Astronomiya

Bir ulduzun rənginin Doppler sürüşməsinə və ulduzun tərkibinə və istiliyinə görə olub olmadığını alimlər necə müəyyənləşdirirlər?

Bir ulduzun rənginin Doppler sürüşməsinə və ulduzun tərkibinə və istiliyinə görə olub olmadığını alimlər necə müəyyənləşdirirlər?

Bir ulduz deyək ki, görünən işığa baxarkən, alimlər işığın qırmızıya və ya mavi tərəfə doğru sürüşərək yer üzünə doğru və ya uzaqlaşdığını təyin edə bilərlər. Ancaq deyilən ulduzun tərkibini təyin etmək üçün görünən spektrə düşdüyündə işığa da baxa bilərlər. Məsələn, spektrin qırmızı ucuna enən işığın ulduzun tərkibinə nisbətən uzaqlaşdığını necə müəyyənləşdirirlər? Fərqini necə izah edirlər?

Bundan əlavə, bütün bunlar bir ulduz rənginin həm də istiliyinə bağlı olması ilə necə uzlaşır?

Qeyd: Sual şərhlərdən sonra temperaturu və yalnız hərəkətə qarşı kompozisiya haqqında sual verən orijinal sualımdan sonra yenilənmiş cavabı daxil etmək üçün genişləndirildi.


Ulduzun rəngi əsasən onun temperaturu ilə əlaqədardır. Həddindən artıq sürətlər xaricində qırmızı sürüşmə görünən rəngi dəyişdirəcək qədər işığı təsir etməyəcəkdir. Qırmızı və ya mavi sürüşməni aşkar etmək üçün spektrdə dəqiq ölçülən bir işarəyə ehtiyacınız var.

Bir ulduzdan gələn işıq spektri, Fraunhofer xətləri adlanan qaranlıq cizgilərdən ibarət olacaq ki, bu da ulduz atmosferindəki qazlar tərəfindən xüsusi dalğa uzunluğundakı işığın mənimsənilməsindən qaynaqlanır. Bu sətirlərin göründüyü dalğa uzunluqları çox incədir, məsələn sodyum 589.592nm bir xəttə səbəb olur. Ulduz hərəkət edirsə, Fraunhofer xətləri ilə birlikdə işıq qırmızı və ya mavi rəngə boyanır.

Bu xəttin olması ulduz atmosferinin tərkibini göstərir. Xətlərin mövqeyinin ölçülməsi bir ulduzun Doppler sürüşməsini dəqiq ölçməyə imkan verir.

Stasionar olan sərin, qırmızı bir ulduz isti sabit bir mavi ulduzla eyni vəziyyətdə Fraunhofer xətlərinə sahib olacaqdır. Ulduzun hərəkəti ulduzun rəngi ilə deyil, Fraunhofer xətlərinin mövqeyi ilə ölçülür.


Astronomiya testi 2

Kömür görünən yerlərdə layiqli bir qara cisimdir. Günəş çox yaxşı bir qaraciyərdir.

Bir qara cisim, bütün radiasiyanı özündə cəmləşdirən və sonra istiliyinə görə yenidən şüa yayan ideal bir obyektdir. Yaranan şüalanma spektri bir qara cisimdir.

-Dopler dəyişikliyini yalnız sistem üz-üzə baxılmadığı təqdirdə müşahidə edə bilərik. Ulduzların orbital sürətini ancaq bucaq kənarında olsaq deyə bilərik. Doppler dəyişikliyi həmişə planetlərin kütləsini aşağı salmağa meyllidir, bu da təxmin edilən kütlənin həmişə həqiqi kütlənin altında olması deməkdir.

- daha isti bir cismin səthi bütün dalğa boylarında daha çox işıq saçır (daha isti ulduz, soyuducu ulduzun heç buraxmadığı bəzi ultrabənövşəyi dalğa boylarında işıq saçır)
-digər cisimlər daha orta orta enerjiyə sahib fotonlar yayır, yəni daha qısa orta dalğa uzunluğu deməkdir

- əvvəlcə qırmızı isti olur, çünki qırmızı işıq görünən işığın ən uzun dalğa uzunluğuna malikdir. isindikdə, yayılmış fotonların orta dalğa uzunluğu spektronun mavi ucuna (daha qısa dalğa uzunluğu) doğru irəliləyir.

Orijinal məbləğ - yekun məbləğ = yarım ömrünün qızları + əvvəllər olan qızlarınız = indi qızlarınız.

280 - 35 = 245 + 50 = 295 Qızları
Yarım ömür, bir nümunədəki müəyyən bir elementin və ya maddənin atomlarının yarısının qızı elementə çürüməsi üçün lazım olan müddətdir.
-vaxt keçdikcə valideyn ilə qız elementinin nisbəti azalır.

8000 il = 240
12000 il = 120
16000 il = 60
2000 il = 30


Kosmosda həyat varmı?

Milyardlarla ulduzla dolu milyardlarla qalaktika var. Hər ulduzun ətrafında fırlanan planetlərə sahib olma potensialı var. Bu planetlərin bəzilərində həyat mövcuddurmu? Bu modulda tələbələr, elm adamlarının dalğalanma (Doppler spektroskopiyası və ya radial sürət olaraq da bilinir) və tranzit üsulları ilə planetləri və digər astronomik cisimləri necə tapdıqlarını kəşf edirlər. Şagirdlər, hər ulduz növü ətrafında maye su ehtimalı zonasını kəşf edərək fərqli ulduz növləri ətrafında yaşanma zonalarını müqayisə edirlər. Nəhayət, tələbələr, alimlərin uzaq planetlərdə atmosfer haqqında məlumat əldə etmək üçün spektroskopiyadan necə istifadə etdiklərini araşdırırlar.

Bu, bu səhifədəki məzmunu təmin edən və ya qatqı təmin edən NG Education proqramlarının və ya ortaqlarının loqotiplərini siyahıya alır. Məzmun

Space modulu və & ldquoMəkanda həyat varmı? & Rdquo təxminən 45 dəqiqəlik altı dərs dövrü ərzində həyata keçiriləcək altı fəaliyyətdən ibarətdir. Modul, tələbələrin elmdən kənar planetləri necə tapdıqlarını və potensial yaşayışlarını müəyyənləşdirmələrini öyrənməyə kömək etmək üçün real dünya məlumatları və kompüter əsaslı modellərdən istifadə edir. Modulun sonunda şagirdlər verilənlərə baxa və bir planetin bir ulduz ətrafında olub-olmadığını müəyyənləşdirə və onun yaşayış qabiliyyətini əsas götürə biləcəklər.

Aşağıda fəaliyyət ardıcıllığının bir icmalı təsvir olunur:

Fəaliyyət 1: Mübahisə qurmaq: Space

Şagirdlər məkan kontekstində yaxşı bir elmi arqument yaratmağı öyrənəcəklər. İddia etmələrini, cavablarını izah etmələrini, cavablarını dəqiqləşdirmələrini və bu reytinqi izah etmələrini xahiş edən bir sıra suallarla elmi arqumentlər inkişaf etdirməyi öyrənəcəklər.

Fəaliyyət 2: Məkanın genişliyi

Şagirdlər kosmosda həyatın olub-olmadığı barədə cavabsız sual ilə tanış olurlar. Elm adamlarının Günəş sistemimizin xaricindəki planetləri necə axtardıqlarını və ömürləri boyunca yaşayış üçün uyğun bir planet tapmaq imkanlarını necə qiymətləndirdiklərini öyrənirlər.

Fəaliyyət 3: Hərəkətli Ulduzlar və Onların Planetləri

Şagirdlər, elm adamlarının bir ulduz ətrafında dövr edən bir planetin varlığını çıxarmaq üçün Newton'un Üçüncü Qanun Hərəkət Qanunu istifadə etdiyini araşdırırlar. Şagirdlər Doppler effektini, müxtəlif amillərin orbitdə olan bir planet aşkar etmək qabiliyyətini və teleskop səs-küyünün və məlumatların qeyri-dəqiqliyinin elm adamlarının ulduzlar ətrafında planet tapmaq bacarığına təsirini araşdırmaq üçün interaktiv hesablama modellərindən istifadə edirlər.

Fəaliyyət 4: Planetlər üçün Ov

Şagirdlər elm adamlarının planetləri aşkarlamaq üçün tranzit metodundan necə istifadə etdiklərini kəşf edirlər. İnteraktiv hesablama modellərindən istifadə edərək planetin ölçüsü və orbit açısının təsirlərinə əsasən bir ulduzun və işıq intensivliyinin necə dəyişdiyini araşdırırlar. Sonra, məlumat səs-küyünün aşkarlanmaya təsirini araşdırırlar. Nəhayət, tələbələr bir-birlərinə yalnız sürət və işıq intensivliyi qrafiklərindən alınan məlumatlara əsaslanan planetləri tapmağa çağırırlar.

Fəaliyyət 5: Yaşana bilən şərtlər

Şagirdlər müxtəlif ulduz növləri ətrafında maye su ehtimalı zonasını araşdırmaq və yaşayış üçün ən əlverişli olan ulduz və planetlərin xüsusiyyətlərini müəyyən etmək üçün interaktiv hesablama modelindən istifadə edirlər.

Fəaliyyət 6: Həyat əlamətləri axtarır

Şagirdlər alimlərin uzaq planetlərin atmosfer tərkibini necə müəyyənləşdirdiyini araşdırırlar. Qazlı qarışıqdakı elementlərin udma spektroskopiyası ilə necə müəyyənləşdirilə biləcəyini araşdırmaq üçün interaktiv hesablama modelindən istifadə edirlər. Nəhayət, tələbələr, digər planetlərdə həyatın mövcudluğunu və ya əlverişliliyini əks etdirən ehtimal olunan birləşmələri araşdırırlar.

Modula giriş

1. Space modulunun interaktiv Müəllim Edition və digər müəllim mənbələri üçün learn.concord.org/has-space ünvanına daxil olun. Müəllim materiallarına daxil olmaq üçün müəllim hesabınız olmalıdır. Qeydiyyat pulsuzdur.

2. Concord Consortium Learn portalında bir sinif qurun (learn.concord.org/has-space). Space modulunu təyin edin.

3. Tələbələrinizin məlumat portalında tələbə hesablarına yazılmasını təmin edin. Tələbələr seçdiyiniz & ldquoclass sözü və rdquo ilə sinifinizə qatılacaqlar.

4. Tələbələrinizin və Kosmik modulda araşdırmalarınızı asanlaşdırmaq üçün Müəllim Edition-a daxil edilmiş tədris tövsiyələrini və müzakirə tövsiyələrini istifadə edin.

Qeyri-rəsmi qiymətləndirmə

Space modulu qiymətləndirmədən əvvəl və sonrakı qiymətləndirmələrdən ibarətdir. Şagirdlərinizi və ekstra günəş planetləri üçün ovçuluq anlayışını qiymətləndirmək üçün bunlardan istifadə edin. Bundan əlavə, modulda tələbələri və rsquo irəliləməsini izləmək və şagirdlərin cavabları barədə geribildirim vermək üçün real vaxt Sinif İdarəetmə panelindən istifadə edə bilərsiniz.

Şagirdlərinizi və planet ovçuluğunu başa düşmək və yaşayış sahəsini təyin etmək üçün yerləşmiş mübahisəli maddələrdən istifadə edin. Rubrikalar, qeydə alınmış müəllimlər üçün learn.concord.org/has-space saytında mövcuddur.

Əyləncəlided by Milli ScFondu

Bu material, DRL-0929774 və DRL-1220756 saylı qrantlar çərçivəsində Milli Elm Fondunun dəstəklədiyi işə əsaslanır. Bu materialda ifadə olunan fikirlər, tapıntılar və nəticələr və ya tövsiyələr müəlliflərin fikirləridir və mütləq Milli Elm Fondunun fikirlərini əks etdirmir.

Media kreditləri

Səs, illüstrasiyalar, fotoşəkillər və videolar, media krediti olan başqa bir səhifəyə keçid edən promosyon şəkilləri xaricində media varlığının altına yazılır. Medianın Hüquq Sahibi, borc verilən şəxs və ya qrupdur.

Tədqiqatçılar

Amy Pallant, Əsas Müstəntiq, Konkord Konsorsiumu
Dr. Hee-Sun Lee, Concord Konsorsiumu

Yazıçılar

Concord Konsorsiumu
Sarah Pryputniewicz, The Concord Konsorsiumu

Redaktorlar

Elaine Larson, National Geographic Society
Brenna Maloney, National Geographic Society

Kopyalanan

Jeannie Evers, Emdash Redaktoru

Yoxlama

Pedaqoq Rəyçi

Jennifer Shoemaker, National Geographic Society

Veb istehsalçısı

André Gabrielli, National Geographic Society

Son Yenilənmə

İstifadəçi icazələri haqqında məlumat üçün, Xidmət Şərtlərimizi oxuyun. Layihənizdə və ya sinif təqdimatınızda veb saytımızda bir şeyin necə alınacağına dair suallarınız varsa, müəlliminizlə əlaqə saxlayın. Tercih olunan formatı ən yaxşı şəkildə biləcəklər. Onlara müraciət etdiyiniz zaman səhifə adı, URL və mənbəyə daxil olduğunuz tarixə ehtiyacınız olacaq.

Media

Bir media varlığı yüklənə bilərsə, media görüntüləyicisinin küncündə bir yükləmə düyməsi görünür. Heç bir düymə görünmürsə, medianı yükləyə və saxlaya bilməzsiniz.

Bu səhifədəki mətn yazdırılabilir və Xidmət Şərtlərimizə uyğun olaraq istifadə edilə bilər.

İnteraktivlər

Bu səhifədəki istənilən interaktivlər yalnız veb saytımızı ziyarət edərkən səsləndirilə bilər. İnteraktivləri yükləyə bilməzsiniz.

Əlaqəli mənbələr

Planetlər üçün ov

Şagirdlər elm adamlarının planetləri aşkarlamaq üçün tranzit metodundan necə istifadə etdiklərini kəşf edirlər. İnteraktiv modellərdən istifadə edərək planetin ölçüsü və orbit açısının təsirlərinə əsasən bir ulduzun və işıq intensivliyinin necə dəyişdiyini araşdırırlar. Sonra, məlumat səs-küyünün aşkarlanmaya təsirini araşdırırlar. Nəhayət, tələbələr bir-birlərinə yalnız sürət və işıq intensivliyi qrafiklərindən alınan məlumatlara əsaslanan planetləri tapmağa çağırırlar.

Hərəkətli Ulduzlar və Onların Planetləri

Şagirdlər, elm adamlarının bir ulduz ətrafında dövr edən bir planetin varlığını çıxarmaq üçün Newton & # 39s Üçüncü Qanun Hərəkət Qanunu necə istifadə etdiklərini araşdırırlar. Doppler effektini, müxtəlif faktorların orbitdə olan bir planet aşkar etmək qabiliyyətini və teleskop səs-küyünün və məlumatların qeyri-dəqiqliyinin alimlər üzərində təsirini və ulduzlar ətrafında planet tapmaq bacarığını araşdırırlar.

Kosmosda həyat varmı?

Şagirdlər alimlərin planetləri və digər astronomik cisimləri necə tapdıqlarını kəşf edirlər. Müxtəlif ulduz növləri ətrafında yaşayış zonalarını müqayisə edir, hər ulduz növü ətrafında maye su ehtimalı zonasını aşkar edirlər və alimlərin uzaq planetlərdə atmosfer haqqında məlumat əldə etmək üçün spektroskopiyadan necə istifadə etdiklərini araşdırırlar. Şagirdlər elm adamlarının uzaq planetləri və ayları necə tapdıqlarını və bu astronomik cisimlərin yaşayış üçün yararlı olub olmadığını necə təyin etdiklərini izah edəcəklər.

Əlaqəli mənbələr

Planetlər üçün ov

Şagirdlər elm adamlarının planetləri aşkarlamaq üçün tranzit metodundan necə istifadə etdiklərini kəşf edirlər. İnteraktiv modellərdən istifadə edərək planetin ölçüsü və orbit açısının təsirlərinə əsasən bir ulduzun və işıq intensivliyinin necə dəyişdiyini araşdırırlar. Sonra, məlumat səs-küyünün aşkarlanmaya təsirini araşdırırlar. Nəhayət, tələbələr bir-birlərinə yalnız sürət və işıq intensivliyi qrafiklərindən alınan məlumatlara əsaslanan planetləri tapmağa çağırırlar.

Hərəkətli Ulduzlar və Onların Planetləri

Şagirdlər, elm adamlarının bir ulduz ətrafında dövr edən bir planetin varlığını çıxarmaq üçün Newton & # 39s Üçüncü Qanun hərəkətini necə istifadə etdiklərini araşdırırlar. Doppler effektini, müxtəlif faktorların orbitdə olan bir planet aşkar etmək qabiliyyətini və teleskop səs-küyünün və məlumatların qeyri-dəqiqliyinin alimlər üzərində təsirini və ulduzlar ətrafında planet tapmaq bacarığını araşdırırlar.

Kosmosda həyat varmı?

Şagirdlər alimlərin planetləri və digər astronomik cisimləri necə tapdıqlarını kəşf edirlər. Müxtəlif ulduz növləri ətrafında yaşayış zonalarını müqayisə edir, hər ulduz növü ətrafında maye su ehtimalı zonasını aşkar edirlər və alimlərin uzaq planetlərdə atmosfer haqqında məlumat əldə etmək üçün spektroskopiyadan necə istifadə etdiklərini araşdırırlar. Şagirdlər elm adamlarının uzaq planetləri və ayları necə tapdıqlarını və bu astronomik cisimlərin yaşayış üçün yararlı olub olmadığını necə təyin etdiklərini izah edəcəklər.


Bizdən soruşun

Bacı saytımızı yoxlamaq istəyə bilərsiniz, Kainatı Təsəvvür edin !. Finlandiya'daki Turku Universitetində bir ulduz tapan var.

Dr. Louis Barbier və Beth Barbier

Uzun müddət əvvəl eşitmişdim ki, səmadakı hər ulduz üçün bir qum dənəsi olsaydı, Yerdəki çimərliklərdə olduğundan daha çox qum olardı. Bu qədər qumu saxlamaq üçün bir çanta nə qədər olmalıdır?

Bu heç bir halda asan bir sual deyil və təsəvvürümüzə meydan oxuyan dərin bir sualdır. Həm də məşhur Alman uşaq mahnısı "Weisst du wieviel Sternlein stehen?" (Bilirsən neçə ulduz var?)

Kainatdakı ulduzların sayını təxmin etmək üçün (güman edirəm ki, bunu nəzərdə tutursunuz) əvvəlcə bir neçə əsas tərif barədə aydın olmalıyıq. "Kainat" dan danışsaq, özümüzü "müşahidə olunan" Kainatla məhdudlaşdırmalıyıq. Bəli, nə qədər çalışsaq da müşahidə edə biləcəyimiz bir əsas məhdudiyyət var. Son kosmik fon görüntülərindən Kainatın 13,7 milyard yaşında olduğunu bilirik. Buna görə bizdən heç bir zaman 13,7 milyard işıq ilindən daha uzaq bir ulduz və ya qalaktika görməyəcəyik. Bu, "müşahidə olunan Kainat" ın həcmini ətrafımızda 13,7 milyard işıq ili radiuslu bir kürə olaraq təyin edir. Əlbətdə bu, Kainatın mərkəzində olduğumuz, sadəcə müşahidə edə biləcəyimiz hissənin mərkəzində olduğumuz anlamına gəlmir.

İndi bir neçə əsas fərziyyəni irəli sürməliyik:

  1. Gökadalar Kainat daxilində bərabər paylanır (yerli olaraq qalaktika qruplarına yığılmış olsa da). Ön plan ulduzları bilinməyən bir bölgədə çəkilən Hubble dərin səma görüntüsü (dediyiniz) həqiqətən bizə ən böyük məsafələrdə bizə yaxın olan qədər qalaktikanın olduğunu göstərdi.
  2. Tipik qalaktikalarda orta hesabla eyni sayda ulduz var. Fərdi qalaktikalardakı həqiqi rəqəmlər çox fərqli ola bilər. Burada orta hesabla danışırıq. Keçmişdə qalaktikalar fərqli görünsəydi belə (Hubble görüntüsündən başqa bir nəticə), yaxınlıqda gördüyümüz ulduzların sayı ilə bənzər bir qalaktika dəsti halına gəldi.

İndi bu fərziyyələrlə işləyirik:

  1. Gəlin böyük Qız qalaktikaları qrupunun tipik olduğunu düşünək. Təxminən 2000 qalaktikadan ibarətdir. Tipik bir klasterin 1000 olduğunu deyək. İndi Qız bizdən təxminən 100 milyon işıq ili məsafədədir (başqa bir məşhur Hubble nəticəsi). Qalaktika qruplarının ümumiyyətlə 100 milyon işıq ilinin ən yaxın qonşularından bir məsafədə olduğunu fərz edək və sıx bir şəkildə yığılmış 100 milyon işıq ili ölçülü kubların mərkəzlərində paylandıqlarını fərz edək (hesablamamızı asanlaşdırmaq üçün). Bu kubları müşahidə edilə bilən Kainatın həcminə sığdırdığımızda, bu, bizə 10 milyard (və ya 10 10) qalaktika verir.
  2. Samanyolu qalaktikamız və qonşumuz olan Andromeda qalaktikasının hər ikisinin təxminən 100 milyard ulduzu var. Bəzi daha böyük qalaktikalar var, eyni zamanda bir çox kiçik qalaktikalar. Gəlin bunun tipik bir ölçü olduğunu düşünək.

1-i 2.-yə vurmaq 1000 milyard milyard ulduz təşkil edir. Bu yığmaq üçün lazım olan qum dənələrinin sayıdır. Tipik bir qum dənəsi, deyək ki, 0,5 mm ölçüyə malikdir. Yenə də bunların kiçik kublar olduğunu düşünək (sadəlik üçün). Göydəki ulduzlar qədər qum dənəciklərinin toplanması radiusu təxminən 3 km olan, yəni tipik bir kometa nüvəsinin ölçüsü olan, ancaq ayımızın əhəmiyyətli bir hissəsi qədər olmayan bir kürəyə yekun vuracaqdır.

Ulduz sayı üçün təxminimiz 10 dəfə azalmış olsa da, qum dənəsi məcmuəsinin radiusu təxminən 2 dəfə dəyişəcəkdi, çünki həcm ölçüsünün kubunu tələb edir.

Dr. Eberhard Moebius
(Yanvar 2005)

Ulduzlar işıq saçır, buna görə onları uzaqlarda görə bilərik. Adi bir ulduz olan Günəş, yer üzündə həyatın mövcud olmasına imkan verən işıq verir. Ulduzlar işıq lampasındakı filamentin işığı ilə eyni şəkildə işıq verir. İsti olan hər şey parlayacaq. Sərin ulduzlar qırmızı, Günəş kimi ulduzlar sarı parlayır və həqiqətən isti ulduzlar ağ və ya hətta mavi-ağ rəngdə parlayır.

Dr. Eric Christian
(Sentyabr 2001)

Gün ərzində bir ulduz görə bilərsiniz - Günəş! Ancaq göy çox parlaq olduğundan (Günəşin parlaq olması səbəbindən) digər ulduzlar görünmür. Ayda, Günəşi əlinizlə qoruyursanız və gözlərinizin qaralmasına icazə versəniz, "gün" zamanı ulduzları görə bilərsiniz.

Dr. Eric Christian
(Avqust 2000)

Yer atmosferi günəşi daha qırmızı edən kimi - günəş doğanda və gün batarkən günəş daha çox atmosferdən keçəndə daha çox nəzərə çarpır, ulduzlar arası toz və qaz ulduzları bizdən uzaqlaşdıqca daha qırmızı göstərir. Rəsmi termin olan "ulduzlararası qızartı" nı araşdıra bilərsiniz.

Dr. Eric Christian
(May 2011)

Xeyr, kosmosda ulduzların ecazkar, parlaq (parıldamasa da) və çox aydın göründüyünü eşidirəm. Yəqin ki, bu qarışıqlığın bir hissəsinə səbəb olan şey kosmosdan gələn tipik foto və ya video görüntülərdə heç bir ulduzun olmamasıdır. Bunun səbəbi ulduzların astronavtdan, Aydan, kosmik stansiyadan və ya görüntü götürüldüklərindən daha xəfif olmasıdır. Ulduzları göstərmək üçün pozğunluğu düzəltmək son dərəcə çətindir. Xoşbəxtlikdən insan gözü fərqli işıq səviyyələrini kameradan daha yaxşı idarə edir.

Dr. Eric Christian
(İyul 2001)

Xeyr, yox. Ulduzları görmə qabiliyyətiniz daha çox ətrafdakı, ümumiyyətlə süni işıqlardan gələn çirklənmə miqdarı ilə müəyyən edilir.

Dr. Louis Barbier
(Noyabr 2002)

Bildiyim ən yaxşı yazı, Kainatı Təsəvvür edin! Veb sayt.

Ulduzun enerjisi, birləşmə və ya "nüvə yanma" olaraq bilinən bir müddətdə yüngül elementlərin daha ağır elementlərə birləşməsindən qaynaqlanır. Ümumiyyətlə, Kainatdakı helyumdan daha ağır elementlərin əksəriyyətinin daha yüngül nüvələr birləşərək daha ağır nüvələrə çevrildiyi zaman ulduzlarda yaradıldığına və ya sintez olunduğuna inanılır. Proses nukleosentez adlanır. Nükleosentez haqqında daha çox məlumatı Veb səhifəmizdə oxuya bilərsiniz.

Günəş kimi ulduzlar əsas ardıcıllıq mərhələsində hidrogenləri mərkəzlərində helium halına gətirir, lakin nəticədə cazibə qüvvəsini tarazlaşdırmaq üçün mərkəzdə lazımi radiasiya təzyiqini təmin edəcək qədər hidrogen qalmaz. Ulduzun mərkəzi, helyumun karbona çevrilməsi üçün kifayət qədər isti olana qədər büzülür. Qabıqdakı hidrogen heliuma çevrilməyə davam edir, ancaq enerjiyə qənaət etmək üçün ulduzun xarici təbəqələri genişlənməlidir. Bu, ulduzun daha parlaq və soyuq görünməsini təmin edir və qırmızı nəhəng olur.

Qırmızı nəhəng faza zamanı bir ulduz tez-tez aşağıdan gələn radiasiya ilə sovurulan xarici təbəqələrinin çoxunu itirir. Nəhayət, qrupun daha kütləvi ulduzlarında karbon daha ağır elementlərə qədər yandıra bilər, lakin Günəşimiz əsla karbondan keçməyəcəkdir. Nəhayət, enerji istehsalı yarana bilər və ulduz ağ cırtdana çökəcəkdir.

Ulduzlar hidrogen yandırırsa, Kainatdakı bütün hidrogen tükənməyəcəkmi? Sonra yeni ulduzlar yarana bilməzdi.

Ulduzlar hidrogen yandırarkən 100% effektiv olmur, buna görə ətrafında hələ bir az hidrogen olacağı düşünülür, ancaq ulduz meydana gəlməsi üçün doğru formada olmayacaq (sıx qazlı buludlar). Lakin nəticədə Kainat yeni ulduzların meydana gəlmədiyi yerə çatacaq.

Dr. Eric Christian
(Avqust 2000)

Bir ulduzun kütləsi və tərkibinə dair təxminlərə əsasən nəzəriyyələr ulduzların necə inkişaf etdiyini izah edə bilər. Bu nəzəriyyələri təsdiqləmək üçün eyni sinifdəki bir çox ulduzun müşahidələrindən istifadə edilə bilər. Bu ulduz təkamülü nəzəriyyələrinə əsasən hər hansı bir ulduz müşahidə edilə bilər və yaşı müəyyənləşdirilir.

Təxminən ulduzların fazaları bunlardır:

qaz buludu -> protostara çökmə -> hidrogen birləşməsi (ulduz indi "əsas ardıcıllıq" ulduzu adlandırılır) -> daha ağır element birləşməsi (ulduz indi "nəhəng" mərhələdədir, ümumiyyətlə qırmızı nəhəngdir) -> tükənmək (nüvə çatışmazlığı) ulduzu davam etdirmək üçün birləşmə)

Tükəndikdən sonra ulduz kütləsindən asılı olaraq bir neçə şeydən birini edə bilər:

  • supernova -> qara dəlik (yalnız ən ağır ulduzlar)
  • supernova -> neytron ulduzu (ulduzlarımız Günəşimizdən daha ağırdır, lakin qara dəlik üçün o qədər ağır deyil)
  • ağ cırtdana çökmək və qəhvəyi cırtdana tədricən sərinləmək (Günəşimiz və digər ulduzların çoxu)

Günəşimiz təxminən 5 milyard ildir əsas ardıcıllıq mərhələsindədir və daha 5 milyard ildir davam edəcəkdir.

Hər iki sualınıza cavablar məşhur bir süjetdə, Hertzsprung-Russell (H-R) diaqramında tapılmışdır. Bu diaqram bir ulduzun temperaturunun parlaqlığına (və ya mütləq böyüklüyünə) əlaqəsini göstərir. Ümumiyyətlə daha parlaq ulduzlar daha isti, daha soyuq ulduzlar daha qaranlıqdır. Ulduzların böyük əksəriyyəti bu qanunauyğunlaşır və "əsas ardıcıllıq" adlanır. Bu naxışa əməl etməyən ulduzlar H-R diaqramında əsas ardıcıllıq ulduzlarının üstündə və ya altındadır. Bunlar ya parlaq, aşağı temperaturlu ulduzlardır (nəhənglər və super nəhənglər deyilir), ya da zəif, lakin isti (ağ cırtdanlar).

Daha çox məlumat üçün hər hansı bir kollec astronomiyası mətn kitabına baxın.

Dr. Louis Barbier və Beth Barbier

Cepheid dəyişənlərinin mövzusu, Kainatı Təsəvvür edin!

Bundan sonra daha konkret suallarınız varsa, Kainatı Təsəvvür edin. komanda, çünki bu bizim ixtisas sahəmiz deyil.

Gördüyünüz effekt demək olar ki, atmosferdəki qırılma ilə əlaqədardır. Yalnız müəyyən ulduzların rəngini dəyişdirdiyini görünən ehtimal səbəbi, insan gözünün rəngləri ayırd edə bilmədən əvvəl müəyyən bir işıq səviyyəsinə ehtiyac duymasıdır (bundan daha aşağıda yalnız boz rəngli bir rəng görürsünüz). Beləliklə, yalnız ən parlaq ulduzlar (Arcturus, dördüncü ən parlaq, Günəş də daxil olmaqla beşinci) bu tip parlaq rəngləri nümayiş etdirəcəkdir. Qara rəngli ulduzlar yalnız parıldayır (gəzin və parlaqlığı dəyişdirin).

Burada iki proses var. Bunlardan biri ulduzun "daxili" rəngidir, yəni birinin ulduza doğru və ya ondan uzaqlaşmadığını görəcək bir rəngdir. Bu rəng tamamilə ulduzun istiliyi ilə təyin olunur. Mavi və ağ ulduzlar Günəşimizdən daha isti, qırmızı və narıncı ulduzlar daha soyuqdur. Hər bir ulduz əslində geniş bir rəng çeşidi yayır, ancaq ən yüksək işıq (ən çox işığa sahib olan rəng) ulduzun rəngini təyin edir.

Bir müşahidəçi, ulduzun buraxdığı bütün rənglərin, müşahidəçinin uzaqlaşmasına və ya ulduza doğru getməsinə görə qırmızı ya da mavi tərəfə doğru dəyişdiyini görür. Müşahidəçi tərəfə çox sürətlə irəliləyən daxili qırmızı bir ulduz mavi görünür və daxili olaraq çox sürətli uzaqlaşan daxili mavi bir ulduz qırmızı kimi görünür. Əksər ulduzlar qırmızıdan göyə və ya əksinə keçmək üçün kifayət qədər sürətlə hərəkət etmir və onları daxili rənglərində müşahidə edirik. Fəqət ulduzların (bir elementdən çox spesifik rənglər) çıxardığı dar "emissiya xətləri" sayəsində elm adamları ümumi rəngləri dəyişməsə belə kiçik qırmızı və mavi sürüşmələri ölçə bilərlər.

Dr. Eric Christian
(Mart 2003)

Təəssüf ki, sualınız bizim təcrübə və ya maraq dairəmiz xaricindədir. Ancaq bu hekayənin mənbəyi Harvard-Smithsonian Astrofizika Mərkəzidir və onların press-relizini oxuya bilərsiniz. Səhifənin aşağı hissəsində əlaqə məlumatları var.

Beth Barbier
(Fevral 2005)

Ulduzun nəyə səbəb olacağını bilmək üçün vacib olan şeylər:

  1. Ulduzların çoxu var. Günəşimiz Yerin kütləsindən 300.000 dəfədən çoxdur və yalnız ortalama bir ulduzdur. Çox ağır olan ulduzlar var.
  2. Ulduzlar, xüsusən qırmızı nəhəng fazada olduqları zaman olduqca aşağı sıxlığa malikdirlər (implode olduqda olduqları yer). Çox isti olduqları üçün çox böyükdürlər və bütün istidən gələn təzyiq onları şişirdir. Qırmızı nəhəngin orta sıxlığı suyun sıxlığının mindən bir hissəsindən çox azdır.

Ulduz bir patlama əldə etmək üçün (bir supernovaya və daha sonra ya qara dəliyə və ya neytron ulduzuna aparırıq) ulduzun mərkəzindəki yanacaq tükənir və nüvə sürətlə soyuyur. Xarici təbəqəni tutmuş təzyiq azalır və xarici qabıqlar mərkəzə doğru düşməyə başlayır. Qazın düşməsi üçün uzun bir yol var (qırmızı bir nəhəng radius Yerdən Günəşə qədər olan məsafədə ola bilər) və böyük bir sürət yığır. Hər şey mərkəzdə bir araya gəlir və bu zaman kütlənin əksəriyyəti supernova partlayışına çevrilir. Kütlənin təxminən 20% -i mərkəzdə sıxılır və ya bir neytron ulduzu ya da (orijinal ulduz həqiqətən böyük olsaydı) qara dəlik əmələ gətirir.

Qara dəliklər və bənzərləri haqqında Kainatı Təsəvvür edin! Sayt.

Ulduz qrupları özünü cazibədar ulduz qruplarıdır. Sferikdirlər, çünki ayrı-ayrı ulduzların açısal impulslarını ortalamaq üçün kifayət qədər qarşılıqlı əlaqə yoxdur, bu da disk yaratmaq üçün etməlisiniz. Ulduzlar arasındakı məsafə, ulduzların ölçüsü ilə müqayisədə böyükdür. Mərkəzdə, ulduz sıxlığı mərkəzdə kütləvi bir cisim və ətrafındakı məhv edilmiş ulduzlar diskini yaratmaq üçün kifayət qədər yüksək ola bilər, lakin çoxluq hələ də sferik olacaqdır. Həqiqətən də, əksər qruplar həqiqətən birlikdə qalmaq üçün kifayət qədər kütləyə malik deyillər və zaman keçdikcə dağılacaqlar.

Bəli, ulduzlar fırlanır. Açısal impulsun qorunması Günəş sistemini meydana gətirən toz buludunun hər hansı bir dönməsi qalacağını və Günəş sistemindəki maddələrin çoxunun Günəşdə olduğu üçün Günəşin dönəcəyini söyləyir. Bir patencinin qollarını gətirərək daha sürətli fırladığına görə orijinal toz buludundan daha sürətli fırlanacaq. "Atalet momenti" nə qədər aşağı olarsa, fırlanma dərəcəsi o qədər sürətli olur.

Günəş ekvatorda təxminən 25 gündə və qütblərin yaxınlığında hər 36 gündə fırlanır, qatı bir cisimdən daha çox maye kimidir, bu səbəbdən də Yerdən fərqli olaraq eyni dövrü yaşamağa ehtiyac yoxdur. (Müvafiq göz tədbirlərini görərək) günəş ləkələrinin Günəşin üzü boyunca hərəkət etdiyini görə bilərsiniz. İstiqamətə gəldikdə, Günəş planetlərin Günəş ətrafında fırlandığı istiqamətdə, orijinal buludun fırladığı istiqamətdə fırlanır. Süd Yolundakı bütün ulduzların Süd Yolunun fırlandığı istiqamətdə fırlanma tendensiyası olacaq, ancaq fərdi olaraq ulduzlar təsadüfi istiqamətlərdə dönəcəkdir.

Dünya şəbəkəsində bir sıra Ulduz Kataloqu var, lakin əksəriyyəti alimlər üçün nəzərdə tutulub və ehtiyacınız olduğundan daha çox təfərrüatlıdır. Günəşə ən yaxın ulduz olan Alpha Centauri, 4.27 işıq ili məsafəsindədir. Ən parlaq ulduz Siriusa 8.64 işıq ili məsafədədir.

Ulduz məsafələrinin ölçülməsinin paralaks metodu bir ulduzun 6 ay aralığında müşahidələrini "tələb etmir", amma 6 ay aralığında aparılan müşahidələr daha yaxşıdır. Bunun səbəbi, bir-birindən mümkün qədər uzaq olan iki nöqtədən paralaks ölçmələri aparmaq istədiyinizdir. İlk müşahidələrinizdən altı ay sonra Dünya Günəşin digər tərəfində, başladığınız yerdən 186 milyon mil məsafədədir. Bu, Yerdən ala biləcəyiniz ən uzun "təməl" dir.

Bir az inanılmaz görünür, amma yadda saxlamağınız vacib olan şey ulduzların çox işıq saçmasıdır. Deməli, ən yaxın ulduz Günəşdən bizdən 66000 qat daha uzaq və bizə çatan işıq miqdarı Günəşdən (66000 * 66000) dəfə daha zəif olsa da, görmək hələ kifayətdir. Həm də 66.000 dəfə kiçikdir və buna görə də bir nöqtə kimi görünür. Günəşdən və ulduzlardan gələn işığı ölçmək mümkündür və həqiqətən hamısı uyğundur.

Dr. Eric Christian
(Mart 2000)

"Tülare" adlı bir ulduz tapa bilmirəm. Ancaq bir Tulare, Kaliforniya var. Ulduz adların siyahısını verən bir veb sayt da bilmirəm. Təklifim budur ki, Petersonun Ulduzlara və Planetlərə Yönergəsi kimi əsas bir həvəskar astronomun kitabını alasınız.

Bəzi ticarət şirkətləri var ki, özlərini ulduzları insanların adlarına pul kimi ödəyirlər. Bu adlar yalnız qeydlərində və öz düşüncənizdə etibarlıdır. Bu şirkətlərin ulduzlar, kometlər, asteroidlər və s. Adlar verən Beynəlxalq Astronomiya Birliyi (IAU) ilə əlaqəsi yoxdur. Ulduzların adətən tarixi adları və ya kataloq adları var və insanların adlarını almırlar. Ulduzların necə adlandığı barədə daha çox məlumat üçün IAU-nun "Ulduz adlarının alınması" veb səhifəsini ziyarət edin.


Hərəkət dalğaları təsir edir

1842-ci ildə Xristian Doppler, hərəkətin dalğalar üzərindəki təsirini əvvəlcə bir dəmir yolu vaqonunda pist boyunca hərəkət edərkən oynamaq üçün bir qrup musiqiçi işə götürərək ölçdü. Ardından öyrəndiklərini işıq daxil olmaqla bütün dalğalara tətbiq etdi və bir işıq mənbəyi müşahidəçidən yaxınlaşırsa və ya geri çəkilirsə, işıq dalğalarının sırasıyla bir-birinə daha sıx yerləşəcəyini və ya yayılacağını bildirdi. İndi Doppler effekti olaraq bilinən ümumi prinsip Şəkil 5.22-də göstərilmişdir.

Şəkil 5.22. (a) S mənbəyi, nömrələnmiş zirvələri (1, 2, 3 və 4) hərəkətsiz bir müşahidəçi üzərində yuyan dalğalar yaradır. (b) S mənbəyi artıq A müşahidəçisinə və C müşahidəçisindən uzaqlaşır. Mənbə S4 mövqeyində, S2 mövqeyində 2 təpə və s. olduqda dalğa zirvəsi 1 yayılmışdır. Müşahidəçi A bu hərəkətlə sıxılmış dalğaları görür və mavi dalğanı görür (dalğalar yüngülsə). Müşahidəçi C hərəkətlə uzanan dalğaları görür və qırmızı sürüşmə görür. Görmə xətti mənbənin hərəkətinə dik olan müşahidəçi B dalğalarda heç bir dəyişiklik görmür (və kənarda qaldığını hiss edir).

Rəqəmin (a) hissəsində işıq mənbəyi (S) müşahidəçiyə münasibətdə istirahətdədir. Mənbə dalğaları 1, 2, 3 və 4 kimi etiketlədiyimiz bir sıra dalğaları verir. İşıq dalğaları, gölməçədəki sıçrayışdan gələn dalğalar kimi hər tərəfə bərabər şəkildə yayılır. Dağlar məsafədən ayrılır, λ, burada λ dalğa boyudur. Təsvirin altındakı istiqamətdə yerləşdiyi təsadüfən müşahidəçi, dalğa uzunluğunun bir-birindən aralığında işıq dalğalarının gözəl və bərabər gəldiyini görür. Başqa yerdə yerləşən müşahidəçilər də eyni şeyi görərdilər.

Digər tərəfdən, işıq mənbəyi (b) hissəsində göründüyü kimi müşahidəçiyə münasibətdə hərəkət edirsə, vəziyyət daha mürəkkəbdir. Bir təpənin yayıldığı ilə digərinin çıxmağa hazır olduğu vaxt arasında mənbə səhifənin altına doğru bir az tərpəndi. Müşahidəçi baxımından A, mənbənin bu hərəkəti təpələr arasındakı məsafəni azaldıb - bu müşahidəçiləri söyləyə bilər ki, təpələri bir-birinə sıxır.

(B) hissəsində vəziyyəti üç müşahidəçi nöqteyi-nəzərindən göstəririk. Mənbə dörd mövqedə görünür, S1, S2, S3və S4, hər biri bir dalğa zirvəsinin yayılmasına uyğun gəlir. Müşahidəçi üçün A, dalğaların azalmış dalğa uzunluğunda və beləliklə artan tezlikdə bir-birini daha yaxından izlədiyi görünür. (Remember, all light waves travel at the speed of light through empty space, no matter what. This means that motion cannot affect the speed, but only the wavelength and the frequency. As the wavelength decreases, the frequency must increase. If the waves are shorter, more will be able to move by during each second.)

The situation is not the same for other observers. Let’s look at the situation from the point of view of observer C, located opposite observer A in the figure. For her, the source is moving away from her location. As a result, the waves are not squeezed together but instead are spread out by the motion of the source. The crests arrive with an increased wavelength and decreased frequency. To observer B, in a direction at right angles to the motion of the source, no effect is observed. The wavelength and frequency remain the same as they were in part (a) of the figure.

We can see from this illustration that the Doppler effect is produced only by a motion toward or away from the observer, a motion called radial velocity. Sideways motion does not produce such an effect. Observers between AB would observe some shortening of the light waves for that part of the motion of the source that is along their line of sight. Observers between BC would observe lengthening of the light waves that are along their line of sight.

You may have heard the Doppler effect with sound waves. When a train whistle or police siren approaches you and then moves away, you will notice a decrease in the pitch (which is how human senses interpret sound wave frequency) of the sound waves. Compared to the waves at rest, they have changed from slightly more frequent when coming toward you, to slightly less frequent when moving away from you.


The Doppler Effect

The Doppler effect was named after Christian Doppler, who first came up with the idea in 1842. He learned that sound waves would have a higher frequency if the source was moving toward the observer and a lower freqency if the source was moving away from the observer.

A commonly used example of the Doppler effect is a train. When a train is approaching, the whistle has a higher pitch than normal. You can hear the change in pitch as the train passes. The same is true with sirens on police cars and the engines of race cars.

One way to visualize the Doppler effect is to think of sound waves as pulses emitted at regular intervals. Imagine that each time you take a step, you emit a pulse. Each pulse in front of you would be a step closer than if you were standing still and each pulse behind you would be a step further apart. In other words, the frequency of the pulses in front of you is higher than normal and the frequency of the pulses behind you is lower than normal.

The Doppler effect doesn't just apply to sound. It works with all types of waves, which includes light. Edwin Hubble used the Doppler effect to determine that the universe is expanding. Hubble found that the light from distant galaxies was shifted toward lower frequencies, to the red end of the spectrum. This is known as a red Doppler shift, or a red-shift. If the galaxies were moving toward Hubble, the light would have been blue-shifted.


Doppler effect

Our editors will review what you’ve submitted and determine whether to revise the article.

Doppler effect, the apparent difference between the frequency at which sound or light waves leave a source and that at which they reach an observer, caused by relative motion of the observer and the wave source. This phenomenon is used in astronomical measurements, in Mössbauer effect studies, and in radar and modern navigation. It was first described (1842) by Austrian physicist Christian Doppler.

The following is an example of the Doppler effect: as one approaches a blowing horn, the perceived pitch is higher until the horn is reached and then becomes lower as the horn is passed. Similarly, the light from a star, observed from the Earth, shifts toward the red end of the spectrum (lower frequency or longer wavelength) if the Earth and star are receding from each other and toward the violet (higher frequency or shorter wavelength) if they are approaching each other. The Doppler effect is used in studying the motion of stars and to search for double stars and is an integral part of modern theories of the universe. See also red shift.

The Editors of Encyclopaedia Britannica This article was most recently revised and updated by Adam Augustyn, Managing Editor, Reference Content.


June 21, 2018, 14:22 PDT

Pat Brennan,
NASA's Exoplanet Exploration Program

A visualization of exoplanets -- the small, black dots -- transiting the faces of their host stars. Image credit: Courtesy of Fermilab Center for Particle Astrophysics/J. Steffen.

First they rolled in one by one, those newly discovered planets, like billiard balls pushed across a table.

Then they came in handfuls. Still quite manageable as ground-based observatories began to pile up their discoveries of exoplanets &ndash planets around other stars &ndash in the 1990s and early 2000s, astronomers had no trouble keeping a running tally.

But when discoveries of exoplanets began to flow from space-based telescopes, it was like a pool shark making a big, smashing break. The billiard balls raced across the table in bunches. In just a few years, scientists were racking up new planets by the thousands.

And it wasn&rsquot just the number, but the types of planets that had to be accounted for. Hot Jupiters, gas giants, rocky, Earth-sized worlds, &ldquosuper Earths&rdquo hints of potentially frozen, scalding, lava-choked, icy, steamy or watery planets.

NASA&rsquos Exoplanet Science Institute, keepers of the NASA Exoplanet Archive, set up automated counters of exoplanet discoveries &ndash running, online dashboards tracking the number and variety. The latest totals: some 3,700 confirmed exoplanets in our galaxy, with thousands more candidate planets that remain unconfirmed.

But now, after piling up two decades worth of exoplanet discoveries, NASA scientists have begun a wholesale reshuffling of their counting methods.

At first, this means a drop in the number of &ldquocandidate&rdquo planets, with roughly half moving to the &ldquoconfirmed&rdquo category. These planets were already confirmed but were being double counted: The previous number on the counter, 4,496, was labeled &ldquocandidates,&rdquo but critically, it included the combined total of confirmed and unconfirmed exoplanets, and only from NASA&rsquos Kepler space telescope observations from 2009 to 2013.

In the new counter, only &ldquounconfirmed&rdquo planets are labeled as &ldquocandidates.&rdquo The count also pulls in other NASA mission discoveries, including Kepler&rsquos more recent observations and future exoplanet finds.

That means the initial candidate total drops to 2,724.

We&rsquore going to need a bigger counter

But the drop in candidates is temporary. Once the next torrent is unleashed &ndash exoplanet discoveries from the just-launched Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS), likely to begin to flow in early 2019 &ndash planetary candidates are expected to soar into the tens of thousands.

&ldquoThere could be over 10,000 candidates within the first couple of years,&rdquo said Eric Mamajek, the deputy program chief scientist for NASA&rsquos Exoplanet Exploration Program. &ldquoHundreds will be smaller than Neptune &ndash dozens of things smaller than two or three (times Earth&rsquos diameter), within the habitable zone of mostly M-dwarfs (red dwarf stars). There are also going to be thousands upon thousands of Jupiters detected around faint stars. All will initially be unconfirmed, but (some) will need further analysis and observation to follow up.&rdquo

And that could be just the beginning. In a kind of echo of &ldquoMoore&rsquos law,&rdquo the rough doubling of computer processing power each year, Mamajek points out that exoplanet discoveries have doubled roughly every two years over the past three decades. The trend should continue over the next 10 years with data from TESS and future missions, such as the Wide Field Infrared Survey Telescope (WFIRST). That should keep the planet counter clicking.

Other changes reveal the evolving nature of exoplanet science. During the first Kepler mission, the space telescope stared at a patch of sky for four years, watching more than 150,000 stars. For many of those stars, the telescope&rsquos extremely sensitive detectors picked up tiny dips in starlight &ndash the shadow of an orbiting planet passing in front of its star.

Scientists analyzed these dips and published papers, announcing raft after raft of exoplanet candidates and pushing them into the thousands. Follow-up observations and analytical techniques allowed large numbers of these candidates to be confirmed &ndash to make sure they weren&rsquot due to statistical noise or, perhaps, a companion star in a double-star system, masquerading as a planet.

&ldquoThere&rsquos always more work that needs to be done to confirm them,&rdquo Mamajek said. &ldquoThey don&rsquot come with a big stamp on their head that says, &lsquoplanet.&rsquo&rdquo

All hands on deck for TESS

Planets from Kepler&rsquos later observations also must be confirmed. These came after the failure of stabilizing components on the Kepler spacecraft ended its initial four-year stare. Clever engineers found a way to use the pressure of sunlight to stabilize the spacecraft, though its observation periods are now much shorter, about 80 days apiece.

But Kepler&rsquos latest discoveries are confirmed using a different approach. The imaging data goes straight out to the astronomical community, rather than first being filtered through a scientific team. Candidate and confirmed planets are then published by the community at large.

&ldquoTESS will provide an official list of candidates,&rdquo said David Ciardi, a research astronomer and the chief scientist for NASA&rsquos Exoplanet Science Institute at Caltech. &ldquoThen a bunch of candidates, the community will also provide. It is going to be super exciting!&rdquo

Precision counting and a bigger pool of astronomers: It&rsquos all to make sure that, amid a coming avalanche of exoplanet discoveries, planet counters don&rsquot get left behind the eight ball.


Space Trivia

How much do you know about dinosaurs? What is an octane rating? And how do you use a proper noun? Lucky for you, HowStuffWorks Play is here to help. Our award-winning website offers reliable, easy-to-understand explanations about how the world works. From fun quizzes that bring joy to your day, to compelling photography and fascinating lists, HowStuffWorks Play offers something for everyone. Sometimes we explain how stuff works, other times, we ask you, but we’re always exploring in the name of fun! Because learning is fun, so stick with us!


Explainer: the Doppler effect

Gillian Isoardi does not work for, consult, own shares in or receive funding from any company or organisation that would benefit from this article, and has disclosed no relevant affiliations beyond their academic appointment.

Tərəfdaşlar

Queensland University of Technology provides funding as a member of The Conversation AU.

Conversation UK bu təşkilatlardan maliyyə alır

When an ambulance passes with its siren blaring, you hear the pitch of the siren change: as it approaches, the siren’s pitch sounds higher than when it is moving away from you. This change is a common physical demonstration of the Doppler effect.

The Doppler effect describes the change in the observed frequency of a wave when there is relative motion between the wave source and the observer. It was first proposed in 1842 by Austrian mathematician and physicist Christian Johann Doppler. While observing distant stars, Doppler described how the colour of starlight changed with the movement of the star.

To explain why the Doppler effect occurs, we need to start with a few basic features of wave motion. Waves come in a variety of forms: ripples on the surface of a pond, sounds (as with the siren above), light, and earthquake tremors all exhibit periodic wave motion.

Two of the common characteristics used to describe all types of wave motion are wavelength and [frequency](http://encyclopedia2.thefreedictionary.com/Frequency+(wave+motion). If you consider the wave to have peaks and troughs, the wavelength is the distance between consecutive peaks and the frequency is the count of the number of peaks that pass a reference point in a given time period.

Snapshot of a moving wave showing the wavelength. Gillian Isoardi

When we need to think about how waves travel in two- or three-dimensional space we use the term wavefront to describe the linking of all the common points of the wave.

So the linking of all of the wave peaks that come from the point where a pebble is dropped in a pond would create a series of circular wavefronts (ripples) when viewed from above.

Wavefronts emerging from a central source. Gillian Isoardi

Consider a stationary source that’s emitting waves in all directions with a constant frequency. The shape of the wavefronts coming from the source is described by a series of concentric, evenly-spaced “shells”. Any person standing still near the source will encounter each wavefront with the same frequency that it was emitted.

Wavefronts surrounding a stationary source. Gillian Isoardi

But if the wave source moves, the pattern of wavefronts will look different. In the time between one wave peak being emitted and the next, the source will have moved so that the shells will no longer be concentric. The wavefronts will bunch up (get closer together) in front of the source as it travels and will be spaced out (further apart) behind it.

Now a person standing still in front of the moving source will observe a higher frequency than before as the source travels towards them. Conversely, someone behind the source will observe a lower frequency of wave peaks as the source travels away from it.

Wavefronts surrounding a moving source. Gillian Isoardi

This shows how the motion of a source affects the frequency experienced by a stationary observer. A similar change in observed frequency occurs if the source is still and the observer is moving towards or away from it.

In fact, any relative motion between the two will cause a Doppler shift/ effect in the frequency observed.

So why do we hear a change in pitch for passing sirens? The pitch we hear depends on the frequency of the sound wave. A high frequency corresponds to a high pitch. So while the siren produces waves of constant frequency, as it approaches us the observed frequency increases and our ear hears a higher pitch.

After it has passed us and is moving away, the observed frequency and pitch drop. The true pitch of the siren is somewhere between the pitch we hear as it approaches us, and the pitch we hear as it speeds away.

For light waves, the frequency determines the colour we see. The highest frequencies of light are at the blue end of the visible spectrum the lowest frequencies appear at the red end of this spectrum.

If stars and galaxies are travelling away from us, the apparent frequency of the light they emit decreases and their colour will move towards the red end of the spectrum. This is known as red-shifting.

A star travelling towards us will appear blue-shifted (higher frequency). This phenomenon was what first led Christian Doppler to document his eponymous effect, and ultimately allowed Edwin Hubble in 1929 to propose that the universe was expanding when he observed that all galaxies appeared to be red-shifted (i.e. moving away from us and each other).

The Doppler effect has many other interesting applications beyond sound effects and astronomy. A Doppler radar uses reflected microwaves to determine the speed of distant moving objects. It does this by sending out waves with a particular frequency, and then analysing the reflected wave for frequency changes.

It is applied in weather observation to characterise cloud movement and weather patterns, and has other applications in aviation and radiology. It’s even used in police speed detectors, which are essentially small Doppler radar units.

Medical imaging also makes use of the Doppler effect to monitor blood flow through vessels in the body. Doppler ultrasound uses high frequency sound waves and lets us measure the speed and direction of blood flow to provide information on blood clots, blocked arteries and cardiac function in adults and developing fetuses.

Our understanding of the Doppler effect has allowed us to learn more about the universe we are part of, measure the world around us and look inside our own bodies. Future development of this knowledge – including how to reverse the Doppler effect – could lead to technology once only read about in science-fiction novels, such as invisibility cloaks.


Videoya baxın: Azərbaycanlı Pornoulduzlar KİMLƏRDİR??? (Sentyabr 2021).