ulduzun Yerdən məsafəsindən (məsələn, temperatur, kütlə, diametr, kompozisiya və parlaqlıq) asılı olmayan xüsusiyyətdir. 20-ci əsrin əvvəllərində astronomlar bu daxili xüsusiyyətləri necə ölçəcəyini başa düşdülər. 1912-ci ildə iki astronom, Ejnar Hertzsprung (1873-1967 yaşadı) və Henry Norris Russell (1877-1957 yaşadı), müstəqil olaraq ulduzların 90% -i üçün istilik (rəng) və parlaqlıq (mütləq böyüklük) arasında təəccüblü bir əlaqə tapdı. Bu ulduzlar diaqramdakı dar diaqonal zolaq boyunca uzanır əsas ardıcıllıq. Bu parlaqlığın temperaturla müqayisəli cədvəlinə deyilir Hertzsprung-Russell diaqramı ya da sadəcə H-R diaqramı qısaca.

    Bu kəşfdən əvvəl astronomlar təbiət üçün isti bir parlaq ulduz və ya sərin bir parlaq ulduz və ya istədiyiniz başqa bir kombinasiya qədər isti bir ulduz yaratmağın asan olduğunu düşünürdülər. Ancaq təbiət müəyyən növ ulduzlar yaratmağı üstün tutur. Niyə təbiətin izlədiyi qaydaları müəyyənləşdirməyə imkan verdiyini anlamaq. Əsas ardıcıllıq ulduzları üçün kütlə ilə parlaqlıq arasında bir əlaqə də görülür: Parlaqlıq = Günəş vahidlərində Kütlə 3.5.


    İki xəttli spektroskopik ikili sistemlərdə 192 ulduz üçün kütlə-parlaqlıq əlaqəsi.

    İsti, işıqlı O tipli ulduzlar, sərin, zəif M tipli ulduzlardan daha böyükdür. Kütlə-parlaqlıq əlaqəsi ulduzların quruluşundan və enerjilərini necə istehsal etdiklərindən bəhs edir. Kütlə-parlaqlıq əlaqəsinin səbəbi növbəti fəsildə daha da araşdırılacaqdır.

    H-R diaqramındakı ulduzların digər yüzdə onu kütlə-parlaqlıq əlaqəsini izləmir. Nəhəng və nəhəng ulduzlar diaqramın yuxarı sağ hissəsindədir. Bu ulduzların diametri böyük olmalıdır, çünki sərin olduqlarına baxmayaraq çox işıqlıdırlar. Enerjilərini yayacaqları böyük bir səth sahəsi var. Ağ cırtdanlar diaqramın sol alt tərəfində əks tərəfdədirlər. Diametri çox kiçik olmalıdır (yalnız Yerin diametri qədər), çünki isti olsalar da, daxili baxımdan zərifdirlər. Kiçik bir səth sahəsinə sahibdirlər və buna görə ümumi şüalanan enerjinin cəmi azdır.

    H-R diaqramına da a deyilir rəng böyüklüyü diaqramı çünki mütləq böyüklük ümumiyyətlə rəngin üzərinə çəkilir. Aşağıdakı H-R diaqramı çılpaq gözlə görünən bütün ulduzlar üçün (görünən böyüklüyə qədər = +5) və 25 parsek içindəki bütün ulduzlar üçündür. İşıqlı ulduzları müşahidə etmək daha asandır, çünki uzaq məsafədən görünə bilər, lakin qalaktikada daha nadirdir. H-R diaqramının yuxarı yarısında yerləşməyə meyllidirlər. Zəif ulduzları görmək daha çətindir, lakin qalaktikada daha çox yayılmışdır. H-R diaqramının alt yarısında yerləşməyə meyllidirlər.

    UNL Astronomiya Təhsili proqramlarından istifadə edin Hertzsprung-Russell Diaqram modulu qrafik interfeys vasitəsi ilə insan resursları diaqramı üzrə başqa bir dərin təlim üçün (link yeni bir pəncərədə görünəcək).

    Spektroskopik Paralaks

    1. Ulduzun spektral tipini spektroskopiyadan təyin edin və ulduzun aydın parlaqlığını (axını) ölçün.
    2. Ulduzun parlaqlığını almaq üçün kalibrlənmiş əsas ardıcıllıqla istifadə edin. Buğa bürcündəki Hyades qrupu standart kalibratordur.
    3. Məsafəni əldə etmək üçün Parlaqlıq üçün Tərs Meydan Qanunundan istifadə edin: bilinməyən məsafə = kalibratör məsafəsi və # 215 Sqrt[kalibratör axını / bilinməyən ulduz axını.]

    Bunu necə edirsən?

    Qırmızı nəhəng və fövqəladə ulduzlara qədər məsafələr də buna bənzər şəkildə tapılır, ancaq düşündüyünüz çox böyük ulduz olub olmadığını öyrənmək üçün spektrlərini daha yaxından araşdırmalısınız. Kalibrlənmiş H-R diaqramındakı mövqeləri tapılır və aydın parlaqlığı sizə məsafəni verir. Ayrıca, bu proses bütün bir qrupun məsafəsini tapmaq üçün istifadə edilə bilər. Klaster üçün bütün rəng böyüklüyü diaqramı bir kalibrləmə klasterinin rəng böyüklüyü diaqramı ilə müqayisə olunur. Kalibrləmə qrupu bilinən bir məsafədədir. Kümedəki ulduzlar və kalibrləmə qrupu arasındakı qrupun yaşı və kompozisiya fərqləri üçün bəzi düzəlişlər edilməlidir. Bu cür dəqiq tənzimləmə "əsas ardıcıllıq" adlanır.


    Ulduz qruplarını açın

    İkonda Cənubi açıq klaster NGC 3293 göstərilir.
    Açıq qruplar, qarşılıqlı cazibə cazibəsi ilə birləşən fiziki cəhətdən əlaqəli ulduz qruplarıdır. Buna görə, məhdud bir yer bölgəsini, ümumiyyətlə bizdən olan məsafələrindən xeyli kiçik məskunlaşdırırlar, beləliklə hamısı eyni məsafədədirlər. Onların Samanyolu (və ya digər ana qalaktika) içindəki böyük kosmik qaz və toz buludlarından (ulduz əmələ gətirən diffuz dumanlıqlar və ya ulduz əmələ gətirən bölgələr) qaynaqlandıqlarına və ana qalaktika diskinin daxilində və ya yaxınlığında qalaktikanı dövr etmələrinə inanırlar. . Parlaq diffuz dumanlıq kimi görünən bir çox buludda, yeni gənc ulduz qruplarının meydana gəlməsini müşahidə edə bilmək üçün bu anda ulduz meydana gəlməsi davam edir. Yarılma prosesi çoxluq ömrü ilə müqayisədə yalnız kifayət qədər qısa müddət çəkir, beləliklə bütün üzv ulduzlar eyni yaşdadır. Bir dəstədəki bütün ulduzlar eyni dağınıq dumanlıqdan meydana gəldiyindən, hamısı ilkin kimyəvi tərkibə malikdirlər.

    1. bir dəstədəki ulduzların hamısı təxminən eyniməsafə
    2. ulduzlarda təxminən var eyniyaş
    3. ulduzlar haqqında eynikimyəvi birləşmə
    4. ulduzlar var fərqlikütlələr, çox gənc qruplardakı ən kütləvi ulduzlar üçün təqribən 80-100 günəş kütləsindən təxminən 0,08 günəş kütləsinə qədər dəyişir.

    Samanyolu Qalaktikamızda 1100-dən çox açıq dəstə bilinir və bu, ehtimal ki, ümumi əhalinin yalnız kiçik bir hissəsidir, ehtimal ki, təxminən 100.000 Samanyolu açıq qruplarının verildiyi bəzi faktorlardan daha yüksəkdir.

    Əksər qrupların çoxu ulduz sürüləri kimi qısa bir ömrə sahibdir. Orbitləri boyunca sürüşərkən, üzvlərinin bir qismi qarşılıqlı daha yaxın qarşılaşmalardakı sürət dəyişikliyi, qalaktik cazibə sahəsindəki gelgit qüvvələri və sahə ulduzları və yollarını keçən ulduzlararası buludlarla qarşılaşdıqları üçün qrupdan qaçırlar. Orta bir açıq dəstə üzv ulduzların çoxunu bir neçə 100 milyon ildən sonra öz yolu boyunca yaydı, yalnız bir neçəsinin milyardlarla il sayılan yaşı var. Qaçan fərdi ulduzlar sahə ulduzu olaraq Qalaktika ətrafında öz-özünə fırlanmağa davam edir: Bizim və xarici qalaktikalardakı bütün sahə ulduzlarının mənşəyinin çox güman ki, çoxluqlarda olduğu düşünülür.

    İlk açıq qruplar tarixə qədərki dövrlərdən bəri məlumdur: Pleiades (M45), Hyades və Arı Kovanı ya da Praesepe (M44) ən görkəmli nümunələrdir, lakin Ptolemey M7 və Coma Ulduz Küməsindən (Mel 111) erkən də bəhs etmişdi. miladi 138 kimi. Əvvəlcə dumanlıq olduğu düşünülən 1609-cu ildə M44-i müşahidə edərkən ulduzlardan ibarət olduğunu aşkar edən Galileo idi. Açıq qruplar tez-tez parlaq və kiçik teleskoplarla asanlıqla müşahidə edilə bildiyindən, bir çoxu ən erkən teleskoplarla kəşf edilmişdir: Aşağıdakı siyahıda göründüyü kimi, Messier Kataloğunda 33, digərləri də 1782-ci ilin yayında bilinirdi. Qeyd bütün bu erkən bilinən qrupların Samanyolu Qalaktikamıza aid olduğunu. Diqqət yetirin ki, bu sayma ulduz əmələ gətirən dumanlıqları əhatə edir, çünki yeni yaranmış ulduzların çoxluqlarını ehtiva edir.

    1767-ci ildə Möhtərəm John Michell (Michell 1767), kümələrin, ulduzların şans kolleksiyalarından çox fiziki cəhətdən əlaqəli qruplar olduğunu ehtimal edərək, Pleiades kimi bir qrupu da tapmağın son dərəcə qeyri-mümkün olacağını (1 / 496,000) hesablayaraq göy, o zaman bilinən açıq qrupların sayından danışmaq olmaz, üstəlik o zaman bilinən dumanlı cisimlərin hamısının və ya ən azından ən çoxunun ulduzlardan ibarət olduğunu düşünürdü. M & aumldler tərəfindən Pleiades və Richard A. Proctor (Proctor 1869) tərəfindən Ursa Major Moving Cluster daxil olmaqla digər ulduz qrupları üçün ümumi uyğun hərəkətin tapılması, çoxluq ulduzları arasında fiziki əlaqəni daha da möhkəmləndirdi. Nəhayət, klaster ulduzlarının ümumi radial hərəkətini (sürətini) göstərmək və Hertzsprung-Russell diaqramında (HRD) ulduzların mükəmməl uyğunlaşdığını göstərmək üçün spektroskopiya tələb olundu və bunların hamısının təxminən eyni məsafədə yerləşdiyini göstərdi. Təxminən ümumi məsafənin yekun təsdiqi yalnız Yer üzündə yerləşən rəsədxanalardan və ESA-nın astrometrik peyki Hipparcos'dan yaxınlıqdakı bir sıra qruplar üçün paralaksların birbaşa ölçülməsindən əldə edildi.


    BUCKNELL ÜNİVERSİTETİ

    Bu, birbaşa sinifdən gəlir (sözün əsl mənasında). Kütləvi ulduzlarda daha çox hidrogen olmasına baxmayaraq (nəhayət, daha böyükdürlər), içləri aşağı kütləli ulduzların içərisindən o qədər isti olur ki, hidrogen tədarükünü daha tez istifadə edirlər. Deyək ki, bir O ulduzu, 10 günəş kütləsi, hidrogen tədarükünü Günəşdən təxminən min qat daha qısa bir Əsas Sıra ömrü olan 10 milyon ildə istifadə edəcəkdir.

    Dərsdən kənarda başqa bir "düşünmək üçün sual". Sualın heç bir yerində bu ulduzların hər ikisinin Ana Sıra ulduzu olduğunu söyləmir. Hər ikisi də Əsas Sıra ulduzu deyillərsə, eyni parlaqlığa sahib olduğunu düşünə bilməzsiniz. Məsələn, bu ulduzlardan biri qırmızı bir nəhəng, digəri isə Ana Sıra ulduzudursa, parlaqlıqları min və ya daha çox dəfə fərqlənə bilər.

    Parlaqlıqlarını bilmədiyiniz üçün, onların axın ölçmələrindən olan məsafələrini müəyyənləşdirə bilməzsiniz və bu səbəbdən hansı qrupun daha yaxın olduğunu dəqiq deyə bilməzsiniz.

    Ah mənim! Müşahidə Laboratoriyasından kənarda bir sual. Yalnız Rəsədxanada görünməli olduğumuzu düşünürdüm. Diqqət etməli olduğumuzu anlamadım. Siz edirsiniz. 2 saylı Laboratoriya Laboratoriyasını yenidən oxuyun və finaldakı üç Müşahidə laboratoriyasına əsaslanan suallardan çəkinin.

    The color index, as defined in your textbook, in class, and in Lab #6, is the difference in the apparent magnitude of a star through different colored filters. It tells you the ratio of the fluxes at two different wavelengths, and from this, you can figure out the surface temperature of a star. Take a look at Lab #6 is you're puzzled by this.

    Yet another "Question to Ponder." I wonder if you should review all of these before the final. White dwarfs are basically how spheres of really dense matter, which are radiating light and therefore slowly cooling off (if they're radiating light, they're losing energy, and if they're losing energy, they're getting colder, since temperature is energy per particle). When blackbody radiators cool off they also become less luminous, so a white dwarf will move rightward (i.e., toward lower temperature), and downward (i.e., toward lower luminosity) in the Hertzsprung-Russell Diagram.

    Really the only way to directly measure the mass of an object in astronomy is to watch how something else moves around it. Binary star systems provide us with that opportunity to measure the mass of some stars. Without binary star measurements, we would still be guessing at the masses of most stars, and we would have no idea about the mass-luminosity relationship for Main Sequence stars.

    The whole reason that Main Sequence stars can remain stable for as long as they fuse hydrogen is that the pressure caused by the energy generation in the core resists the in ward force of gravity. When a star stops fusing, its core loses the ability to push back, and the star becomes unstable.

    No fusion takes place in the centers of white dwarfs that's why they're compressed to such high density by gravity. However, in these objects, the relentless push of gravity is balanced by electron degeneracy pressure, which is essentially the fact that electrons resist being pushed too close together.

    The problem with seeing all of the stars in the galaxy is that the galaxy is a dusty place. There's a lot of stuff between the stars, and this stuff attenuates starlight. The light from distant stars has to pass through a lot of this stuff, and so is attenuated so much that we can't detect it.

    Infrared photons, however, can penetrate much more effectively through this obscuring material. Consequently, the infrared light from distant stars is not attenuated as much, and enough of it gets through so that we can detect even the stars on the other side of the galaxy.

    The only way to detect mass is by the motion of stuff around it. This is especially true for "dark matter," which is by definition non-luminous.

    Answers to Short Answer Questions

    Question #1: A star cluster is a group of stars located together in space. All evidence indicates that these stars formed together at about the same time . Therefore, all of the stars in any one cluster have about the same age.

    We can figure out the age of the cluster by looking at the cluster's Hertzsprung-Russell Diagram. Most of the stars in any cluster will appear on the Main Sequence, but depending on the age of the cluster, some stars will have evolved past their hydrogen fusing stage and will appear off the Main Sequence. Since massive stars use up their hydrogen supplies faster than low mass stars, they will be the first to depart from the Main Sequence. As a cluster ages, stars of lower and lower mass will finish their hydrogen fusing lifetime and evolve off the Main Sequence.

    Therefore, we can determine the age of a cluster by looking for the most massive star that's still on the Main Sequence. The age of the cluster must be less than the time it takes this star to exhaust its core hydrogen fuel supply.

    Therefore, the cluster whose H-R Diagram is depicted below left is younger than the cluster whose H-R Diagram is below right. More time must have passed for the left-hand cluster because stars of lower mass have already evolved off the Main Sequence.

    Let's first start with the prevailing view. Before Shapley's work, it was widely believed that the Sun was located somewhere near the center of our galaxy. Niyə? Because if you count stars in the Milky Way, you find roughly the same number of stars in every direction, and therefore you conclude that we must be near the center of the system of stars. This conclusion was incorrect, mainly because of the effects of interstellar dust. The space between the stars in our galactic disk contains a fair amount of dust, and just as you can't see the mountains across the valley on a hazy day, you can't see distant stars in our galaxy. In both cases, the intervening material just isn't transparent enough.

    Shapley was able to (literally!) get around the problem of dust absorption in the galactic plane by looking slightly above and below the galactic plane. He looked at globular clusters, which are giant clusters of 100,000 stars or more. For reasons that he didn't understand (and we're only just beginning to understand even now), globular clusters are found more often above and below the galactic disk than in it. Therefore, they weren't as subject to dust absorption, and Shapley could see most of the globular clusters in the galaxy, including many of the very distant ones.

    When Shapley looked at the distribution of globular clusters on the sky, he noticed that there weren't roughly equal numbers of clusters in every direction. Instead, he found a substantial concentration of clusters in the direction of the constellation Sagittarius. He reasoned that the distribution of globular clusters should be centered on the center of our galaxy, and since it wasn't centered on us, we're not the center. By calculating the distance and direction to each of the globular clusters, Shapley was able to figure out that the center of the galaxy lay 25,000-30,000 light years away in the direction of Sagittarius.

    Answers to Problems

    • flux = luminosity/(4 x pi x distance 2 )
    • flux = (4.45 x 10 29 W)/(4 x pi x (9.29 x 10 17 m) 2 )
    • = 4.1 x 10 -8 W/m 2

    Problem #2, Part a): We can figure out how much energy is produced in a nuclear reaction by determining how much mass "disappears." Of course, it doesn't disappear, but it is converted into energy, and that's what we're looking for.

    • initial mass = 3 x (mass of one He nucleus)
    • = 3 x 6.6488 x 10 -27 kg
    • = 1.995 x 10 -26 kg
    • mass converted to energy = (initial mass) - (final mass)
    • = 1.995 x 10 -26 kg - 1.99 x 10 -26 kg
    • = 5 x 10 -29 kg
    • = energy = mass x c 2
    • = 5 x 10 -29 kg x (3 x 10 8 m/s) 2
    • = 4.5 x 10 -12 km m 2 /s 2 , or 4.5 x 10 -12 Joules

    Problem #2, Part b): From Part a), we now know how much energy is produced by one reaction if we knew how many reactions it would take to convert this mass of helium into carbon, then we'd just multiply the energy produced in one reaction by the total number of reactions to get the total energy produced.

    • number of He nuclei in one solar mass = (solar mass)/(mass of one He nucleus)
    • = 2.0 x 10 30 kg/ 6.6488 x 10 -27 kg
    • = 3.0 x 10 56 He nuclei
    • number of reactions = (number of He nuclei available)/(number of He nuclei required for one reaction)
    • = 3.0 x 10 56 / 3
    • = 1.0 x 10 56 reactions
    • total energy produced = (number of reactions) x (energy produced per reaction)
    • = (1.0 x 10 56 reactions) x (4.5 x 10 -12 Joules/reaction)
    • = 4.5 x 10 44 Joules

    Problem #3: In this problem, we need to understand what a rotation curve is, and we need to be able to read the correct information from the provided graph. The rotation curve is a measure of the speed of material in our galaxy as a function of distance from the galaxy's center. This material is moving because of the influence of gravity, and if the galaxy is stable (and we think it is reasonably stable), then the motion of the material must be sufficient to oppose the pull of gravity.

    The plot tells us that at a distance of 6 kpc from the center of the galaxy, objects move with a speed of 225 km/s.


    Locating a star cluster on a Hertzsprung-Russell diagram with other color index - Astronomy

    The Hertzsprung-Russell (H-R) diagram is a standard graph in astrophysics for studying stellar
    populations. It plots ( effective) surface temperature (or equivalently spectral class or some
    measure of colour such as B-V ) along the bottom axis and parlaqlıq (və ya böyüklük ) along the vertical
    axis for a large number of stars. Note that when temperature is plotted on the horizontal axis, the axis is
    reversed, running from high temperatures on the left to low temperatures on the right (to match the
    historic choice of plotting spectral class from O to M). Be careful when magnitude is plotted on the
    vertical axis, because the smaller the magnitude, the higher the luminosity, so magnitude will usually also
    go in the opposite direction to normal for a graph, from high at the bottom to low at the top! The version
    above plots luminosity in units of solar luminosity (one solar luminosity being equal to the luminosity of
    the sun).

    IS: instability strip, the stars in this region are represented by open circles
    MS: main sequence MS - RD: main sequence red dwarfs
    PN: the position of the central stars of planetary nebulae
    RG: red giants
    sD: sub-dwarfs.
    sG: sub-giants
    SG: supergiants
    Sol: the position of the Sun or Sol (yellow circle)
    WD: white dwarfs .

    Often the H-R diagram for a star cluster is plotted, and each star cluster has a unique diagram
    depending on the age of the cluster. When stars begin their main life after leaving their embryonic
    stages as protostars, they enter the main-sequence (MS). Stars do not move along the MS, but more
    massive stars join at the high temperature - high luminosity end and dwarfs at the lower end. As a star
    ages, it moves upwards slightly, so the MS becomes a scatter (as shown) rather than a neat curve

    Subdwarfs and Metallicity

    These are very old stars that have low metallicities (population I stars). Metallicity is the fraction of
    elements heavier than helium in a star's atmosphere. After the Big Bang, heavy elements were extremely
    rare and the oldest stars are the first-born, made almost entirely of hydrogen and helium, though they
    synthesise some heavier elements during their lifetimes. Stars like Sol (the Sun) have higher metallicities
    as they are formed from the ashes or star-dust of generations of stars that lived and died before them
    (these are population II stars). Stars with lower metallicity are less luminous and so form main sequences
    lower down, however, since more massive and hotter stars are shorter lived, these old populations of
    stars contain only dwarfs now (unless we are looking back very far in time) and so their MS is apparent
    only as a group of so-called subdwarfs below the normal population II MS.

    Subgiants, Red Giants and Supergiants

    Subgiant stars are giants that are smaller than usual for their spectral class. Many are considered to be
    stars in transition from the main sequence (core hydrogen-burning) to the red giant phase (shell
    hydrogen-burning).

    Red giant stars are stars that have left the main sequence. They have diameters of 10-1000 times that
    of the Sun and surface temperatures of 2000-4000 K. These old stars have exhausted the supply of
    hydrogen in their cores and instead burn hydrogen in a thin shell around the inert core. This causes the
    outer layers to expand massively, cooling as they do so. Though cooler, they have a high luminosity due
    to their size.

    Supergiants are the largest and most luminous type of star. Red supergiant, or asymptotic giant branch
    (ASG) stars, are old and very massive stars in their final centuries or days of life. They typically undergo
    periods of instability as they are burning fuel in both a hydrogen shell and a helium shell. The presence
    of two burning shells creates instabilities called thermal pulses.

    Magnitude is a measure of the brightness of a celestial object. The görünən böyüklük is a measure
    of how bright the object appears from Earth (adjusted to give the value if the Earth had no atmosphere).
    The lower the magnitude, the brighter the object, e.g. the very bright star Sirius has an apparent
    magnitude of -1.47 (Sirius is the brightest star, other than the Sun, at visible wavelengths). On the
    Pogson scale , a magnitude difference 0f 5 magnitudes corresponds to a hundred-fold difference in
    parlaqlıq. Tjhis is because the scale is logarithmic to allow for the fact that th eye perceives intensity on
    a logarithmic scale - an apparent doubling in brightness, as seen by the human eye, corresponds to a
    ten-fold increase in actual brightness. (This property allows the eye to perceive brightnesses over a very
    wide range of values). Stars differing by one magnitude differ in brightness by 2.512 fold (the Pogson
    ratio
    ). Apparent magnitude measured by eye, in this way, is the apparent visual magnitude.

    These days magnitude can be measured over a wider range by a variety of instruments and over a
    specified range or band of wavelengths, narrow or broad. Photoelectric magnitudes (measured by a
    photometer with a wavelength filter) are typically measured over one of three wavelength bands: U, B or
    V (the UBV system ). U is ultraviolet (centred on 365 nm), B is blue light (centred on 440 nm) and V is
    visual (centred on 550 nm, yellow-green light to which the eye is most sensitive). Other systems use
    different sets of band-pass filters.

    Apparent magnitude does not give a measure of an object's actual parlaqlıq - how much energy the
    actual object emits (or reflects), that is its intrinsic brightness (as measured from a set distance).
    Bolometric luminosity is the total output over all wavelengths, but luminosity may also be measured or
    calculated over a narrower range of wavelengths (so a star might be most luminous in the red or
    ultraviolet part of the spectrum, for example). Aydın bolometric magnitude is a measure of the total
    radiation received from the object and differes from the visual magnitude by an amount called the
    bolometric correction . Mütləq böyüklük gives a measure of an object's intrinsic luminosity at a
    standard distance of 10 parsecs (and requires a measurement or estimate of the object's actual
    distance from the observer).

    The B-V color index is the blue apparent magnitude minus the visual apparent magnitude. (U-B is also
    commonly used). This gives an indication of the star's colour. A0 stars (compensating for Doppler shift,
    i.e. unreddened) are given a value of zero. Since smaller magnitudes correspond to brighter objects: a
    very hot star will emit more energy at blue wavelengths and so B-V will be negative. For a cooler, redder
    star, B-V will be positive. (N.B. This 'counter-intuitive' scale arises because smaller magnitudes are
    defined to be brighter!).

    Collins Dictionary of Astronomy (2nd ed.), 2000. HarperCollins (pub). [A newer ed. may be available.]

    Introductory Astronomy and Astrophysics, Zeilik and Smith (2nd ed.), 1987. CBS College Publishing. [A
    newer ed is available].

    The Cambridge Atlas of Astronomy, Audouze and Israel (eds.) (3rd ed.), 1994. Cambridge University
    Press. [I expect a newer ed. is available!]

    The Open University course texts for S381, The Energetic Universe, 2002.


    Eclipsing binary star systems

    © 2005 Pearson Prentice Hall, Inc

    If the orbits of the binary stars happen to lie edge-on to us, the stars will completely or partially eclipse each other as one passes between us and its partner. We can make out the dip in the light when this happens, to gain information about how fast the stars are moving and the sizes of their orbits, and use this to calculate the masses of the stars.

    © 2005 Pearson Prentice Hall, Inc

    Combining the information gained from all of these methods, we are able to get an understanding of how the radius is related to the mass, as well as how the luminosity is related to the mass. It is not surprising that an increase of stellar mass correlates with an increase in radius as well as luminosity.

    © 2005 Pearson Prentice Hall, Inc

    We will go into much more detail about the evolution and final stages of stars in future chapters. For now, we will just note that the lifetime of a star is inversely proportional to the cube of its mass. A massive star is much more luminous than a low mass star. It burns hotter and faster, and uses up its fuel much more rapidly than a small low-mass star.

    © 2005 Pearson Prentice Hall, Inc

    This table provides a good summary of stellar characteristics and how they directly measured or indirectly calculated using other measurements.


    Videoya baxın: Stars u0026 the H-R Diagram (Sentyabr 2021).