Astronomiya

Rəng indeksindən parlaqlığa qədər

Rəng indeksindən parlaqlığa qədər

LX və LY iki colorindices verilmişdir ki, X-Y rəngi verilsin

X-Y = -2.5 log (LX / LY)

X (və ya Y) -də parlaqlıq çıxartmağın bir yolu varmı? Düşünürəm ki, vahidlər haqqında hər hansı bir məlumat bu tərifdən düşdüyünə görə yox, amma səhv edə bilərəm. Parlaqlığı birbaşa başqa şəkildə necə hesablayacağımdan əmin deyiləm, çünki bu rəng indeksi ulduz şablonlarının interpolasiya sxemindən çıxan yeganə çıxışdır (məsafə modulu ilə birlikdə).

Kömək çox təqdir ediləcəkdir.


Heç bir ulduzun parlaqlığını yalnız X-Y rəngi barədə bilməkdən aydınlaşdıra bilməzsiniz ki, bu da yalnız səth istiliyi haqqında bir şey izah edir. Məsələ, yalnız ulduzun nə qədər olduğunu, nə qədər böyük olduğunu izah edən məsafə modulunu bilməklə həll olunmur. Əgər o şeylərdən parlaqlıq istəyirsinizsə, ulduzun yalnız rəngini və məsafəsini deyil, nə qədər parlaq göründüyünü bilməlisiniz. Yoxsa parlaqlıq sinifini çıxarmaq üçün spektral xətlərin genişliyinə baxa bilərsiniz, ancaq bu, xətt qətnaməsini gətirir. Ancaq yalnız Lx / Ly deyil, məsafə modulunu və Lx və Ly-ni bilirsinizsə, parlaqlığı əldə edə bilərsiniz, çünki rəngini, necə parlaq göründüyünü və məsafəsini bildiyiniz üçün.


Rəng indeksi

rəng indeksi
Axtarış şərtlərinizi daxil edin:
rəng indeksi, astronomiyada, müxtəlif rəngli optik filtrlərdən istifadə edərək elektromaqnit spektrinin hər iki yaxşı müəyyən edilmiş zolağı arasında qeydə alınan bir cisim parlaqlığındakı fərq.

Rəng indeksi
Bir ulduzun rəngi, müxtəlif dalğa boylarında (və ya fərqli filtrlər vasitəsilə) rəng böyüklüyünün nisbətinin logu kimi ölçülür. Standart filtrlər sırasıyla U, B və V olaraq göstərilən ultrabənövşəyi (320 nm-390 nm), mavi (390 nm-480 nm) və görseldir (510 nm-590 nm). Məsələn, U-B rəngi.

Rəng indeksi:
The rəng indeksi bir ulduz, fərqli dalğa uzunluqlarında edilən bir ulduzun böyüklüyünün (loqaritmik miqyasda parlaqlıq) iki ölçüsü arasındakı fərqdir, daha uzun dalğa uzunluğundakı dəyər daha qısa olandan çıxılır.

(CI) adətən olur
CI = mB - mV
burada mB ulduzun mavi rəng ölçüsü və mV görünən rəng böyüklüyüdür. Parlaqlığın azaldılması ilə böyüdükcə kiçik indeksli bir ulduz daha mavi, daha böyük indeksli bir ulduz daha qırmızı olacaq.

Fərqli filtrlər vasitəsilə ölçülən parlaqlığını müqayisə edərək ulduz rəngini ölçmək üçün əlverişli bir metod.

: Bir ulduzun enerji çıxışı tezliyə görə dəyişdiyindən çox dalğalı uzunluğun müxtəlif tezlik zolaqları ilə (elektromaqnit spektri) ölçülmüş bir ulduzun parlaqlığını müqayisə etmək üçün istifadə olunan bir dəyərdir.

, obyekt mavidir (və ya daha isti).

və temperatur
Wien Qanunu və Temperaturu
Sualları nəzərdən keçirin
Ulduzların tərkibi
Ulduzların Doppler Təsirinin Sürətləri.

indi B böyüklüyü mənfi V böyüklüyü olaraq təyin edilir. Saf ağ ulduzun B-V-si təxminən 0,2, sarı Günəşimiz 0,63, narıncı-qırmızı Betelgeuse 1,85, mümkün olduğuna inanan ən mavi ulduz -0,4, açıq mavi-ağdır.

, və nisbətən isti bir ulduzdur.

17.2 Ulduz rəngləri
Koma klasteri 28.3 Qalaktikaların Fəzada Paylanması
comet13.3 "Uzun saçlı" kometalar.

bir ulduz, bir filtrdəki ulduzun böyüklüyü ilə başqa bir filtrdəki eyni ulduzun böyüklüyü arasındakı fərqdir. Rəng indeksləri üçün hər hansı bir filtr istifadə edilə bilər, lakin ən çox yayılmışlardan bəziləri B - V və V - R. B mavi dalğa, V yaşıl, R qırmızı dalğa boylarıdır.

bir ulduz onun temperaturunu çox sərin olan ulduz standartlarından, yəni infraqırmızıda böyük dərəcədə ultrabənövşəyi şüalanan çox mavi O ulduzlara qədər yayılan qırmızı M ulduzları göstərir.

Rəng qüvvəsi (və ya güclü qüvvə) kvarkları proton və neytronlara bağlayır. Protonlar və neytronların xaricindəki qalıq rəng qüvvəsi, protonları və neytronları nüvələrə bağlayan nüvə qüvvəsidir. Rəng qüvvəsi, qlyonların mübadiləsi ilə vasitəçilik edir. [K2000]

: İki fərqli dalğa boyu zolaqda ölçülən bir ulduzun parlaqlığındakı (böyüklüyü) fərq. Məsələn, iki zolaqdan biri mərkəzdə qırmızı, digəri mavi üzərində idi.

rəng tənliyi Astronomiyada müşahidə metodunun rəng həssaslığının ölçüsü

ulduz tipi üçün hesablanır.

Yalnız 373 ulduz diaqramımıza qurulmuşdu və yalnız biri

səsləndi, səth istiliyi, yaş, metallik və məsafə kimi ulduz xüsusiyyətləri ilə əlaqədar dəqiq məlumat əldə etmək çətin olardı.

Beləliklə, vizual zolaqdan daha çox mavi zolaqda işığı olan bir ulduz B-V olardı

mənfi, ulduz sadalanan dalğaların birincisində daha parlaqdır.

MV = 8.58 və MB = 2.95 ilə 150 ​​pc məsafədə bir ulduz (CI = B - V)? (b) Cavabınızı mətnin Əlavə G-dəki son sütunda tapın və ulduzun müvafiq spektral tipini verin (Əlavə G-nin birinci sütunu).

Əsas ardıcıllıq, ulduz sahələrində görünən davamlı və fərqli bir ulduz zolağıdır

parlaqlığa qarşı. Bu rəng mütləq böyüklük sahələri, həmmüəllifləri Ejnar Hertzsprung və Henry Norris Russelldən sonra Hertzsprung-Russell diaqramları olaraq bilinir.

- Hertzsprung-Russell Diaqramı. Hipparcos-Yale-Gliese verilənlər bazasından, BV-də ulduz mütləq böyüklüyünün bir sahəsi

Günəşin 120 parsek (400 işıq ili) içərisində səth temperaturu və radiusunu göstərən 30.600 ulduz, spektral tiplə, daha uzaq ulduzlar parlaqlıq sinfi ilə göstərilmişdir.

Sol paneldə səhv rəngli PGC 1000714 şəkli göstərilir. Sağ paneldə B-I göstərilir

həm xarici üzüyü (mavi), həm də diffuz daxili üzüyü (açıq yaşıl) aşkar edən xəritə. Şəkil krediti: Ryan Beauchemin.


Misal: Teff və parlaqlıq spektral tipin funksiyası olaraq function

De Jager və Nieuwenhuijzen-dən spektral tipli kalibrləmə.

Bu sinif de Jager və Nieuwenhuijzen 1987, A & ampA 177, 217-227 (DJ87) tərəfindən təqdim olunan spektral tipli kalibrləmə tətbiq edir. Konkret olaraq müəlliflər geniş spektral tiplər və parlaqlıq sinifləri üçün spektral tip və ulduz parlaqlığı ilə effektiv temperatur arasındakı əlaqəni kalibr edirlər.

DJ87, nəticələrini 20 əmsalı ilə (çoxluqlar 2a və 2b) çox polinom əlaqəsi şəklində və cədvəlləri 5 və 6 şəklində verirlər.

DJ87-dəki 5 və 6-cı cədvəllər, kağızda verilməyən 40 parametr həlli əsasında hesablanır. 20 parametri polinom həllinə əsaslanan rəqəmlər cədvəldə göstərilən rəqəmlərdən təsirli temperatur üçün bir neçə faiz, parlaqlıq üçün isə 10 faiz (onların loqarifması deyil) kənarlaşır.

lumAndTeff (spt, lk) Effektiv temperatur və parlaqlıq əldə edin.
_cheby ( mən, x ) ¶

Chebychev polinomunu qiymətləndirin.

Spektral tipi ‘əsas tip’ və alt tipə ayırır.

Tam alt tip ilə yazın (məs., F8)

Alt tip : sal

Siyahıda spektral tip indeksini alın və etibarlılığını yoxlayın.

Self._types siyahısında mövqe

B dəyişəninin ədədi dəyərini həll edin.

S dəyişəninin ədədi dəyərini həll edin.

Spektral tip (məsələn, F3), LK daxil edilmir

Effektiv temperatur və parlaqlıq əldə edin.

Spektral tip (float alt tipini daxil edə bilər). Məsələn, F3, F3.5 və ya K2

lk : simli,

Günəş parlaqlığının vahidlərindəki parlaqlığın əsas-10 loqarifmi.


İki pişik, elektron bir xırıltı verən bir siçan oyuncağı arasında oturur. Siçan sola doğru birinci pişikə doğru, ikincidən uzaqlaşır:

Siçan yaşıl nöqtələrin hər birinin yerində olduqda bir xırıltı verdi. Səs dalğası ("cığıltı!") Hər bir emissiya nöqtəsindən sferik şəkildə xaricə doğru hərəkət edir. Siçan hərəkət etdiyi üçün səs dalğalarının fərqli emissiya mərkəzləri var. Hərəkətinin qabağındakı (sola) dalğalar bir-birinə vurulur, arxadakılar isə yayılır.

    Solda olan pişik daha yüksək səsli bir xırıltı eşidir, çünki dalğalar daha qısa bir dalğa uzunluğuna malikdir (siçanın hərəkəti ilə bir-birinə vurulur).


Fotometrik Redshift və Galaxy Parlaqlıq Fonksiyonu

Qalaktikaların parlaqlıq kimi müxtəlif xüsusiyyətlərinin bizdən uzaqlıqlarının bir funksiyası olaraq inkişaf etdiyi yaxşı bilinir. Tam olaraq müəyyənləşdirmək Necə Ancaq qalaktika parlaqlığı inkişaf etmək çox çətin ola bilər. Bu qismən ona görədir ki, rəngdən qalaktika tipinə, ulduz əmələ gəlməsinə qədər bir çox amil qalaktikanı parlaqlığa təsir edə bilər. Ancaq daha əsas bir çətinlik, qalaktikanın nə qədər uzaq olduğunu tapmaqdır! Əvvəlki astrobitlərdə astronomiya və kosmoloji məsafələri təyin etmək üçün yaxın obyektlərdən uzaqlara gedən addımlardan istifadə etmək üçün ağıllı bir metod gördüyünüz ola bilər. Əgər obyektləri qırmızı sürüşmə funksiyası kimi araşdırmaq istəyirsinizsə, daha birbaşa yanaşmadan istifadə edilə bilər, z. Ümumiyyətlə, bir qalaktikanın & # 8217s qırmızı sürüşmə spektrindən emissiya və ya udma xətləri kimi xüsusiyyətlərdən istifadə etməklə müəyyən edilə bilər. Spektrlərin alınması bahalı və çox vaxt aparan bir proses ola bilər, buna görə də Böyük Sinoptik Tədqiqat Teleskopu (LSST) kimi nəhəng fotometrik tədqiqatların planlaşdırılması ilə spektrsiz qırmızı sürüşmələri təyin etmək astronomlar üçün olduqca vacib bir vasitə halına gəlir. Bu yazıda müəlliflər qalaktikanın parlaqlıq funksiyasını təyin etmək üçün fotometrik qırmızı sürüşmələrdən istifadə imkanlarını araşdırırlar.

Fotometrik Redshift
Bəs bir spektrin nə qədər dəyişdiyini görmək üçün bir spektr olmadan onun sürüşməsini necə təyin etmək olar? Bir texnika, fotometrik qırmızı sürüşmənin (danışıq tərzində & # 8220photo-z & # 8221 olaraq bilinən) təyin edilməsi üçün şablon uyğunluğunun istifadəsidir. Aşağıdakı şəkil bu texnikanın necə tətbiq oluna biləcəyini göstərir. Fotometrik bir araşdırmada, qalaktikadan gələn işıq bu rəqəmdə mavi, qırmızıdan u, g, r, i və z etiketli bir sıra spektral & # 8220bands & # 8221 ilə ölçülür. Bu şəkildə eliptik qalaktikanın şablon spektri də göstərilir. Qalaktika bizə yaxınlaşdıqca (qırmızıya doğru sürüşmə azalır), müşahidə etdiyimiz spektr müxtəlif zolaqlar arasında dəyişir və hər birində fərqli miqdarda işıq ölçülür. Müxtəlif qalaktika tiplərinə aid bir şablon kitabxanasından istifadə edərək, hər zolaqdakı müşahidə olunan rəngləri, hər bir qalaktika növünün müxtəlif qırmızı sürüşmələrdə istehsal edəcəyi rənglərlə müqayisə etmək olar. Metod işlədikdə, ən yaxın uyğunluq düzgün məsafədəki düzgün qalaktika növü olan şablonla uyğunlaşacaq.

Padmanabhan (2007) əsərindən bu rəqəm eliptik qalaktikanın spektrinin qırmızıya doğru yüksəldikcə müxtəlif fotometrik lentlərdən keçməsini göstərir.

Məlumat
Bu məqalənin məqsədi yalnız foto-z & # 8217s istifadə edərək parlaqlıq funksiyasını ölçmək deyil, həm də foto-z texnikasının nə dərəcədə yaxşı işlədiyini görmək üçün onu spektroskopik qırmızı sürüşmələr vasitəsilə təyin olunan eyni funksiya ilə müqayisə etmək idi. Bunu etmək üçün müəlliflər, Kanada-Fransa-Hawaii Teleskop Mirası Araşdırmasının (CFHTLS) dörd dərin sahəsini əhatə edən bir məlumat dəstindən istifadə etdilər və 385910 qalaktika üçün foto-z & # 8217-ləri təyin etdilər. Sahələrdən birində spektroskopik bir araşdırmanın məlumatları üst-üstə düşür və bunlara həm fotometrik qırmızı keçid ölçüsü, həm də spektroskopik qırmızı sürüşmə ölçüsü ilə 4813 qalaktika verilmişdir. Analiz üçün qalaktikalar daha sonra sürüşmə ilə vuruldu, beləliklə hər məsafədə statistik cəhətdən əhəmiyyətli olan kifayət qədər obyekt olacaqdı.

Bu rəqəm, qalaktikaların parlaqlıq funksiyasını spec-z nümunəsi (qara nöqtələr və xətlər) və foto-z nümunələri (qırmızı nöqtələr və xətlər) ilə müqayisə edir. 7 qırmızı sürüşmə qutusundakı qalaktikaların say sıxlığına qarşı mütləq böyüklükləri təsvir edilmişdir. Şəkil.2 kağızdan.

Spektroskopik və fotometrik müqayisənin nəticəsi sağdakı şəkildə göstərilmişdir. Hər bir sürüşmə qabında, qalaktikalar & # 8217 böyüklüyü M, bu böyüklükdəki qalaktikaların say sıxlığına qarşı çizilir (bu, parlaqlıq funksiyası olaraq bilinir). Uyğun göstərildiyi kimi, parlaqlıq funksiyası birincisi xaricində hər redshift qutusunda demək olar ki, eynidir və müəlliflər ilk zibil qutusundakı uyğunsuzluğun, ehtimal ki, həmin qutuda çox az qalaktikanın olmasının bir nəticəsi olduğu qənaətinə gəldilər. photo-z & # 8217-lərin ən vacib olduğu daha yüksək redshift. Müəlliflər artan qırmızı sürüşmə ilə böyüklük aralığının parlaq sonunda ortaya çıxan qalaktikaların həddindən artıq sıxlığını da qeyd edirlər. Bu artıqlığın ən parlaq qalaktikalardakı aktiv qalaktik nüvə (AGN) fəaliyyətinin nəticəsi olduğu düşünülür. Ümumiyyətlə, spektroskopik funksiyalarla fotometrik funksiyalar arasındakı razılaşma əladır, bu da foto-z & # 8217-lərin dəqiqliyi üçün yaxşıdır.

Fotometrik qırmızı sürüşmələri təyin etmək üçün şablon armaturunun istifadəsinin bonuslarından biri də qalaktika tipinin montaj prosedurunun avtomatik yan məhsulu olmasıdır. Beləliklə, müəlliflər bütövlükdə qalaktikaların parlaqlıq funksiyasını təyin etməklə yanaşı, qalaktikalar nəticəsində parlaqlıq funksiyasında dəyişikliklər axtarmaq üçün dörd CFHTLS sahəsindəki çox böyük foto-z qalaktikalarından istifadə edə bilərlər. növü. Nəticələr aşağıdakı şəkildə göstərilmişdir. Yenə də hər bir sürüşmə qutusundakı sahələr böyüklüyə və qalaktikaların say sıxlığına qarşı olduğunu göstərir. Eliptik qalaktikalar qırmızı, spiraller mavi, düzensiz və ulduzlu qalaktikalar yaşıl rəngdə birləşdirilmişdir. Şəkildən göründüyü kimi, hər qalaktika növü üçün parlaqlıq funksiyasında fərqli fərqlər var. Bu fərqləri daha da araşdırmaq müəlliflərə yalnız parlaqlıq funksiyasına deyil, qalaktika morfologiyasının təkamülünə də məhdudiyyətlər qoymağa imkan verir.

Çizilmiş, 8 qırmızı sürüşmə qutusundakı müxtəlif qalaktika tiplərinin parlaqlıq funksiyalarının müqayisəsidir. Şəkil.7 kağızdan.

Yaxın vaxtlarda LSST və digər böyük fotometrik sorğuların internetə gəlməsi ilə tezliklə nəhəng fotometrik məlumat dəstləri təqdim ediləcək və bunun üçün spektroskopik təqib etmək mümkün olmayacaqdır. Bu səbəbdən fotometrik qırmızı sürüşmələrin təyin edilməsi kimi üsullardan istifadə etmək astronomlara parlaqlıq funksiyası kimi əlaqələri misilsiz statistik dəqiqliklə araşdırmağa imkan verəcək və bu metodların təkmilləşdirilməsi çox güman ki, yaxın bir neçə il üçün isti bir mövzu olacaqdır.


HR diaqramı

Yəqin ki, ilə tanışsınız Hertzsprung-Russell diaqramı, və ya qısaca HR diaqramı. Əgər olmasa,

Bir ulduzun parlaqlığını onun istiliyinə (& quottheoreticianın versiyasında & quot) və ya bir ulduzun rənginə qarşı mütləq böyüklüyünə (& quotobserver versiyası & quot) qrafik verəndə ən çox ulduzun rəqəmin iki bölgəsinə düşdüyünü görürük:

Aşağı sağdan yuxarı sola uzanan əsas ardıcıllıq V sinif ulduzlardan ibarətdir: cırtdanlar. Sağ yuxarıdakı yığın, daha aşağı səth ağırlığına sahib olan ulduzlardır: qırmızı nəhənglər. Yaşıl xətlər sabit ölçülü ulduzların yerini göstərir. Əsas ardıcıllıq ulduzlarının əksəriyyəti Günəşin ölçüsündən 0,5 ilə 3 dəfə, qırmızı nəhənglər isə 10 ilə 20 qat daha böyükdür.

Yuxarıdakı HR diaqramı Hipparcos peyki tərəfindən edilən ulduz məsafələrinin ölçülməsinə əsaslanır. Hipparcos yalnız məsafələri təxminən 100 parsek qədər dəqiq ölçə bildiyindən bu diaqram bütün ulduz tiplərinin yalnız bir alt hissəsini göstərir. Bəzi ulduzlar o qədər nadirdir ki, Günəşin 100 parsek məsafəsində çox azı mövcuddur. Parlaqlıqdakı daha böyük qeyri-müəyyənliklər hesabına qalaktikanın daha uzaq nöqtələrinə baxışımızı genişləndirsək, İK diaqramımızın hüdudlarını da genişləndirməliyik.

Diaqramın yuxarı hissəsindəki ölçüyə diqqət yetirin: spektral sinfi göstərir. Diaqramdan keçən kobud xətlər, bilinən tipli ayrı-ayrı ulduzların yerləri əsasında əllə çəkilən parlaqlıq siniflərini müəyyənləşdirir. Spektral sinif və parlaqlıq sinfi birlikdə HR diaqramında bir ulduzun (kobud) yerini təyin edir və bu da ulduzun mütləq böyüklüyünün (daha kobud) qiymətləndirilməsini təmin edir. Nəzəri olaraq bir ulduzun spektral sinifindən məsafəsinə bələdçi kimi istifadə edə bilərik:

  • MK tipini ölçün
  • İK diaqramında növün yerini tapmaq
  • mütləq böyüklüyü qeyd edin
  • görünən böyüklüklə müqayisə edin
  • məsafə modulundan məsafəni hesabla (m-M)

Buna deyilir spektroskopik paralaks, heç bir həqiqi paralaks ölçməsini əhatə etməməsinə baxmayaraq. O gərək & quotspektroskopik məsafə & quot; və ya buna bənzər bir şey adlandırılsın, ancaq ənənə inkar edilə bilməz.

SIMBAD-a görə, Deneb spektral tip A2Ia-dır və görünən V = 1.25 böyüklüyünə malikdir. Deneb nə qədər uzaqdır?


S-indeks və RHK¶

Mount-Wilson S indeksi, iki qonşu davamlı zolaqla normallaşdırılmış iki dar zolaqda təxminən 3933 A və 3968 A səviyyələrində olan Ca II H və K səthlərinin emissiya xətt nüvələrinin ölçüsüdür.

Fəaliyyət indeksi RHK, S indeksi ilə sıx bağlıdır. Xüsusilə, ulduzun bolometrik parlaqlığı ilə normallaşdırılan dar zolaqlarda emissiya verir

Dar H və K zolaqlarında (fH + fK) “ixtiyari vahidlər” dəki ulduz səthi axını, əlaqəsi sayəsində Mount-Wilson S indeksi ilə əlaqələndirilir.

burada Ccf, B-V rəngi və parlaqlıq sinfi baxımından parametrləşdirilə bilən bir dönüşüm faktorudur. Həqiqi səth axını və RHK indeksini çıxarmaq üçün lazım olan ixtiyari vahidlər və fiziki vahidlər arasındakı dönüşüm Middelkoop 1982 ilə başlayan bir neçə müəllif tərəfindən əldə edilmişdir. Onların amilindən Noyes və digərləri də istifadə etmişlər. 1984 - xüsusilə örtüklü göründüyü a əlavəsində. Daha sonra, dönüşüm faktorunun dəyəri əvvəllər təklif olunduğundan təxminən 70% daha yüksək bir dəyər təxmin edən Oranje 1983 və Rutten 1984 kimi bir neçə müəllif tərəfindən yenidən nəzərdən keçirilmişdir. Hall et al. 2007, Middelkoop 1982-dən 40% daha böyük bir dəyər qazanır və ədəbiyyatda verilmiş fərdi yanaşma və nəticələr arasındakı fərqlər haqqında hərtərəfli bir müzakirə təqdim edir.

Nəhayət, beləliklə alınan RHK indeksi, hələ də mövcud olan və xromosferlə əlaqəli olmayan bir fotosfer qatqısını əhatə edir. Tamamilə xromosferik, astarlanmış RHK indeksini əldə etmək üçün H və K keçid zolaqlarındakı fotosfer səthi axınının təxmini çıxarılması lazımdır. Aktiv ulduzlar üçün fotosferik düzəliş ümumiyyətlə olduqca əhəmiyyətsizdir. Fəaliyyətsiz, səssiz ulduzlar üçün bu, vacib ola bilər.

Mount-Wilson S indeksinə çevrilmə məsələsi Mittag və arkadaşları tərəfindən yenidən nəzərdən keçirilmişdir. Müxtəlif parlaqlıq sinifləri üçün alternativ bir dönüşüm proseduru və yenidən işlənmiş fotosferik düzəlişlər edən 2013.

Varsayılan konfiqurasiyada S-indeksinin RHK-ya çevrilməsi Noyes və digərlərinin bildirdiyi münasibətlə eynidir. Əlavələrində (a) 1984

burada 1.34e-4 faktoru təsadüfən fiziki vahidlərə, 1e-14 və Stefan-Boltzmann sabitinə, xüsusən də 1.34e-4 = 7.6e5 * 1e-14 / 5.67e-5-ə çevrilmənin birləşməsidir. Ccf faktoru, Rutten 1984-a görə hesablanır.

Burada istifadə olunan münasibətlər və əmsallar aşağıdakı nəşrlərdən götürülmüşdür (və buradakı istinadlar):

  • Middelkoop 1982, A & ampA 107, 31
  • Oranje 1983, A & ampA 124, 43
  • Noyes və s. 1984, A & ampA 279, 763
  • Rutten 1984, A & ampA 130, 353
  • Hall et al. 2007, AJ 133, 862
  • Mittag et al. 2013, A & ampA 549, 117

S indeksi və RHK arasındakı dönüşüm amilinin mənbəyi.

“İxtiyari vahidlər” ilə səth axınının fiziki vahidləri arasındakı dönüşüm amilinin mənbəyi.

rphot : simli,

RHK indeksi üçün fotosferik düzəlişin mənbəyi.

FHFK (S, Teff, log10ccf) FH + FK axını ixtiyari vahidlərlə hesablayın.
SMWtoRHK (S, Teff, bv [, lc, geniş]) Mount-Wilson S indeksini R_HK-yə çevirin.
log10ccfNoyes (bv, ** kwargs) Noyes və digərlərinə görə ccf dönüşüm faktoru.
log10ccfRutten (bv [, lc]) Rutten 1984-dən Ccf dönüşüm faktoru (Eş.
logRphotNoyes (bv [, lc]) H və K keçid bantlarında səth axınına fotoşəkil qatqısı.
FHFK ( S, Teff, log10ccf ) ¶

FH + FK axını ixtiyari vahidlərlə hesablayın.

Teff : sal

Effektiv temperatur [K].

log10ccf : sal

Ccf dönüşüm faktorunun loqarifması.

İxtiyari vahidlərdə H və K keçid zolaqlarındakı ulduz səthi axını (erg / cm ** 2 / s deyil).

Mount-Wilson S indeksini R_HK-yə çevirin.

Teff : sal

lc : Simli, , istəyə görə

Parlaqlıq sinfi Əsas ardıcıllıq (ms) və ya nəhənglər (g)

geniş : boolean, isteğe bağlı

Doğrudursa, hesablamanın detalları stdout-a yazdırılır.

RHK parametri fotosfer qatqısı üçün düzəldildi. Başlanğıc sayı tamamilə xromosfer emissiyasını ölçür.

RHK : sal

Fotosfer qatqısı üçün düzəliş edilmədən RHK parametri.

ccf : sal

İstifadə olunan Ccf dönüşüm faktoru.

fhfk : sal

FH + FK səthi axını ixtiyari vahidlərdə.

fhfk (fiziki) : sal

Fiziki vahidlərdə olan FH + FK səth axını [erg / cm ^ 2 / s].

R_phot : sal

RHK-nı RHK-ya çevirməkdə istifadə olunan fotoşəkil axınının töhvəsi.

Noyes və digərlərinə görə ccf dönüşüm faktoru. 1984.

Konversiya faktorunun loqarifması.

Rutten 1984-dən alınan ccf dönüşüm əmsalı (Dəyərlər 10a və 10b).

lc : simli, , istəyə görə

Əsas ardıcıllıqla (ms) və ya nəhəng (g) ulduzlarla əlaqənin qiymətləndiriləcəyini müəyyənləşdirir.


Rəng indeksindən parlaqlığa - Astronomiya

Parlaq səmərəlilik funksiyaları. CIE fizioloji baxımdan əlaqəli funksiyalar brauzerinizin pəncərəsində görünən ascii csv (vergüllə ayrılmış dəyərlər) faylları, ascii xml (genişləndirilə bilən işarələmə dili) faylları, html cədvəlləri və ya dinamik qrafik şəkillər kimi təqdim olunur. Məlumat formatını, məlumatların addım ölçüsünü və məlumat vahidlərini seçin və & quotTəqdim et & quot düyməsini vurun. Digər parlaq səmərəlilik funksiyaları xətti və loqarifmik enerji vahidlərində və logaritmik kəmiyyət vahidlərində * .csv uzantılı fayllar kimi qaytarılan ascii csv faylları kimi verilir. Məlumat sahələri üçün düymələri və ya müvafiq sahələr üçün & quotPlot lin E & quot; & quotPlot log E & quot və ya & quotPlot log Q & quot düymələrini vurun. Hər bir məlumat dəsti və istinadlar haqqında daha ətraflı məlumat üçün tıklayın.

Stockman & amp Sharpe konusunun əsasları ilə uyğun gələn CIE & quotfizioloji baxımdan əlaqəli və işıqlı effektivlik funksiyaları.

2 dərəcə funksiyalar

10 dərəcə funksiyalar

Digər parlaq səmərəlilik funksiyaları

CIE Fotopik V (& lambda), Cudd tərəfindən dəyişdirilmişdir (1951)

Cudd (1951) və Vos (1978) tərəfindən dəyişdirilmiş CIE Photopic V (& lambda) [CIE V olaraq da bilinirM(& lambda)]


Kainatın görüntüsü

Təlim Məqsədləri: Şagirdlər astronomların ulduzların parlaqlığını necə dəqiq ölçdüyünü, eyni zamanda bir ulduzun müxtəlif rəngli filtrlər arasındakı axınının temperaturunu necə göstərdiyini öyrənəcəklər. Daha sonra ulduzların parlaqlığını və istiliyini istifadə edərək xüsusiyyətlərinə dair nəticələr çıxaracaqlar.

Təklif olunan müşahidələr: 67 M67 kimi inkişaf etmiş bir açıq dəstin B, V görüntüsü

Komandanız açıq bir çoxluğun şəkillərini çəkəcək - təxminən eyni anda birlikdə yaranan bir qrup ulduz. Bir neçə ulduzun görünən böyüklüyünü ölçəcək və səthinin temperaturunu hesablayacaqsınız.

Hissə 1: Əsas Sıra Nöqtəni Söndürün

Hissə 2: Şəklin kalibrlənməsi

Hissə 3: Hurtzsprung-Russell Diaqramı

Ulduzlar istiliyi və parlaqlığı ilə təsnif edilir. Bir ulduzun spektral sinfi onun temperaturunu ifadə edir və Morgan-Keenan şkalasını istifadə edirik; O ulduzların ən isti və ən böyük olduğu və M ulduzların ən havalı olduğu spektral tiplər üçün # 8220K & # 8221, & # 8220M & # 8221. Ulduzların spektral növləri daha sonra 0-9-a bərabər bir tərəzi ilə bölünür. 0, 9-dan daha isti. Məsələn, O8 ulduzu O9 ulduzundan daha isti və hər ikisi də G0 ulduzundan daha isti.

Image Kredit: "Morgan-Keenan spektral təsnifatı". Commons vasitəsilə CC BY-SA 3.0 lisenziyası

Ulduzların parlaqlığını ümumiyyətlə günəş parlaqlığı vahidlərində bildiririk. Deməli, Günəşdə 1 günəş parlaqlığı var.

Müşahidələrdən astronomlar Parlaqlıq Sinifindən istifadə edərək ulduzların parlaqlığını təsnif edirlər. Parlaqlıq sinifləri aşağıda verilmişdir:

  • əsas ardıcıllıq ulduzları: parlaqlıq sinfi V (roman rəqəmi 5)
  • alt nəhəng ulduzlar: IV (4)
  • Müqəddəslər: III (3)
  • parlaq nəhənglər: II (2)
  • super nəhənglər: I (1)
  • ağ cırtdanlar: D və ya VII (7)

Beləliklə, Günəş bir G2V ulduzudur, yəni 5800 K temperaturlu bir əsas ardıcıllıq ulduzu deməkdir.

HR-Diaqramını sağa nəzərdən keçirin. Fərqli parlaqlıqdakı bir sıra ulduzların eyni temperaturu tuta biləcəyini görəcəksiniz. K5 ulduzu əsas ardıcıllıq, zəriflik və ya super nəhəng ola biləcəyi üçün bir ulduz üçün parlaqlıq sinifini və spektral sinifini təyin etmək vacibdir.

Teleskopla bir ulduzu müşahidə etdiyiniz zaman parlaqlığını deyil, parlaqlığını ölçürsünüz. Parlaqlıq (L) və parlaqlıq (B) tərs kvadrat qanunu ilə əlaqələndirilir

burada d ulduza qədər olan məsafədir. Qədim astronomlar ulduzları parlaqlığını vizual görünüşlərinə görə sıralayaraq ölçdülər. Logaritmik olan böyüklük miqyasında ən parlaq ulduzlar ən kiçik rəqəmlərə, ən kiçik ulduzlar isə ən böyük rəqəmlərə sahibdir. Məsələn, -1 böyüklüyündə bir ulduz 2 böyüklüyündə bir ulduzdan daha parlaqdır.

Ulduzların parlaqlığını təsvir etmək üçün iki böyüklükdən istifadə edirik. Birincisi, ümumiyyətlə teleskopla ölçülən açıq-aydın bir böyüklükdür. İkincisi, mütləq böyüklükdür, ulduz 10 parsek məsafədə olsaydı, nə qədər parlaq olardı. İki tərəzi əlaqələndirilir

burada M mütləq böyüklükdür, m görünən böyüklükdür və d parseklə məsafədədir.

Rəng indeksi bir ulduz halında onun temperaturunu verən bir cismin rəngini təyin edən sadə bir ədədi ifadədir. İndeksi ölçmək üçün U, ultrabənövşəyi şüalara, B mavi işığa, V görünənə həssas olduğu U və B və ya B və V kimi iki fərqli filtr vasitəsilə bir cismin böyüklüyünü ardıcıl olaraq müşahidə edir. (yaşıl-sarı) işıq (həmçinin bax: UBV sistemi). Bu filtrlərdə tapılan böyüklüklər fərqinə müvafiq olaraq U-B və ya B & ndashV rəng indeksi deyilir. Rəng indeksi nə qədər kiçik olsa, obyekt o qədər mavi (və ya daha isti) olur. Əksinə, rəng indeksi nə qədər böyükdürsə, obyekt o qədər qırmızı (və ya soyuq) olur.


Rəng Təyinatı və Hertzsprung-Russell Diaqramı

Yüz ildən çox əvvəl astronomlar ulduzları rənglərinə görə təsnif etməyə başladılar. Hər növə əlifbadan məktublar təyin edildi, lakin yeni məlumatlar toplandıqca bu sistem öyrəndiyim əlifba kimi olmayan bir ardıcıllıq aldı! Harvarddakı astronomlar kollektiv ayağını yerə qoydular və rəng tapşırığı qəbul edildi.
Rigel kimi ən isti ulduzlara B hərfi verildi. Bütün B tipli ulduzlar mavi-ağ rəngə malikdir. Sirius kimi ağ ulduzlar bir az soyuq idi və A hərfi verildi. Sonra ağ rəngli bir dəst sarımsı ulduz gəldi. Bunlara F. hərfi verildi (dedim ki, bunun mənası yoxdur!)
Nəhayət, Harvarddakı oğlanlar B, A, F, G, K, M. kimi isti-isti arasında davam edən bir ardıcıllıq qəbul etdilər. Astronomiya tələbələrinə bu ardıcıllığı mnemonik & quot B e AF ine G irl, K iss kimi xatırlamaq öyrədildi. M e & quot. Kişilər, hətta Harvard üçün də məqbul olan hakim və bəlkə də tənha astronomiya günlərində. Sizə uyğun gəlsə hər zaman & quotGuy & quot & quotGirl & quot ilə əvəz edə bilərsiniz.

Yeni ulduzlar kəşf olundu və bəzilərində əlaqəli rənglərlə qeyri-adi dərəcədə yüksək və ya aşağı temperatur olduğu üçün rəng sxemi hər iki tərəfə uzadıldı. 1998-ci ildən etibarən ulduzlar üçün rəng ardıcıllığı W, O, B, A, F, G, K, M, R, N, S-dir. Yəni son mnemonik & quot; O h, B e A F ine G irl / G uy, K iss M e R ight N ow S weetie & quot! Bu yeni ulduz növləri nadirdir və bəzi qeyri-adi keyfiyyətlərə malikdir (tez-tez & quotsorbance spektrlərinin detallarını əhatə edir & quot; başqa bir dərsdə müzakirə edəcəyimiz bir mövzu).

Bu & quotcolor dərsləri & quot; nin hər biri 0-dan 9-a qədər olan on alt sinifə bölünür.
Məsələn, Günəşimiz G2 olaraq təsnif edilir, beləliklə G8 ulduzu olan Capella-dan bir qədər soyuq və daha sarıdır.

ORION-un sağ dizindən (Saiph) boğazındakı ulduzdan bir xətt çəkildiyini düşünün və bu xətti daha 40 o yuxarı uzatın (bu iki & quandandful göy & quot).
Arxanı xeyli uzağa tökdüyünü və demək olar ki, birbaşa Capella adlı çox parlaq ulduza baxdığını görəcəksən.

Alnath ilə qarışdırmayın! Alnathın TAURUS-un sol buynuzunun ucunda olduğunu unutmayın. Alnath'dan daha irəli gedin və Capella'nın asanlıqla onu aşdığını görəcəksiniz.
Alnath zəif (1.65 bal gücündə) mavi-ağ ulduzdur (B tipi, Rigel kimi), Capella isə parlaq (böyüklüyü 0,1) sarı bir ulduzdur (Günəşimiz kimi G tipi). Alnath haqqında xoş bir şey, sizi Capella'ya yönəltdikcə xəyal xəttinizdə qalmağınıza kömək etməsidir. Alnath, Capella ilə ORION boğazındakı ulduzlar qrupu arasında təxminən yarıdadır.

Təxminən Günəşimizlə eyni rəng və temperaturda olmasına baxmayaraq, Capella ulduzumuzdan (Günəşdən) 90 qat daha parlaqdır.

Capella, AURIGA bürcünün ən parlaq ulduzudur & quot; Charioteer & quot (və alfa-AURIGA olaraq düzgün adlandırılmışdır). Qədimlər bu ulduzların dörd at tərəfindən çəkildiyi bir arabaya bənzəyən bir görüntü meydana gətirdiyini düşünürdülər, amma düşünürəm ki, yanına bir şey yapışdırılmış bir uçurtma kimi görünür.

AURIGA'daki ikinci ən parlaq ulduz (düzgün adlandırılan beta-AURIGA) uçurtmanın & quottop & quotunu meydana gətirir və qədimlər tərəfindən Menkarlina adlandırılmışdır. A tipli bir ulduzdur, buna görə rəngi Siriusa bənzəyir, amma təbii ki, o qədər də parlaq deyil! Uçurtmanın quyruğunda Hassaleh adlı tünd narıncı (K tipli) ulduzu tapacaqsınız. Uçurtma tərəfinə yapışan ulduz Almaaz (və ya epsilon-AURIGA) adlanır. Bu F tipli bir ulduz olduğundan çox az sarımsı-ağ rəngdədir.

AURIGA müxtəlif rəngli ulduzları ayırmaq qabiliyyətinizi yoxlamaq üçün xüsusilə yaxşı bir yerdir, çünki bu bürcdə A tipli (Menkarlina) bir F tipli (Almaaz) bir G tipli (Capella) və K tipli (Hassaleh). Və B tipli bir ulduz olan Alnath, TAURUS-da yaxındır.

Ancaq burada gördüyünüz asanlıqla fərqlənən rəngləri gözləməyin. Bu aylıq dərslərin və yalnız bu dərslərin məqsədi ilə həqiqətən rənglərlə həddi aşdım. Əksər ulduz rəngləri o qədər də intensiv deyil. Ancaq bəzi tətbiqlərlə (və durbinlərlə) ulduzlar arasındakı müxtəlif rəngləri qiymətləndirməyə başlamalısınız.

ORION-un digər çiynində daha parlaq ulduzlar var. Bəziləri xəttlər təşkil edir!

Bəli, bunlar Bürc bürcü olan ƏKİZLƏRİN ulduzlarıdır.

Rigel-dən Betelgeuse-a bir xətt uzatsanız və təxminən 30 saata yaxın gedərsənsə, GEMINI-nin iki parlaq ulduzu - Castor və Pollux-a gəlirsən. Daha cənubdan və şərqdən biri Polluxdur. Həm də GEMINI-də ən parlaq ulduzdur, buna görə Bayer sistemindən istifadə edərək alfa-GEMINI adlandırılmasını gözləyərdiniz. Təəssüf ki, Castor, GEMINI-də ikinci ən parlaq ulduz olmasına və buna görə beta-GEMINI adlandırılmasına baxmayaraq, alfa-GEMINI adını aldı, amma belə deyil!

Asılı olmayaraq, 1,6 bal gücündə və ağ rəngdə (A tipi) olan & quottwin & quot Castor'dan daha parlaq (böyüklük 1.1) və daha çox narıncı (K tipli) Polluxu asanlıqla deyə bilməlisiniz.

Castor və Pollux bir-birindən 5 dərəcədir və buna görə də faydalı bir ölçü bələdçisidirlər.
Onları tapdıqdan sonra aralarındakı məsafəni qət etmək üçün neçə barmaq lazım olduğunu anlamağa çalışın.

Bu bürcün bir-birinə sarılan iki əkiz kimi görünməsi lazım idi, lakin bu çubuq fiqurları bir az təsəvvür edir. Digər tərəfdən, GEMINI (diqqətəlayiq) düz xəttlərdə bir sıra parlaq ulduzlar tərəfindən meydana gəldiyindən çox gözə çarpan bir bürcdür.

You should learn to recognize GEMINI and understand where the twin's feet end.

The "Castor twin" (referring to the left side of the constellation starting with Castor as its head) appears to have his left foot almost on TAURUS' right horn! Indeed it looks as if he has been hit by the bull's horn because at the sole of Castor's left foot is a blood-red (M-type) star called Tejat . The rest of Castor's left foot is turned away and arches towards Alnath on the other horn!

The "Pollux twin" looks like he is trying to balance on ORION's shoulder. He has a straight left leg formed by a line from Pollux to his left foot, Alhena . If you continue that line you'll come to Betelgeuse (and Rigel ). His right leg is strongly bent at the knee.

Is there any "sense" to all these differences in color and brightness? Is there a way to keep track of it all?

In the early part of this century two astronomers named Hertzsprung and Russell independently came up with a diagram that allows us to note a star's color, and thus surface temperature, along with its "luminosity".

You'll recall from last month's lesson that a star's brightness in our sky is called its "relative magnitude", or simply "magnitude" as we tend to say. But relative magnitude has to do with both the star's distance AND it's "real" brightness called its "absolute magnitude". The distance to a star is no indication of its physics or chemistry so astronomers like to think of the star's absolute magnitude when discussing a star's true properties (as opposed to its observational properties). By knowing the distance to a star and its relative magnitude, astronomers calculate its absolute magnitude. They then divide the star's absolute magnitude by our Sun's absolute magnitude to get a value called "luminosity".
Luminosity is a measure of how bright the star really is when compared to our Sun . Some stars have an absolute magnitude much brighter than the Sun and will have a luminosity greater than 1 while other stars are dimmer than our Sun so they have a luminosity less than 1 (but more than zero because you cannot have negative luminosity).

The Hertzsprung-Russell diagram , or simply the H-R diagram , plots star color along the horizontal axis and luminosity along the vertical axis. To make the chart fit on a single page, we actually plot the log 10 of the luminosity. [If you are not familiar with the idea of log 10 , don't worry about it. Simply study the digrams and you will see that log 10 allows us to "plot the zeros" by counting each zero as a "one".] This allows us to see at a glance a star's temperature and brightness as well as compare these two important properties to other stars on the chart.

Here I have plotted some stars that you should recognize.
You can see that both Betelgeuse and Rigel are very luminous but also very different in their surface temperatures.
Notice that Sirius , the brightest star in our night sky, is only slightly more luminous than the Sun (26 times more, to be exact) but plenty of other stars are much more luminous. For example, Polaris is thousands of times more luminous than our Sun , but it's further away so it's not very bright in our night sky.

You should understand that an H-R diagram shows the true color and true luminosity of a star but a star's apparent brightness in our night sky (its relative magnitude) will be different because of its distance.

So far, we have been discussing the most easily seen stars. These stars are very luminous and/or very close, thus giving them a good (relative) magnitude. However, astronomers using powerful telescopes have discovered that there are plenty of stars with luminosities much less than our Sun's . For example, there is a dim star called Wolf 339 . It is red (M-type) like Betelgeuse but its luminosity is only 0.00002 that of the Sun's ! A complete H-R diagram must include all known stars, including the ones we can't see without telescopes.

If we extend our chart by plotting the thousands of known stars on the H-R diagram we get something like this. I've shown as big stars those we've already discussed and simply added all the new stars as dots.

You will notice immediately that most stars run along a band stretching from the upper left to the lower right of the diagram. This band is known as the Main Sequence . Our Sun is a Main Sequence star.

Along the top of the H-R diagram are the most luminous of stars. We call them giants , and the really luminous ones we call supergiants . Some (super)giants are blue, like Rigel , but most are found on the far right of the H-R diagram and are red (M-type) or orange (K-type). Betelgeuse is a red supergiant while Aldebaran and Pollux are red-orange giants (not super at all) pretty close to the Main Sequence.

Notice that some stars fall in between the giants and the Main Sequence. For example, Polaris isn't in the giant band but very close. Some books refer to Capella as a yellow giant but here you see it is on the edge of the Main Sequence.
The point is that some people define the Main Sequence and giant bands differently. It doesn't really matter because we use the H-R diagram for comparisons not definitions.

To the lower right is a group of white stars of low luminosity that we call white dwarfs . You haven't learned any white dwarfs yet because they are so dim and difficult to see, but they make up a sizeable population of stars. In May I'll tell you all about white dwarfs and red (super)giants when I teach you how stars age.

We will be referring to the H-R diagram throughout the rest of this course so you should make sure you understand it. You should also practice your ability to discriminate the colors of stars in the sky. This isn't easy especially for the dim ones, but get outside on a very clear night and give it a try. If you have binoculars, use them.

Remind me how those colors relate to each star's type. (Just the common ones.)

TAMAM. I'll even throw in some examples for you to recall and on which you can practise. Remember, two stars can have similar color (temperatures) but be very different in magnitude. I'll make my point by giving you some stars with lots of variation in magnitude so you'll be able to practice your color discrimination among different brightnesses.

B-type stars are very, very hot and have a bluish -white color. Rigel (in ORION) is B8 and Alnath (in TAURUS) is B7, so they are both only slightly bluish. On the other hand, Saiph (in ORION) is B0 so it is very (beautiful) blue.

A-type stars are very hot so they are simply white . Sirius (in CANIS MAJOR) is A1 and Menkarlina (in AURIGA) is A2. Notice that they are very similar in color but very different in brightness.

F-type stars are fairly hot and yellowish -white. Procyon (in CANIS MINOR) is a good, bright, F5-type star. An example of a dim F-type is Almaaz (in AURIGA) which is F0. Polaris is an F-type star too but it is F8, so it looks pretty white to me!

G-type stars are yellow and moderately hot. Capella (in AURIGA) is a bright example of G8, but it's almost an F-type. Of course the Sun is a nice G2 but you should NOT stare at it!

K-types are orange and cool by star standards. Aldebaran (in TAURUS) is a fine example of K5 and you should compare it to Hassaleh (in AURIGA) which is a much dimmer K3.

M-types are red and the coolest stars among the "normal" stars. (Remember there are a few weird groups above and below the scale we are using.) Compare brilliant supergiant Betelgeuse (in ORION) which is type M2 with dimmer Tejat (in GEMINI) which is M3.

Indeed, now is a good time to review and practice all you have learned.

You should be able to identify six constellations and 17 bright stars in this image. (Remember, I've added more color here than you are likely to find in the real sky.)

Rigel (B8) magnitude 0.2
Betelgeuse (M2) magnitude around 0.6
Bellatrix (B2) magnitude 1.6
Saiph (B0) magnitude 2.1
Procyon (F5) magnitude 0.4
Sirius (A1) magnitude -1.5
Adhara (B2) magnitude 1.5
Aldebaran (K5) magnitude 0.9
Alnath (B7) magnitude 1.65
Pollux (K0) magnitude 1.1
Castor (A0) magnitude 1.6
Alhena (A0) magnitude 1.9
Tejat (M3) magnitude 2.9
Capella (G8) magnitude 0.1
Menkarlina (A2) magnitude 1.9
Hassaleh (K3) magnitude 2.7
Almaaz (B3) magnitude 3.0

Try to find each of these stars. Which constellation are they in? Imagine the lines you need to find each constellation. Take your time and work through them carefully. First find a constellation you know well (ORION) and its obvious stars. Then use them to piece together a complete map of the sky.

Once you've given that a try, page down a bit further for the answers.

Go back and forth between these two images as you study these stars and constellations.

You might also want to copy this image for later study. Place your mouse over the image and "right click" it. A box will appear. Choose "Save this image as . " and put it in a suitable place on your computer.
You can then view it using your web browser.

If you print it out it will use an awful lot of black ink and you are unlikely to get the colors right anyway.

So, I've made some "black on white" images for you to download.
Here's a "reversed" image of the star map (above) for you to fill in and another one with the answers. You can print them with your normal back-and-white printer.

Spend some time learning this sky because next month we will return here to discuss how stars are "born" and you'll want to know what I'm talking about. Also, it might help if you can borrow some binoculars for next month's lesson because we will be discussing some objects that require a bit of magnification to see them. (If you can't get binoculars don't worry. I have some nice photos to show you anyway.)
You'll also learn a few more stars and constellations next month.

Now might be a good time to take a break. On the other hand, you are welcome to continue on to the positions of the planets which starts the second half of this month's lessons.


Videoya baxın: Bənövşəyi rəng! Rənglər rengler (Dekabr 2021).