Astronomiya

Diametri ölçə biləcəyimiz ən uzaq ulduz nədir?

Diametri ölçə biləcəyimiz ən uzaq ulduz nədir?

Paralaksını ölçə biləcəyimiz və nöqtə kimi görünməyəcəyi bir ulduz kifayət qədər yaxındırsa, diametrini çıxara bilərik. Paralaksı ölçə biləcəyimiz bütün ulduzların diametrini ölçə bilərikmi və ya açısal diametri məhdudlaşdıran amildir? Bir ulduzun diametri nə qədər uzaqdır?


Məhdudlaşdıran amil nə açısal diametr və ya prallaks dəqiqliyi, əksinə zəif ulduzlar üçün interferometrik ölçmələrin aparılmasının çətin olmasıdır.

Ən müasir açısal diametrlər infraqırmızı interferometriya ilə ölçülür (məsələn, CHARA massivi ilə - Gordon et al. 2019). Açısal diametrlərin ən dəqiq ölçmələri həmin sənəddə təxminən 17 mikroarş. Saniyəlik bir qeyri-müəyyənliyə malikdir. Bu deməkdir ki, bir ulduzun diskinin möhkəm aşkarlanmasını təmin edə biləcək ən kiçik açısal diametrlər $ theta = 50 $ microarcseconds. Ancaq bu cür ölçmələr yalnız təxminən ulduzlar üçün əldə edilə bilər $ V sim 6 $.

Arasındakı əlaqə üçün bir tənlik yaza bilərik $ theta $, ulduzun radiusu $ R $ və məsafəsi $ D $. $$ D = frac {2R} { theta} = 186 sol ( frac {R} {R _ { odot}} right) left ( frac { theta} {50 mu { rm kimi}} sağ) ^ {- 1} { rm pc} $$

Bu o deməkdir ki $ 1R _ { odot} $ ulduzun məsafəsi daha dəqiq bilinir $ sim 30 $Açısal diametrdə% səhv, onda radius təxminən 200 pc məsafəyə qədər ölçülə bilər (təxminən 30% dəqiqliklə). Bu asanlıqla əldə edilir - a $ 1R _ { odot} $ günəş tipli ulduz 200 pc məsafədə bir parlaqlığa sahibdir $ V sim 11 $ və Gaia kataloğunda yalnız 0,1 mas arasında bir paralaks qeyri-müəyyənliyi var (əksəriyyəti hazırda sistematik bir səhv), yəni məsafə təxminən 2% -ə məlumdur. Beləliklə, paralaks qeyri-müəyyənliyi məhdudlaşdıran amildir. Ancaq 6-cı böyüklükdə günəş tipli bir ulduz olardı $ D sim 20 $ pc. Bundan daha çox məsafədə və mənbə CHARA ilə açısal bir diametr ölçüsü əldə etmək üçün kifayət qədər parlaq deyil.

Digər tərəfdən böyük bir qırmızı nəhəng ulduz $ R sim 200 R _ { odot} $ bucaq çözünürlüyü ilə prinsipcə radiusunu 37 kpc məsafəyə qədər 30% -ə qədər ölçə bilər. Hal-hazırda belə bir ulduzun ölçülə bilən paralaksı olmazdı. Paralaks 27 microarcseconds olacaqdır və bu, bir neçə il ərzində son Gaia məlumatlarının azaldılmasında həll edilə bilər. Bununla birlikdə, ulduz da olardı $ V sim 14 $ və edir yol CHARA-nın mövcud interferometrik imkanları üçün çox zəifdir. 6. böyüklükdə qırmızı nəhəngdir $ D sim 500 $ pc, həm bucaq diametri, həm də paralaksın dəqiq ölçülə biləcəyi bir məsafə.

Buna görə cavab budur ki, məhdudiyyət açısal qətnamə və ya paralaks deyil. Ölçmələr üçün istifadə olunan interferometrlər üçün parlaqlıq həddi. Bu məhdudiyyət günəş tipli cırtdanların diamterlərini bir neçə 10s pc, ən böyük qırmızı nəhənglərin diametrlərini isə təxminən 1 kpc ölçə biləcəyiniz deməkdir.

Yeniləmə: İstifadə edilə bilən digər interferometrlər var. Çilidəki VLTI / Amber interferometri CHARA-dan daha böyük teleskoplardan istifadə edir və prinsipcə zəifləməyə çalışa bilər. Chesneau et al. (2014) HR5171A (qırmızı hiperjiant) olması üçün açısal bir diametri ölçür 3.39 $ / pm 0.02 $ mas, 3.6 kpc məsafədə. https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2014/03/aa22421-13/aa22421-13.html

Çox uzaqda olsa da, bu nəhəng ulduz kifayət qədər parlaqdır ($ V sim 6.5 $) bir açısal diametr ölçüsünə hələ də nail olmaq olar. Diqqət yetirin ki, buradakı məhdudiyyət hələ də obyektin parlaqlığıdır, məsafəsi və ya açısal ölçüsü deyil.


Paralaksın ölçülməsi hər hansı bir planetin açısal ölçüsündən daha asandır. Bu, hiperger və bəzi supergigantlar xaricində əksər ulduzlar üçün də doğrudur. Paralaks tərəfindən verilir

$ displaystyle theta_ {p} = frac {d_e} {d} $

harada $ d_e $ Yer-Günəş məsafəsidir və $ d $ ulduzun məsafəsi. Bunun əvəzinə radiuslu bir cismin açısal ölçüsü $ r $ edir

$ displaystyle theta_ {r} = frac {r} {d} $

Qoyun $ theta_ {dəq, p} $$ theta_ {dəq, r} $ paralaks və bucaq ölçüsünün ölçülməsi üçün əldə edə biləcəyimiz ən yaxşı açısal qətnamələr ola bilər. Aydındır ki, açısal ölçü məhdudlaşdıran amil olacaqdır

$ displaystyle frac {r} { theta_ {min, r}} < frac {d_e} { theta_ {min, p}} $

İndi götürək $ theta_ {min, p} təxminən 10 ^ {- 5} $ kimi (Gaia missiyasının dəqiqliyi) və $ theta_ {min, r} yaklaşık 2 cdot 10 ^ {- 6} $ kimi (Donanma Prototipi Optik İnterferometr). Buna görə, açısal ölçünün məhdudlaşdırıcı faktor olması şərtidir (ən böyük ölçü sırasına qədər):

$ r

Əlbətdə radiusu Yer-Günəş məsafəsinin onda birindən böyük bir planet ola bilməz, bu səbəbdən bucaq ölçüsü həmişə planetlər üçün məhdudlaşdırıcı amildir.

Ən böyük əsas ardıcıllıq ulduzları (O tipli ulduzlar) təxminən radiuslara malikdir $ 20 R_ {⊙} $, Yer-Günəş məsafəsi bir qədər artıqdır $ 200 R_ {⊙} $. Buna görə O tipli ulduzlar sərhəd boyunca oturur, bucaq ölçüsü isə bütün digər əsas ardıcıllıq ulduzları üçün məhdudlaşdırıcı amildir.

İndi əsas ardıcıllıq xaricindəki ulduzları nəzərdən keçirək. Ən böyük ulduzlar, radiusları daha böyük olan Hiperqantlardır $ 1000 R_ {⊙} $. Bu günə qədər bilinən ən böyük ulduz radiusu olan VY Canis Majoris'dir $ 1,420 R_ {⊙} $. Supergiantlar ümumiyyətlə $ 50 R_ {⊙} $ üçün $ 500 R_ {⊙} $bu səbəbdən məsafə məhdudlaşdıran amildir. Bu günə qədər olan ən yaxşı interferometrlərdən istifadə edərək, 200-ə qədər diametrləri ölçə bilərik $ mu $% 1 dəqiqliklə olduğu kimi. Bu, tipik bir supergianın diametrini 2kpc məsafəyə qədər ölçməyə cavab verir. Açısal diametrini ölçən ilk ulduz Betelgeuse idi.


Methuselah & # 039s Star nəhayət Kainatdan daha yaşlı deyil. Ancaq yenə də olduqca köhnəlmişdi.

Elmdə səhv olduğunu bildiyiniz, amma bilmədiyiniz bir nəticə əldə etdiyiniz vaxtlar var niyə. Bu, bəzi maraqlı fərziyyələrə və dəfələrlə çox maraqlı bir elmə səbəb ola bilər.

Məsələn, Kainatdan daha yaşlı görünən bir ulduz tapdığınız zaman.

Daha pis Astronomiya

Yerdən 200 işıq ili uzaqlıqda olan Günəşə bənzər bir ulduz olan HD 140283 - ulduzlar getdikcə olduqca yaxındır. Bir müddətdir xüsusi bir ulduz növü olduğu bilinir, dediyimiz aşağı metallikdir.

Bir sözlə, ilk kainat daha çox hidrogen və helium və daha ağır elementlərdən ibarət idi (astronomların dedikləri metal tarixi səbəblərdən) kütləvi ulduzlar onları öz nüvələrində düzəldib partlayana və yeni ulduzlara daxil olmaq üçün kosmosa süzülənə qədər dönməyə başlamadı.

Bunun mənası budur ki, yaşlı ulduzların içərisində daha az ağır element var və gənc ulduzlar daha çoxdur. Günəşi standart olaraq istifadə edirik, çünki niyə olmasın. Bu ölçüdə HD 140283, Günəşin 1/250 th (0.004) metalikliyinə sahibdir!

Bu, son dərəcə köhnə, bu ulduz üçün çox yaşlı bir dövrü nəzərdə tutur. Digər ölçmələr bunu gücləndirir, buna görə Metuselahın Ulduz ləqəbini aldı. 2013-cü ildə Hubble istifadə edərək bir ölçüsü yaşını təxminən 14,5 ± 0,8 milyard yaşında qoydu.

Bu bir az problemdir. Kainatın cəmi 13,77 ± 0,04 milyard yaşı var. Bu ulduz Kainatdan daha yaşlıdır?

HD 140283, Methuselah's Star, göy araşdırmasında görülür. Kredit: NASA / GSFC / SkyView / DSS2

Əyləcləri buraya vurun. Bu rəqəmlərdəki qeyri-müəyyənliklər (± hissə) çox ağırlıq daşıyır. 14.5 - 0.8 = 13.7, buna görə ulduzun yaşı düşünüləndən daha azdır. Planetdə ulduzun həqiqətən Kainatın özündən daha yaşlı olduğunu düşünən heç bir astronom yoxdur! Əlbətdə ki, baxsanız onun yaşını şişirtən bir çox məqalə tapacaqsınız və daha az nüfuzlu saytlardan bəziləri HD 140283 deyərək Böyük Partlayışdan bizimki üçün xilas olmuş daha əvvəlki bir Kainatdan gəlir. Bunun tam olaraq necə işləməsi bəlli deyil (çünki yer səviyyəsində bir elmdir).

Problem qeyri-müəyyənlikləri daraltmaqdadır. Kömək edən bir şey məsafəni əldə etməkdir, beləliklə onun nə qədər parlaq olduğunu bilirik (Yerdəki parlaqlığı ölçə bilərik, sonra məsafəni düzəltdikdən sonra əslində nə qədər işıq saçdığını bilirik. parlaqlıq). Son inkişaflar burada kömək etdi, buna görə bir qrup astronom bu ulduzla bir daha mübarizə apardı. Bu günə qədər olan ən yaxşı ölçmələrdən istifadə edərək, kütlə, parlaqlıq, elementar məzmun (ulduzun metal tərkibi az olduğu üçün buradakı kritik) və s. Kimi əsas xüsusiyyətləri nəzərə alaraq ulduzların zamanla necə dəyişdiyini göstərən modellər yaradan proqramdan istifadə etdilər. haqqında.

Bildikləri budur ki, ulduzun kütləsi Günəşin kütləsindən 0,81 ± 0,05 dəfə çoxdur və yaşı (lütfən drumroll). 12.01 ± 0.05 milyard il.

Ahhh, daha yaxşıdır. Kosmosdan daha rahat və buna görə meydana gəlmişdir sonra böyük partlayış.

Bəli, yenə də var həqiqətən frakking köhnə. Müqayisə üçün Günəşin 4,6 milyard yaşı var. Samanyolu qalaktikasının özünün təqribən 12 milyard yaşı var, yəni qalaktikanın özü meydana gəldiyində belə, onda doğulan ilk ulduzlardan biri idi. Çox gözəl.

Yaşlandığını nəzərə alsaq, ulduzun indi ölməsi sürpriz deyil. Artıq bir müddətdir özündə hidrogen yanacağı tükənir və qırmızı nəhəngə çevrilməyə başlayır. Hal-hazırda bu proses yeni başlayır, buna görə də a adlandırdığımız şeydir tabe. Onsuz da Günəşin diametrindən təxminən iki dəfə çoxdur və nəticədə bir az daha şişəcəkdir. Bundan sonra subatomik hissəcik küləyi ilə kütləni itirmək üçün uzun bir müddət keçəcək, daralacaq, yenidən genişlənəcək və nəticədə bütün xarici təbəqələrini uçuraraq kiçik küt bir ağ cırtdana çevriləcəkdir. O nöqtədə sərinləşəcək, daha milyardlarla il ərzində qara bir cırtdana çevriləcək. Alacaq vaxt əslində yaşadığından daha çoxdur, bu mənada çox və çox uzun bir gələcək gözləyir.

Beləliklə, Metuselahın Ulduzunun kosmik yaş paradoksu artıq həll olundu.

Methuselah Ulduzunun yaxından necə görünə biləcəyi (sənətkarın təsviri). Kredit: NASA, SDO və AIA komandası. Phil Plait tərəfindən dəyişdirilmişdir

Ancaq qeyd edim ki, qalaktikadakı ən qədim ulduz olma ehtimalı yoxdur. Süd Yolu 120.000 işıq ili arasındadır, bəs ən qədim ulduzun 200 işıq ili uzaqlıqda olma ehtimalı nədir? Sadəcə, yaxşı öyrənmək üçün kifayət qədər yaxınlaşır və məsafə, Kainatdakı ulduzların ilk nəsillərindən biri olan qalaktikada buna bənzər daha çox ulduzun və bəlkə də daha yaşlı olduğunu göstərir. Onları tapmaq və təhlil etmək bu qədim ulduzların necə davrandığını başa düşməyimizə əlavə edəcəkdir.

Ulduzlar qoca, amma gün hələ cavandır. Tapmaq və öyrənmək üçün daha çox şey var.


Necə görüldü?

Bir qrup astronom Hubble Kosmik Teleskopunu istifadə edərək uzaq bir supernovanı - nəhəng bir ulduzun partlayıcı ölümünü izləyirdi, yeni bir işıq parçası görəndə.

Onun parıltısına cazibə obyektivi deyilən şey sayəsində bir təkan verildi. Kütləvi bir səma cismindən gələn cazibə böyüdücü şüşə kimi hərəkət edərkən, arxasındakı cisimlərin işığını əyərək gücləndirir.

Yer kürəsindən beş milyard işıq ili uzaqlığında, planetimizlə İkar arasında bir qalaktika dəstəsi yerləşir. Bu həftə özetlenen bir modelə görə Təbiət Astronomiyası, Icarus, o qalaktika qrupundakı bir ulduz daha uzaq ulduzun qarşısında hərəkət edərkən böyüdüldü və onu parlaqlığının 2000 qatına qaldırdı.

“Mənbə isinmir, partlamır. İşıq yalnız böyüdülür. Və bu, cazibə obyektivindən gözlədiyiniz şeydir. ”- deyə, Minnesota Universitetinin tədqiqat rəhbəri Patrick Kelly, Twin Cities-in press-relizində deyilir.

İkarusun ən yaxın ulduzdan ən az yüz qat daha uzaq olduğunu, ən azından hələ də kor-koranə partlayıcı ölümlə ölməyənlər arasında olduğunu söylədi. Alimlər qalaktikaları daha uzaq məsafələrdə müşahidə etdilər, lakin ayrı-ayrı ulduzlarını seçə bilmədilər.


Yerdən ən uzaq ulduz nədir?

Ulduz o qədər uzaq olduğu üçün işığının Yerə çatmaq üçün yetərincə vaxtı olmadığı üçün elm adamları da dünyadan ən uzaq ulduzu tanımayacaq. Görünən kainatdakı ulduzların da sayıla bilməyəcəyi qədər çoxdur, ancaq insanların indiyə qədər aşkar etdikləri ən uzaq olanı 55 milyon işıq ili uzaqlıqdadır. Bu inanılmaz uzaq ulduza SDSS J 122952.66 +112227.8 deyilir.

Alimlərin kəşf etdikləri ən uzaq obyekt UDFj-39546284 adı ilə qalaktikadır. Bu, təxminən 13,2 milyard işıq ili uzaqlıqda olan çox erkən bir qalaktikadır. Bununla birlikdə, elm adamları vizual texnologiyasını daim inkişaf etdirirlər və yaxın gələcəkdə daha da uzaq obyektlər tapmağı ümid edirlər.

Ulduz Deneb, gözlə asanlıqla görülə bilən ən uzaq ulduzdur. Dünyadan 1400 ilə 3000 işıq ili arasında olduğu düşünülür. Deneb, şimal səmasının ən parlaqlarından biridir və Qu quşu Cygnus bürcünün bir hissəsidir.

Günəş Yer planetinə ən yaxın ulduzdur. Dünya Günəşin ətrafında 93 milyon mil məsafədə dövr edir. Alimlər bu məsafəni astronomik məsafələr üçün əlverişli ölçü vahidi kimi istifadə edirlər. Elm adamları bu məsafəni bir & ldquoastronomical unit, & rdquo tez-tez qısaldılmış AU adlandırırlar.


18.3 Ulduzların Çapları

Günəşin diametrini ölçmək asandır. Açısal diametri - yəni göydəki görünən ölçüsü - təxminən 1/2 ° -dir. Günəşin səmadakı açısını və nə qədər uzaq olduğunu bilsək, 1,39 milyon kilometr və ya Yerin diametrindən təxminən 109 dəfə çox olan həqiqi (xətti) diametrini hesablaya bilərik.

Təəssüf ki, Günəş bucaq diametri asanlıqla ölçülən yeganə ulduzdur. Bütün digər ulduzlar o qədər uzaqdadır ki, ən böyük yerüstü teleskoplardan belə işıq nöqtələrinə bənzəyirlər. (Çox vaxt daha böyük görünürlər, amma bu, sadəcə Yer atmosferindəki qarışıqlığın gətirdiyi təhrifdir.) Xoşbəxtlikdən, astronomların ulduzların ölçüsünü qiymətləndirmək üçün istifadə edə biləcəyi bir neçə üsul var.

Ulduzlar Ay tərəfindən Engellendi

Çox dəqiq diametrlər verən, ancaq bir neçə ulduz üçün istifadə edilə bilən bir üsul, Ayın bir ulduzun qarşısından keçərkən meydana gələn işığın qaralmasını müşahidə etməkdir. Astronomların ölçdüyü (böyük dəqiqliklə) Ayın kənarı ulduzun diski boyunca hərəkət edərkən ulduzun parlaqlığının sıfıra enməsi üçün lazım olan vaxtdır. Ayın Yer ətrafında öz orbitində nə qədər sürətlə hərəkət etdiyini bildiyimiz üçün ulduzun bucaq diametrini hesablamaq mümkündür. Ulduza olan məsafə də məlumdursa, diametrini kilometrlərlə hesablaya bilərik. Bu metod yalnız Ayın (və ya daha nadir hallarda bir planetin) Yerdən göründüyü kimi qarşısından keçə biləcəyi Bürc boyunca uzanan kifayət qədər parlaq ulduzlar üçün işləyir.

Tutulan İkili Ulduzlar

Çox sayda ulduz üçün dəqiq ölçülər tutulan ikili ulduz sistemlərinin ölçmələrindən qaynaqlanır və buna görə də bu tip ulduz sistemlərini araşdırmaq üçün əsas hekayəmizdən qısa bir yol açmalıyıq. Bəzi ikili ulduzlar sıraya düzülmüşdür ki, Yerdən baxanda hər ulduz hər çevriliş zamanı bir-birinin qarşısından keçər (Şəkil 18.10). Bir ulduz digərinin işığını bloklayaraq dünyaya çatmasını maneə törətdikdə, sistemin parlaqlığı azalır və astronomlar tutulmanın baş verdiyini söyləyirlər.

İlk tutulan ikili kəşf astronomiyada uzun müddətdir davam edən bir tapmacanın həllinə kömək etdi. Perseus bürcündə olan Algol ulduzu parlaqlığını qəribə, lakin nizamlı bir şəkildə dəyişdirir. Normalda Algol kifayət qədər parlaq bir ulduzdur, lakin 2 gün, 20 saat, 49 dəqiqə fasilələrlə normal parlaqlığının üçdə birinə qədər azalır. Bir neçə saatdan sonra yenidən normallaşır. Nə axtaracağınızı bilsəniz, bu təsir teleskop olmadan da asanlıqla görünür.

1783-cü ildə John Goodricke adlı bir gənc ingilis astronom (1764–1786) Algol haqqında diqqətlə bir araşdırma etdi (John Goodricke-də həyat və yaradıcılığının müzakirəsi üçün xüsusiyyətə bax). Goodricke nə eşidə bilsə də, nə danışa bilsə də, qısa həyatının 21 ilində bir sıra böyük kəşflər etdi. Algolun qeyri-adi parlaqlıq dəyişikliyinin, daha parlaq ulduzun qarşısından müntəzəm olaraq keçən və işığını bağlayan görünməyən bir yoldaşından qaynaqlandığını irəli sürdü. Təəssüf ki, Goodricke'nin bu fikri sınamaq üçün bir yolu yox idi, çünki təxminən bir əsr sonra avadanlıq Algolun spektrini ölçmək üçün kifayət qədər yaxşı oldu.

1889-cu ildə Alman astronom Hermann Vogel (1841-1907) Mizar kimi Algolun da spektroskopik ikili olduğunu nümayiş etdirdi. Algolun spektral xətlərinin ikiqat olduğu müşahidə edilmədi, çünki cütlüyün daha solğun ulduzu parlaq ulduzla müqayisədə xətlərinin kompozit spektrdə nəzərə çarpması üçün çox az işıq verir. Buna baxmayaraq, parlaq ulduz xəttlərinin vaxtaşırı irəliləməsi və dəyişməsi onun görünməmiş bir yoldaşın ətrafında döndüyünə dəlil verdi. (Bir ulduzun spektroskopik ikili olaraq tanınması üçün hər iki komponentin xətləri görünməməlidir.)

Algolun bir spektroskopik ikili olduğu kəşfi Goodricke'nin fərziyyəsini təsdiqlədi. Ulduzların fırlandığı müstəviyə, demək olar ki, görmə xəttimizə tərəf çevrilir və hər bir ulduz hər çevriliş zamanı bir-birinin qarşısından keçir. (Algol sistemindəki solğun ulduzun tutulması o qədər də nəzərə çarpmır, çünki örtülmüş hissəsi sistemin işığına az qatqı təmin edir. Ancaq bu ikinci tutulma diqqətlə ölçülməklə aşkar edilə bilər.)

Hər hansı bir ikili ulduz, orbitinin müstəvisinə yaxın bir istiqamətdən baxıldıqda tutulmalar meydana gətirir ki, bir ulduz digərinin qarşısından keçsin (bax Şəkil 18.10). Ancaq dünyadakı baxış nöqtəmizdən yalnız bir neçə ikili ulduz sistemi bu şəkildə yönəldilmişdir.

Əlaqələrin qurulması

Astronomiya və Mifologiya: Algol Demon Star və Qəhrəman Perseus

Algol adı ərəb dilindən gəlir Rasul Ghul, "iblisin başı" mənasını verir. 3 İngilis dilindəki “ghoul” sözü də eyni türevə malikdir. Göyü müşahidə etmək: Astronomiyanın doğuşu adlı kitabda bəhs edildiyi kimi, parlaq ulduzların çoxunun ərəb adları var, çünki orta əsrlərdə Avropada uzun qaranlıq dövrlərdə Yunan və Roma səmalarını bilənləri qoruyan və genişləndirən ərəb astronomları idi. Şeytana istinad, Algolu tapdığımız bürc ilə xatırlanan və sərgüzəştləri şimal bürcləri ilə əlaqəli bir çox xarakteri əhatə edən qəhrəman Perseusun qədim yunan əfsanəsinin bir hissəsidir.

Perseus, Yunan mifologiyasında tanrıların kralı olan Zeusun (Roma versiyasında Yupiter) atası olduğu bir çox yarı tanrı qəhrəmanından biri idi. Zeus, incə bir şəkildə desək, gözləriyaşardıcı bir gözə sahib idi və hər zaman kiməsə və ya başqasına onun xülyasını tutan bir insan qızı ilə atalıq edirdi. (Perseus bundan qaynaqlanır Zeus başına, "Zeusun atasıdır" mənasını verir.) Anası ilə (anlaşılan) əsəbi bir ögey ata ilə birlikdə olan Perseus Egey dənizindəki bir adada böyüdü. Oradakı kral, Perseyin anası ilə maraqlanaraq, son dərəcə çətin bir tapşırıq verərək gəncdən qurtulmağa çalışdı.

Ümumi bir qürur anında Medusa adlı gözəl bir gənc qız qızıl saçlarını tanrıça Athena (Romalılar üçün Minerva) ilə müqayisə etdi. Yunan tanrıları sadəcə insanlara bənzədilməsini xoşlamadı və Afina Medusanı bir gorgona çevirdi: saçları qırxdıran ilanları olan və üzünə baxanları daşa çevirən çirkin, pis bir məxluq. Perseusa bu əbədi öldürmək tapşırığı verildi, bu da onu əbədi yoldan çıxarmaq üçün olduqca əmin bir yol kimi görünürdü.

Ancaq Perseusun bir ata üçün bir tanrısı olduğu üçün, digər tanrıların bəziləri ona iş üçün alətlər, o cümlədən Athenanın yansıtıcı qalxanı və Hermesin qanadlı sandalları (Roma hekayəsində Merkuri) verdi. Perseus onun üstündən uçaraq yalnız onun əksinə baxaraq Medusanın başını heç ona birbaşa baxmadan kəsə bildi. Perseus başını (əlverişli şəkildə görənləri bədəninə yapışmadan da daşa döndərə bilər) yanına götürərək, başqa macəralara davam etdi.

Ardınca qürurla başqa bir ailəni tanrılarla ciddi problemlər qurduğu qayalıq bir dəniz sahilinə gəldi. Kraliça Cassiopeia, öz gözəlliyini dəniz tanrısı olan Poseidonun (Roma mifologiyasında Neptun) qızı olan dəniz nimfaları olan Nereidlərlə müqayisə etməyə cəsarət etmişdi. Poseidon o qədər incikdi ki, krallığı dağıtmaq üçün Ketus adlı bir dəniz canavarı yaratdı. Cassiopeia’nın əzab çəkən əri Kral Cepheus, gözəl qızı Andromedanı canavara qurban verməli olduğunu söyləyən Kilsəyə müraciət etdi.

Perseus gələndə Andromedanın dənizin yaxınlığında bir qayaya zəncirləndiyini və taleyini gözlədiyini görəndə canavarı daşa döndərərək onu xilas etdi. (Mifologiya alimləri əslində bu hekayənin mahiyyətini tanrı qəhrəmanı Mardukun Tiamat adlı bir canavarı məğlub etdiyi qədim Mesopotamiyadan gələn daha qədim rəvayətlərə aid edirlər. Simvolik olaraq Perseus və ya Marduk kimi bir qəhrəman Günəşlə əlaqələndirilir Gecənin gücü ilə canavar və Günəşin gecə qaranlıq ilə apardığı mübarizədən sonra buraxdığı kövrək şəfəq gözəlliyi ilə gözəl qız.)

Bu yunan əfsanələrindəki bir çox qəhrəman, mütləq adlarına bənzəməyən, eyni zamanda hekayəni xatırladan səmadakı bürclər olaraq tapıla bilər. Məsələn, boş Cassiopeia, səma qütbünə çox yaxın, əbədi olaraq göy ətrafında fırlanan və hər qışda tərs asılı vəziyyətdə qalma cəzasına məhkumdur. Qədimlər Andromedanı hələ də qayasına zəncirlənmiş kimi təsəvvür edirdilər (bu ulduz qruplaşmasında gözəl qızı tanımaqdan çox, ulduz zəncirini görmək çox asandır). Perseus Medusanın başı kəmərindən sallanan yanında. Algol bu gorgon başını təmsil edir və bu cür nağıllarda uzun müddət pislik və pisliklə əlaqələndirilir. Bəzi şərhçilər, ulduzun parlaqlıqdakı dəyişikliyinin (silahsız gözlə müşahidə oluna biləcəyi) xoşagəlməz nüfuzuna səbəb ola biləcəyini, qədimlərin bu cür dəyişikliyi bir növ pis "göz qırpması" kimi qiymətləndirdiyini söylədilər.

Tutulan ikili ulduzların diametri

İndi bütün bunların ulduz ölçülərini ölçmək üçün necə istifadə edilə biləcəyini müzakirə etmək üçün hekayəmizin əsas mövzusuna qayıdırıq. Texnika tutulan ikili bir işıq əyrisi düzəltməyi, parlaqlığın zamanla necə dəyişdiyini göstərən qrafikdən ibarətdir. Ulduzların Şəkil 18.11-də göstərildiyi kimi ölçüləri ilə çox fərqli olduğu fərziyyə ikili sistemi nəzərdən keçirək. Həyatı asanlaşdırmaq üçün orbitin tam olaraq kənarda göründüyünü düşünəcəyik.

Belə bir sistemdə iki ulduzu ayrı-ayrılıqda görə bilməməyimizə baxmayaraq, işıq əyrisi bizə nə olduğunu izah edə bilər. Kiçik ulduz daha böyük ulduzun arxasından keçməyə başladığında (dediyimiz bir nöqtə) ilk əlaqə), parlaqlıq düşməyə başlayır. Tutulma deyilən nöqtədə cəmi olur (kiçik ulduz tamamilə gizlidir) ikinci əlaqə. Tam tutulmanın sonunda (üçüncü əlaqə saxlayın), kiçik ulduz ortaya çıxmağa başlayır. Kiçik ulduz çatdıqda son əlaqə, tutulma tamamilə bitdi.

Bunun bizə diametrləri necə ölçməyimizə imkan verdiyini görmək üçün Şəkil 18.11-ə diqqətlə baxın. Birinci və ikinci təmaslar arasındakı zaman aralığında, kiçik ulduz öz diametrinə bərabər bir məsafədə hərəkət etdi. Birinci ilə üçüncü təmas arasındakı zaman aralığında, kiçik ulduz daha böyük ulduzun diametrinə bərabər bir məsafədə hərəkət etdi. Hər iki ulduzun spektral xətləri ikili spektrdə görünürsə, kiçik ulduzun böyüyünə nisbətən sürəti Doppler sürüşməsindən ölçülə bilər. Ancaq kiçik ulduzun hansı sürətlə hərəkət etdiyini və bir qədər məsafəni qət etməyin nə qədər olduğunu bilmək bu məsafənin uzunluğunu - bu halda ulduzların diametrini bilə bilər. Birinci kontaktdan ikinci təmasa keçən zaman aralığına vurulan sürət kiçik ulduzun diametrini verir. Daha böyük ulduzun diametrini əldə etmək üçün sürəti birinci və üçüncü kontaktlar arasındakı vaxta vururuq.

Əslində, tutulma ikili vəziyyət tez-tez bir az daha mürəkkəbdir: orbitlər ümumiyyətlə tam kənarda görünmür və hər ulduzdan gələn işıq yalnız digər hissəsi tərəfindən bloklana bilər. Bundan əlavə, ikili ulduz orbitləri, planetlərin orbitləri kimi, dairələr deyil, elipslərdir. Bununla birlikdə, bütün bu təsirlər işıq əyrisinin çox diqqətlə ölçülməsindən ayrıla bilər.

Öyrənmə ilə əlaqə

Tutulma İkili Simulator, tutulma vaxtının ikili cütlükdəki ulduzların ölçüsünü təyin etmək üçün necə istifadə edilə biləcəyini araşdırmağa imkan verir. Kütlə, ayrılma və səth istiliyi kimi digər xüsusiyyətlər də araşdırıla bilər.

Diametri əldə etmək üçün Radiasiya Qanunundan istifadə

Ulduz diametrlərinin ölçülməsinin başqa bir üsulu, yayılan enerji ilə temperatur arasındakı əlaqə üçün Stefan-Boltzmann qanunundan istifadə edir (bax: Radiasiya və Spektr). Bu metodda enerji axını (Günəş kimi bir qaradəniz tərəfindən kvadrat metrə saniyədə yayılan enerji) tərəfindən verilir

burada σ sabitdir və T temperaturdur. Bir kürənin səthi (ulduz kimi) tərəfindən verilir

Parlaqlıq (L) sonra bir ulduz səthinin sahəsi ilə kvadrat metr enerji axınına görə verilir:

Əvvəllər Sirius ikili sistemindəki iki ulduzun kütlələrini təyin etdik. Sirius, solğun yoldaşı ulduzundan 8200 dəfə çox enerji verir, baxmayaraq ki, hər iki ulduzun temperaturu eyni dərəcədədir. Parlaqlıqdakı son dərəcə böyük fərq, radiusdakı fərqlə əlaqədardır, çünki iki ulduzun temperaturu və bu səbəbdən enerji axınları təxminən eynidir. İki ulduzun nisbi ölçülərini müəyyən etmək üçün müvafiq parlaqlıq nisbətini alırıq:

Buna görə, iki ulduzun nisbi ölçüləri nisbi parlaqlığın kvadrat kökü götürülərək tapıla bilər. 8200 = 91 8200 = 91 olduğundan Siriusun radiusu zəif yoldaşının radiumundan 91 dəfə böyükdür.

Burada göstərilən radiusun təyin edilməsi üsulu hər iki ulduzun da görünməsini tələb edir ki, bu da həmişə belə deyil.

Öyrənmə ilə əlaqə

Ulduzun səthinin temperaturu, parlaqlığı və radiusu arasındakı əlaqəni araşdırmaq üçün Ulduz Parlaqlıq Simulatodan istifadə edin. Nə olduğunu görmək üçün sürgüləri hərəkət etdirin. Eyni parlaqlığa, lakin fərqli səth temperaturlarına sahib iki ulduz yaratmağa çalışın.

Ulduz Çapları

İllər boyu həyata keçirilmiş bir çox ulduz ölçüsünün nəticələri göstərir ki, yaxınlıqdakı ulduzların əksəriyyəti günəş ölçüsündədir və tipik diametri bir milyon kilometrə qədərdir. Zəif ulduzlar, gözlədiyimiz kimi, ümumiyyətlə daha parlaq ulduzlardan kiçikdir. Ancaq bu sadə ümumiləşdirmənin bəzi dramatik istisnaları var.

Çox parlaq ulduzlardan bir neçəsi, həm də qırmızıdır (nisbətən aşağı səth istiliyini göstərir), həqiqətən çox böyükdür. Bu ulduzlara, lazımi dərəcədə, nəhəng ulduzlar və ya nəhəng ulduzlar deyilir. Misal olaraq, Orion bürcünün ikinci ən parlaq ulduzu və göyümüzdəki ən parlaq ulduzlardan biri olan Betelgeuse'u göstərmək olar. Diametri, diqqətəlayiq şəkildə, 10 AU-dan (1.5.) Böyükdür milyard kilometr!), bütün daxili günəş sistemini demək olar ki, Yupiterə qədər dolduracaq qədər böyükdür. Yeniyetməlikdən qocalığa qədər olan Ulduzlarda bu cür nəhəng və fövqəladə ulduzların meydana gəlməsinə yol açan təkamül prosesinə ətraflı baxacağıq.

Öyrənmə ilə əlaqə

Ulduzların planetlərə qarşı ölçüsünü və ulduzlar arasındakı ölçü aralığını vurğulayan təəccüblü bir vizual üçün bu ulduz ölçüsü müqayisə videosuna baxın.


Bu ulduz indiyə kimi görünməmiş ən uzaqdır. 9 milyard işıq ili məsafədədir.

Hubble Kosmik Teleskopundan istifadə edən astronomlar, 9 milyard işıq ili uzaqlıqda parlaq bir nöqtə olan indiyə qədər müşahidə edilən ən uzaq ulduzu tapdılar. Uğurlu ulduzlarına təşəkkür etməyi unut: Bu kəşf, kütləvi bir qalaktik qrupun əlverişli hizalanmasını tələb etdi. Küme, ulduzu 2000 dəfə böyüdərkən dünyaya doğru əyilərək ulduz işığını çırpdı.

Rəsmi olaraq ulduzun adı MACS J1149 + 2223 Lised Star 1-dir, lakin astronomlar buna İkarus deyirlər. Minnesota Universitetinin astrofiziki Patrik L. Kellinin dediyinə görə İkar əvvəllər aşkar edilmiş digər ulduzlardan yüz qat daha uzaq idi. Normalda yalnız supernovalar - fəlakətli ulduz partlayışları kimi fenomenlər və ya bütün qalaktikalar bu qədər geniş məsafələrdə aşkar olunur.

Kelly rekord qıran ulduzları izləmək üçün yola çıxmamışdı. Bu qədər məsafədə başqa heç bir ulduz görünməmişdi. Astrofizikçi və iş yoldaşları, SN Refsdal adlı bir supernovanın Hubble şəkillərini araşdırırdılar. Ancaq 2016-cı ildə, supernovanın yerləşdiyi eyni qalaktikada görünən bir blip tapdılar. Kelly və həmmüəlliflərinin bu yaxınlarda Nature Astronomy jurnalında yayımladığı bir hesabatda yazdıqları kimi bu blip, başqa bir supernova deyil, mavi bir supergiant ulduz idi.

İkarın spiral qalaktikası ilə özümüzün arasındakı yarıda üçüncü bir obyekt, böyüdücü şüşənin obyektivi rolunu oynayan böyük bir qalaktikalar qrupu var idi. Kelly belə dedi ki, İkarus klasterin "kritik əyrisi boyunca" keçdi və ulduz işığını bizim istiqamətimizə çevirdi - bu, cazibə obyektivi adlanan bir prosesdir. Təsiri “qura biləcəyimiz hər şeydən daha güclü bir təbii teleskop” kimi idi.

Yeni tədqiqatın müəllifləri İkarusun istiliyinin dəyişmədiyi üçün partlayış deyil sabit bir ulduz olduğunu təyin etdilər. Supernovalar “çox isti başlayır və sərinlənir. İstilik dəyişikliyinə dair bir dəlil görmədik ”dedi Kelly. Yenə də İkar, nəhəng, Günəşdən daha isti və bəlkə də min dəfə işıqlı idi.

Kelly də bunun artıq mövcud olmadığını söylədi. Mavi fövqəladə ulduzların doqquz milyard illik ömrü yoxdur. İkarusun ya qara dəliyə düşdüyündən, ya da neytron ulduzu kimi yaralandığından şübhələndi.


Bir çox kiçik güzgülərin yapışdırıldığı kiçik bir kürə yerin fırlanmasını müşahidə etmək, günəşin açısal diametrini və yerin eliptik orbitinin ekssentrikliyini ölçmək üçün istifadə edilə bilər. Günəş bir pəncərədən parıldadıqda, güzgülər şəkilləri divarın üstünə və ya kölgədə olan ağ kağız parçasına və ya açıq qapıdan qaranlıq bir koridorun ən ucuna çıxarır.

Yerin orbitinin radiusunu bilmək və günəşin görünən ölçüsünü ölçməklə trigonometri və ya sadə geometriyadan istifadə edərək günəşin diametrini və Günəşin orbitinin ekssentrikliyini asanlıqla müəyyən edə bilərik.

1. Giriş

İngilis kapitanı Ceyms Kuk 1769-cu ildə Veneranın keçidini müşahidə edənə qədər Günəşin məsafəsi və diametri dəqiq bilinmirdi. Məqsədli dəqiq bir dəyər 1835-ci ildə astronom Enke tərəfindən verilmişdir. Dünya ilə Günəş arasındakı faktiki məsafə, Yerin eliptik orbitinə görə minimum 147 097 000 km-dən 152 086 000 km-ə qədər dəyişir. Məsafə olaraq 150 000 000 km (= 1 AU) istifadə edirik.

2. Günəşi müşahidə etmək üçün proyeksiya metodları

Günəşə işarə edən bir ştativə quraşdırılmış durbinlərdən istifadə edə bilərsiniz, bir stəkan bağlana bilər və ya 2 litrlik bir şüşə stenddə tutub kiçik bir güzgü parçasını (0,5 sm × 0,5 sm-dən az) yapışdıra bilərsiniz. ) silindr uzunluğu boyunca şüşənin ortasına yaxın. İstifadə etməzdən əvvəl şüşəni su ilə doldurun. Güzgüdən bir neçə metr aralıda yerləşdirilən görüntü ekranında günəşin görüntüsünü izləyin. Heç vaxt birbaşa günəşə baxmayın.

The easiest way is to buy at Christmas time a sphere with many tiny hot glued mirrors, used as decoration for the tree. Fix the sphere in a stand near the window in a stand. If the sun is shining at the ball images of the sun appear onto the wall behind. The important points are that the mirror must be small compared to the distance of projection which should be at least 2 m, and you must get an image bright enough to measure. The projection from the mirror should be flat on to the surface of projection. If the image is round, then it is being projected correctly. Keep in mind that the projected image of the sun will be faint, so it needs to be projected into a darkened area. If the distance is too short, the image will to be faint. If it is too large, the edges of the image will be fuzzy. Look for an image which is round, sharp enough, and bright enough to measure.

3. Measuring the apparent angular diameter

Onto a piece of paper draw a circle bigger than the images of the sun. Trace the image in the middle of the circle. Using a stopwatch start timing at the first contact: circle / edge of the image. Stop timing when the image of the sun has moved completely out of the circle you have traced. See Fig. 1. Try this several times. Make at least 5 measurements.

4. Explanations

The rotation of the Earth causes the image of the Sun to appear to move across the screen. The angular velocity of the daily rotation is easily determined. If the earth spins 360 degrees per 24 hours, then it spins 15 degrees per hour or 1/4 degrees per minutes. The time, it takes for the sun's image to move "one Sun diameter", is about 2 minutes. For larger or smaller images, the time will be constant, as it is a measure of an other constant, the spin of the earth. The apparent angular diameter of the sun can be found using the proportion:

15 degrees / 60 minutes = x degrees / 2 minutes

The small mirror acts like the hole of a big pinhole camera. The development of a normal pinhole camera projecting the image of the sun on a screen to a model reflecting the sun's light using a tiny mirror is shown in Fig. 2.

Locally you see the pictures of the rectangular mirrors.

Only at the equator the angular velocity of the sun is 1°/4 min.

If the sun stands above or below the celestial equator, its velocity is smaller. Polaris does not move, but the stars of Orion near the celestial equator move a lot concerning the spin of the earth.

As far as the declination of the sun d is concerned the path of the sun is given by s = 1°/4 min × cos δ × t . Measuring t minutes for the passage of the sun you can determine the its diameter.

Because -23,3º < δ < 23,5º the mistake ignoring the position of the Sun is at maximum 9%. During the equinox the mistake is minimal.

The tiny mirror is reflecting light from the sun and is producing an image of the sun on the screen. There are two similar triangles in this experiment. One is an triangle whose base is the diameter of the sun, and whose congruent sides are rays from each side of the sun to your mirror. The base of the second triangle is the diameter of the sun's image on the screen. Its congruent sides are rays coming from the mirror. Since these are similar triangles, the angular diameter of the image on the screen is the same as the angular diameter of the sun in the sky.

5. Sun's Diameter in km

Younger students who are not yet able to use trigonometric functions can use similar triangles and proportions to determine the diameter in km. They draw a symmetric triangle: basis angle d = 10° at the top, length of the height (distance: basis - top of the triangle) d(E,S) = h = 15 cm. The basis b of the drawn triangle is then measured as 2,6 cm. See Fig. 3.

Because the distance D from the Earth to the Sun is nearly 150 Mil km, h is easily stretched to that scale. The goal is to change the value of h and also the triangle by calculation to the real distance D. First the angle has to be diminished to 1/2 degree by calculation. The steps are shown below.

Using trigonometry we get the same result: sin δ/2 = tan d/2 = δ/2 / D(E,S).

The distance to the sun varies through the year, ranging from a minimum of 147 097 000 km (0,983 28 AU) to a maximum of 152 086 000 km (1,016 67 AU). You could find out the exact distance on the day of your observation, but the level of accuracy of this observation doesn't warrant it.

The semi-diameter has been observed since 1985 with the Tokyo Photoelectric Meridian Circle (Tokyo PMC) at Mitika. The mean value of the apparent diameter of 1 919,66 arcsec leads to an actual diameter of the sun of 1 391 000 km. The diameter variations are found to have amplitude larger than 0,08 arcsec. Most of them have a period longer than 130 days.

Although the Sun is spinning around its axis the difference between the radius from the equator to the centre and from the pole to the centre varies at maximum only some 10 kilometers. The sun is therefore nearly a perfect sphere. The sun's diameter is about 109 times the diameter of the earth.

6. The eccentricity of the Earth

The actual distances of planets from the sun are continually changing, because their orbits are ellipses governed by Kepler's laws. The first states that planets move in ellipses with the Sun in one focus.

It is convenient to start with the construction of ellipses by the gardeners. With two fixpoints and a string you can easily trace some ellipses on the blackboard. The dimensions and shape of an ellipse are described by the semimajor axis a, the eccentricity e and the numerical eccentricity e. Another useful quantity is the closest distance to the sun called perihelion distance. Figure 4 shows these quantities. In detail e = e/a, rP + rA = 2a.

The changes in the distance to sun can be determined by the different angular diameters of the sun. For good results series of continuous observations are to be made during one year. In the easiest case two observation weeks are needed: the first week in January and first week in July.

Remember the sun stands in general above or below the celestial equator. The fact is described by the declination of the sun d. Therefore t real = t × cos δ / 4 min. (In January d = -23° and in July d = +23°). The mistake ignoring the position of the Sun is max 9%.

Figure 4 shows measurements the apparent radius of Sun ( closed line astronomical reference book and crosses observations of the students during one year time using a telescope).

1 - The orbit of the Earth is no circle with the Sun in the middle. Because the apparent angle diameter f is very small, the relation is fA × rA = fP × rP.

rA: aphel distance, rP: perihel distance, fA and fP are the angle diameter at aphel and perihel.

2 - If the earth's orbit is elliptic the Sun can not stand in the centre of the ellipse (different diameters in January and July).

3 - By comparing the maximum and minimum diameter the numeric eccentricity can be estimated.

The exact value is e (Earth) = 0,0167

Proposals for didactical activities: Sun's Diameter

Measure the apparent diameter of the sun by measuring the transit time of the sun's image.

Calculate the apparent diameter f in arcsec.

Determine the diameter in km by using trigonometric relations.

Determine the eccentricity of the earth using the given data of the sun in the year 1999.

Diagram: month versa apparent diameter f

Biblioqrafiya

[1] Dieter Vornholz, Astronomie auf Klassenfahrten, Westermann 1992.

[2] Peter Kniesel, Physikalische Experimente in der Astronomie, Päd Zentrum Berlin.


Scale models

One way to understand size scales is by considering a model. Notice that it is not possible to view the relative size of the sun and Earth and also their distance apart in this small diagram. There is just too big of a difference in the relative length scales. One thing we can do to better understand the real sizes and distances of objects is to build a scale model.

Let's build a generic scale model as an illustration.

In this diagram, we have a real system and a scale model system. Let's think about what needs to be true for our scale model to be accurate.

In the real system, the blue ball is three times as big as the diameter of the red ball. So, in our scale model, the diameter of the blue model ball needs to be three times as big as the diameter of the red model ball.

In the real system, the Distance between the blue and red ball is four times the diameter of the blue ball. So, in our scale model, the Distance between the model balls needs to be four times the diameter of the model blue ball.

We could build a smaller scale model as well, as long as we kept the relative sizes the same between the diameters and distances.

How do we figure out how big to make the balls and distances in our model, to keep it accurate? We need to start by choosing one model object's size and compare it to the real object. This will determine the other sizes for our model.

We need to measure the diameter of the real red ball and the distance between the real blue ball and real red ball to figure out how big to make these sizes in our model.

Now we can calculate the sizes we need for our model.

The ratio (fraction) of the model red ball to the real red ball is the same as the ratio of the model blue ball to the real blue ball.

We solve for the diameter of the model red ball, and then insert values to find the diameter we need for the red ball in our model.

We can find the Distance between the blue and red balls in our model the same way. This was easy, since we could just use a very similar equation. Once we set the scale using the blue model ball compared to the blue real ball, we have the scale for anything in the model compared to the real system. If we had nine balls, all different distances apart, we could use the same scale to find the correct sizes and distances in our model.

Now, let's build a scale model of our Solar system.

Let's assume that in our model, the sun is the size of a bowling ball. Comparing the size of a bowling ball will allow us to calculate the other relative distances in our scale model.

Deciding to use a bowling ball, with a diameter of about 22 cm (2.2 x 10-1 m) sets the scale for our scale model.

We also need to know the other real distances involved. Now we can use the scale set by the bowling ball to find the diameter of our model earth and how far away from our model sun to place it.

Using the scale set by the bowling ball compared to the real size of the Sun, we calculated the size of Earth in our model. In our model, Earth is the size of a small bead, a couple of millimeters in diameter.

We can use the same formula to find out how far apart the bead would be from the bowling ball in our model. Here, we calculate that the distance in our model would be 24 meters.

Now, if the true distance to the nearest star, Alpha Centauri, is 4.0 x 10 16 m, how far away would it be in our model?


How can you measure a star's size? Wait for an asteroid to block it.

One of the things I like about science is how — if you know your tools well and are clever enough — it allows you to solve a problem that would otherwise seem impossible. Even more fun is when the method itself feels like a Rube Goldberg machine * .

Astronomers really want to be able to know how big, physically, stars are. Our understanding of how stars behave (like how they shine, how hot they are, how bright they are, and even (especially) how big planets are that are orbiting them) depends a lot on how big they are.

Now, you can figure this out if you know how far away they are and how big they görünür to be. A little high school trig solves that problem easily. But how do you measure their apparent size, how big they seem to be in the sky?

Stars are big objects, millions of kilometers wide, but (except for the Sun) they’re inconveniently located trillions or quadrillions of kilometers away. That makes them look very small. For example, one of the stars in the Alpha Centauri system (the closest star system to us) is about the same physical size of the Sun. But it’s also nearly 270,000 times farther from Earth than the Sun is, so it only looks 1/270000 times the size. That makes it only about a millionth of a degree across — far too small to resolve even using Hubble. And that’s the closest star.

But there’s another way. Instead of measuring the star’s size directly, you can wait for some object to pass in front of it, and see how long it takes the star’s light to fade. If you know how fast the object moves, you use that to figure out the star’s size.

Artwork depicting an asteroid occulting a distant star, with the diffraction pattern of the star exaggerated for effect. Credit: DESY, Lucid Berlin

You can do this with the edge of the Moon, but there are lots of issues with that that limit the accuracy. However, there are other solid objects in the solar system that do this too: asteroids!

The problem there is that asteroids are small and relatively far away from us, so the odds of seeing one passing in front of a star aren’t that high. Worse, if you want to use a big, unmovable telescope, that reduces the chance even more.

But it is possible, and some astronomers did just that. I think my favorite part of all this, too, is that they used a telescope designed to do something completely different!

The four VERITAS telescopes, each made up of 350 smaller mirrors, watch the skies for flashes of light from gamm and cosmic rays blasting down into Earth’s atmosphere. Credit: VERITAS

In southern Arizona there’s an observatory called VERITAS: the Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System. It consists of four separate telescopes, and each of those telescopes is itself made up of a collection of 350 smaller mirrors, each about 60 centimeters across.

The telescopes are designed to look for brief flashes of light in the sky when very energetic gamma rays and cosmic rays from space slam into our atmosphere. When these hit an atom or molecule of air, they create a shower of subatomic particles that move faster than light in air, creating a sort-of optical shock wave called Cherenkov radiation. This creates a detectable flash of light that can be used to learn more about such interesting objects as black holes, exploding stars, and so forth.

The thing is, that makes VERITAS very sensitive to faint sources, which means it can take really short exposures of stars. That’s important, because an asteroid passing in front of a star only takes about a tenth of a second to block it! So if you can take very rapid exposures you can actually measure dimming of starlight accurately.

Ocean waves diffract and spread out as they enter the narrow opening, spreading out and interfering with each other, similar to how light behaves. Credit: Google Earth via Exploring Our Fluid Earth

But there’s a catch. A star doesn’t just fade away, it actually fluctuates in brightness, up and down, brightening and dimming rapidly as it gets blocked out. That’s because of a phenomenon called diffraction. Under these circumstances, light behaves like a wave, and when it passes by something with a sharp edge the waves interfere with each other and change the way they behave (not to get into an inception of analogies, but this is like when you move back and forth in a bathtub, and the waves can add to each other causing water to slosh out of the tub).

But that’s OK! The physics of how the light behaves depends on the apparent size of the star, so by measuring that behavior very carefully, the math can be turned around to calculate just how big the star is in the sky.

Knowing this, a team of astronomers determined that, in 2018, two different asteroids would block (or as astronomers call it, occult) two different stars. On February 22 asteroid (1165) Imprinetta occulted the star TYC 5517-227-1, and then on May 22 (201) Penelope occulted TYC 278-748-1. Both stars were bright enough to allow VERITAS to take very rapid exposures: 3 milliseconds each for the first occultation, and 0.4 ms for the second.

Here’s what they saw for Imprinetta occulting TYC 5517-227-1:

The brightness of the star TYC 5517-227-1 goes up and down as the asteroid Imprinetta passes in front of it (left) and then leaves (right), the diffraction pattern causing the rapid fluctuations. Credit: Benbow et al.

Because there are four telescopes there are four measurements (labeled T1 – T4). As you can see, the star whipped up and down in brightness before dropping to zero. By fitting that measurement with known physics, they were able to get an apparent size of the star: 0.125 milliarcseconds (with about a 15% uncertainty). That’s an incredibly small angle there are 3600 arcseconds in a degree, and the Moon for example is about 1800 arcseconds in size on the sky. This star’s apparent disk is so small it’s like seeing a U.S. quarter from 40,000 kilometers away!

The star’s distance is known to be 2,670 light years, so that makes its actual, physical diameter about 11 times that of the Sun. That’s a big star! In fact, follow up observations showed it to be an orange star, slightly cooler than the Sun. That means this must be a red giant, a star that was once like the Sun but is at the end of its life, now swollen and huge. This was not known before these observations no one knew if this was a normal star just churning away, or one nearer the end of its life. Now we know.

The second star VERITAS observed turns out to have an apparent diameter of 0.094 milliarcseconds, and given its distances of 700 light years, it turns out to be about 2.2 times the size of the Sun. It has the same temperature as the Sun, so this means it must be a subgiant, a star nearing the end of its life, heading toward becoming a red giant in the next few million years or so.

Interestingly, the astronomers calculate that from a given site on Earth, roughly 5 stars bright enough to perform this measurement are occulted by asteroids every year. You can’t pick the stars, unfortunately — orbital mechanics does that for you — but this is still a decent number. And it’s not that hard to make the measurement if you have the right equipment. VERITAS has an advantage because it’s big, is used just to stare at big portions of the sky anyway, and has four telescopes to work with, giving you some redundancy. And while other observatories could do this, it’s a low priority for big ones compared to the other science they do.

Still, it’s pretty neat we can do this at all, and as time goes on I bet the technique will improve. I wonder what other observatories will give this a try… and what other interesting low-level but important science can be done when we think a little differently?


The farthest galaxy in the universe

A team of astronomers used the Keck I telescope to measure the distance to an ancient galaxy. They deduced the target galaxy GN-z11 is not only the oldest galaxy but also the most distant. It's so distant it defines the very boundary of the observable universe itself. The team hopes this study can shed light on a period of cosmological history when the universe was only a few hundred million years old.

We've all asked ourselves the big questions at times: "How big is the universe?" or "How and when did galaxies form?" Astronomers take these questions very seriously, and use fantastic tools that push the boundaries of technology to try and answer them. Professor Nobunari Kashikawa from the Department of Astronomy at the University of Tokyo is driven by his curiosity about galaxies. In particular, he sought the most distant one we can observe in order to find out how and when it came to be.

"From previous studies, the galaxy GN-z11 seems to be the farthest detectable galaxy from us, at 13.4 billion light years, or 134 nonillion kilometers (that's 134 followed by 30 zeros)," said Kashikawa. "But measuring and verifying such a distance is not an easy task."

Kashikawa and his team measured what's known as the redshift of GN-z11 this refers to the way light stretches out, becomes redder, the farther it travels. Certain chemical signatures, called emission lines, imprint distinct patterns in the light from distant objects. By measuring how stretched these telltale signatures are, astronomers can deduce how far the light must have traveled, thus giving away the distance from the target galaxy.

"We looked at ultraviolet light specifically, as that is the area of the electromagnetic spectrum we expected to find the redshifted chemical signatures," said Kashikawa. "The Hubble Space Telescope detected the signature multiple times in the spectrum of GN-z11. However, even the Hubble cannot resolve ultraviolet emission lines to the degree we needed. So we turned to a more up-to-date ground-based spectrograph, an instrument to measure emission lines, called MOSFIRE, which is mounted to the Keck I telescope in Hawaii."

The MOSFIRE captured the emission lines from GN-z11 in detail, which allowed the team to make a much better estimation on its distance than was possible from previous data. When working with distances at these scales, it is not sensible to use our familiar units of kilometers or even multiples of them instead, astronomers use a value known as the redshift number denoted by z. Kashikawa and his team improved the accuracy of the galaxy's z value by a factor of 100. If subsequent observations can confirm this, then the astronomers can confidently say GN-z11 is the farthest galaxy ever detected in the universe.


3 Cavablar 3

In the first case, in regards to star measurement, I believe you're thinking of how the diameter of very large stars are measured using interferometry. Because light waves from the edges of these stars arrive at us in parallel, and they are waves, we can determine the diameter of the star by measuring the interference pattern between these light waves. (That's probably what you were thinking of — the "peaks" and "troughs" in the interference pattern.)

Stars like Betelgeux, Antares and Aldebaran have been measured in this way and the size agrees with the Stefan–Boltzmann law which can be used to calculate the radius of a spherical body if the luminosity and temperature are known.

I found this 1921 Popular Science article which describes it in detail.

The black hole pulsing thing is a completely different concept. I'm not sure what the logic of that is, perhaps it was talking of the doppler shifts of light rotating around the black hole or its interaction with a binary companion star?

I don't know what "ER peaks" means, but I think I get the idea. (Did you mean "EM", i.e., electromagnetic?)

Suppose you see a spiral galaxy that's 100,000 light-years across, and you're seeing it nearly edge-on. Suppose the entire galaxy's brightness increases and decreases significantly with a 1-year cycle.

It's not possible (or rather, it's vanishingly unlikely) that this is the result of all the stars pulsating in unison. The near edge of the galaxy is 50,000 light-years closer to us than the center, which is 50,000 light-years closer than the far edge. That means that the light that we're seeing İndi from the far edge must have originated 100,000 years sooner than the light we're seeing now from the near edge. Since nothing can travel faster than light, there is no natural phenomenon that could keep all the stars over that 100,000 light-year expanse synchronized with each other. And even if there were, they would appear to be synchronized yalnız as seen from one particular direction.

If a 100,000 light-year galaxy appears to pulse with a 1-year cycle, then the pulses are coming from a much smaller body, probably at the galaxy's core. And that body is probably substantially smaller than 1 light-year, because the waves within it that cause it to pulsate are probably moving substantially yavaş than the speed of light.

If you see a light source pulsating with a 1-year cycle, then it must be less than 1 light-year across. If it's any bigger, then (a) whatever waves cause it to pulsate will take more than a year to cross it, so it can't stay synchronized with itself, and (b) even if it could, the pulses would be "blurred out" because we simultaneously see parts of the light source at different distances.

In your example, you got it backwards. If a black hole visibly pulses on a 10-minute cycle, then the body that's emitting the light must be kiçik than 10 light-minutes.


Videoya baxın: Milyon Baxış - Erdem ÇetinkayaMeta ilə Möcüzələr; Elmi dəlillərlə (Sentyabr 2021).