Astronomiya

Ulduzların spektri

Ulduzların spektri

Bir ulduz spektrində bəzi spesifik metal göstərilirsə, bu ulduzun o metalın olduğunu göstərirmi? Məsələn, G2 ulduzu olan Günəş spektrində iyonlaşmış kalsiumun orta gücünü göstərir, amma niyə Günəşin kimyəvi tərkibində ionlaşmış kalsium yoxdur? https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/C/Chemical+Composition

Düzəliş et: niyə Günəşin kimyəvi tərkibi ionlaşmış kalsiumdan daha az izə malikdir, amma spektrdəki güc heç də az deyil?

Əvvəlcədən təşəkkürlər!


'Absorbsiya' xətləri rezonans səpilməsindən qaynaqlanır (şüalanma mənzərəsindən kənarda yayılır, aşağıda təsvirə baxın) və rezonans səpilməsinin təxminən çox böyük bir kəsiyi var $ 10 ^ {- 12} sm ^ 2 $. Bu o deməkdir ki, hətta 10 km-lik bir nazik təbəqə üçün ($ 10 ^ 6 sm $) yalnız> sıxlığına ehtiyacınız var$ 10 ^ 6 / cm ^ 3 $ xəttin mərkəzində qatın qeyri-şəffaf olması üçün bir elementin. Bu, çox kiçik bir sıxlıqdır (bir hissədir) $10^{-9} -10^{-6}$ bölgəyə görə alt Günəş atmosferindəki hidrogen sıxlığının) və əksər elementlər bunu asanlıqla aşacaqdır (digər cavablardan birindəki süjetdəki bolluğa baxın).

(https://courses.lumenlearning.com/astronomy/chapter/formation-of-spectral-lines/ saytından)

Redaktə edin (aşağıdakı şərhlərdə müzakirə olunan bir neçə məsələyə aydınlıq gətirmək).

Yuxarıdakı təsvir günəş spektrindəki Fraunhofer xətləri vəziyyətində sözün əsl mənasında tətbiq edilə bilməz. 'Bulud' bu vəziyyətdə günəşin ətrafındakı nazik sferik bir qabıqdır və kənardan müşahidə etdiyimiz kimi spektri yalnız udma xətləri ilə görə bilərik. Lakin, prinsipcə, təbəqənin altına düşə bilsəydik, digər iki vəziyyəti görə bildik; onda emissiyadakı xətlərin yuxarıya baxdığını və xüsusiyyətsiz davamlılığın aşağıya baxdığını görərik. Emissiya xətləri yenidən günəşə əks olunur və orada əmilir (fotosfer qara bir cisim sayıla bilər və buna görə üzərinə düşən hər hansı bir radiasiyanı əmələ gətirir), beləliklə həmin fotonlar yox olur və yenidən udma xəttlərinə səpələnə bilməz. şərhlərdən biri bu izahatı qəbul etsə baş verəcəyini düşünürdü).

Buradakı həlledici məqam, xromosferin sıxlığının (Fraunhofer 'udma' xətlərinin çox hissəsinin meydana gəldiyi yerdə) istilik tarazlığında olması üçün çox aşağı olmasıdır. Toqquşmalar nəticəsində yerli istilik həyəcanına səbəb olan atom xəttinin tullantıları, fotosfer radiasiyasının dağılması səbəbindən yayımla müqayisədə laqeyd edilə bilər. Xromosfer yenə də xətlər içərisində optik olaraq qalın olduğundan, bu işığın böyük ölçüdə bu tezliklərdə yenidən fotosferə yayılması və xaricdən baxarkən prosesdə 'udma' xətləri yaratması ilə nəticələnir.

Buradakı iş prosesinin rezonanslı bir səpələnmə hadisəsi əvəzinə öz-özünə təkrar emissiya ilə izlənən ayrı bir udma hadisəsi kimi təsvir edilməsi lazım olduğu da qeyd edildi (bu, yuxarıda göstərilən şəkildəki linkdə də nəzərdə tutulur). Bu incə və ya hətta semantik bir məsələ kimi görünsə də, əslində bəzi hallarda olduqca vacibdir. Dəqiq məsələ bu sənəddə 100 il əvvəl həqiqətən nəzərdən keçirilmiş və açıq şəkildə Fraunhofer xəttlərinə gedən prosesin udma / emissiya prosesi deyil, dağınıq (yuxarıda təsvir olunduğu mənada) kimi qəbul edilməsi təklif edilmişdir. Bu sənəddə klassik bir yanaşma istifadə edilərkən, eyni nəticə Quantum Mechanics ilə də əldə edilir. Bu, W. Heitler-in İnternet Arxivində tapıla bilən 'Radiasiyanın kvant nəzəriyyəsi' kitabının §15-də (Rezonans Floresans) ətraflı şəkildə əldə edilmişdir. Bu, rezonans səpilməsinin tutarlı bir kvant prosesi kimi təsvir edilməli olduğunu sübut edir. Bu, məsələn, monoxromatik şüalanmanın yenidən keçidin təbii xətt eni ilə deyil (təkbaşına yayılma ilə görüləcək) tək monoxromatik şüalanma kimi səpələnəcəyi deməkdir.

Bu, əslində, səpələnmə prosesinin tutarlı təbiətini nəzərə alan 'qismən tezliyin yenidən bölüşdürülməsi' funksiyalarını özündə birləşdirərək spektral xəttlərdə (xüsusən də ulduz atmosferlərinə gəldikdə) radiasiya ötürülməsi ilə əlaqəli işlərdə tez-tez tətbiq olunur. Bunun bəzi hallarda həlledici ola biləcəyi aşkar edilmişdir. Məsələn, bu sənəd güclü Fraunhofer xəttlərinin qanadlarında müşahidə olunan qütbləşmənin yalnız izlənmə səpələnmə modeli ilə, uyğun olmayan 'spontaenoz çürük' modeli ilə müşahidələrə zidd olaraq xətt qanadlarında sıfır qütbləşmə ilə nəticələnə biləcəyini göstərir.


Şübhəsiz ki, günəş həm atmosferində, həm də həcmində kalsiuma malikdir.

Asplund və digərləri, (2009) nəşr olunan məlumatlara əsaslanan bu süjet, günəş atmosferində hansı elementlərə rast gəlinəcəyini göstərir:

Məsələn, bolluq [Ca] / [Si] = 0.1 olduğunu oxuya bilərik. Ulduz atmosferdəki elementlər həm ulduz spektrlərindəki udma və emissiya zamanı, həm də yerli temperatur kifayət qədər yüksək olduqda əlbətdə ionlaşmış vəziyyətlərində meydana gələ bilər.

Qalaktikada müşahidə olunan uzaq ulduzlar üçün spektrin ön planda çirklənməsi rol oynaya bilər, lakin bu, doppler-analiz yolu ilə aradan qaldırıla bilər.


Ulduz spektrdə bir udma xüsusiyyətinin gücü fotosferdəki elementin miqdarından asılıdır, eyni zamanda elementin atom quruluşundan və fotosferdəki istilik və sıxlıq şərtlərindən də asılıdır.

Məsələn, CaII xətlərinin fotosferdə tək-tək ionlaşmış kalsium ionlarının olması lazımdır. Bunun üçün müəyyən bir temperatur və sıxlıq tələb olunur. Çox isti və kalsium daha ionlaşmış olur; çox sərin və kalsium ionları yoxdur. Şərtlər uyğun olduqda, spektrin mavi hissəsində baş vermə ehtimalı çox yüksək olan iki xüsusi keçid var (və ya istəsən böyük bir kəsiyi) - bunlar "H və K" rezonans xəttləridir. Əsas vəziyyətdən keçid olduqları və əksər hallarda aşağı (əsas) enerji vəziyyətindəki çox sayda absorber populyasiyasının əkiz faydalarına və keçidin baş vermə ehtimalı yüksək olduqlarına görə rezonans xətləri adlanır. Bununla yanaşı, yaxınlıqdakı infraqırmızıda həyəcanlı bir vəziyyətdən qaynaqlanmasına baxmayaraq çox güclü olan üçqat keçid də var.

Bənzər keçidlər digər elementlərdə də var, lakin Ca II qrup element olduğu üçün təkcə ionlaşmış Ca biraz I qrupdakı elementlərin neytral atomları kimi davranır. Beləliklə Sodium (Na D xətləri) və Potasyum üçün ekvivalent keçidlər var. spektrin qırmızı hissəsində). Li xətti daha zəifdir (670.8 nm-də), çünki həqiqətən var çox fotosferdə daha az Li.

Be II və Mg II (tək-tək ionlaşmış berilyum və maqnezium) üçün udma xətləri də var, lakin bunlar UB-də baş verir.


Yuxarıdakı sətir qrafiki hər bir uzanan versiyaya daxil olan mənbə spektrlərini göstərir. Orijinal qaynaq spektrləri Jacoby, G.H., Hunter, D.A. & amp Christian, C.A. Stellar Spectra Kitabxanası, 1984, ApJS, 56, 257.

Ulduz şəkilləri, parlaq kürənin, bu tip üçün müşahidə olunan spektrini nəzərə alaraq göstərilən bir rəngə sahib kompüter renderləridir. Göstərmə, Judd-Vos dəyişdirilmiş CIE rəng uyğunlaşdırma funksiyaları və sRGB əsas və qamma funksiyasından istifadə edərək spektri təxmini kompüter RGB rənglərinə çevirməklə edildi. Rəng çevrilməsi üçün "ağ nöqtə" günəş işığı üçün standarta ("D65 ağ nöqtə") qoyuldu, bu səbəbdən bir G2 ulduzu sarı rəngli bir ağımtıl görünməlidir (rəssamların və qələmi olan uşaqların sizə söylədiklərinə baxmayaraq günəş həqiqətən parlaq sarı deyil - geniş spektr rəngə daha çox ağ rəngə bənzəyir, gözlə baxanda). Bu rəng göstəricilərinin 100% həqiqi olmasına zəmanət vermirəm, amma düşünürəm ki, mən ulduz rənglərinin əsas fikirlərini əldə edə biləcəyim qədər yaxındırlar və hələ də bu ulduz rəngləri olduqca incədirlər, çünki emissiyaları bütün görünən spektrləri əhatə edir. Gördüyünüz "əzaların qaralması" təsiri Günəş üçün sadə bir ampirik qaranlıq qanuna əsaslanır.

T-cırtdanın cizgi filmi Dr. Robert Hurt-un IPAC-da yaratdığı qrafikdən götürülmüşdür.


Wolf-Rayet Ulduzlarının Spektrləri

Təlim Məqsədləri: Tələbələr Wolf-Rayet spektrlərini təsnif edəcək və hər spektrdə emissiya xətlərini təyin edəcəklər. Bu laboratoriyanın uğurla başa çatması üçün spektral xüsusiyyətlərin anlaşılması və spektrlərin təfsiri tələb olunur.

Çağırış:

Ulduzlar ətraflı istehsal edir spektrlər ulduz haqqında ən vacib məlumat mənbələrindən biridir. Əsas ardıcıllıq ulduzları, Plank funksiyası boyunca hidrogen kimi aşağı düşən əsas elementlər üçün udma xətləri ilə bir spektr əyriliyinə sahib olacaqdır. Ancaq bəzi spektrlər qeyri-adi görünür: daldırma udma xətləri əvəzinə güclüdür emissiya xətləri. Bu zirvələr və əyləncələr bizə bir ulduzdan ibarət kimyəvi maddənin şəklini necə verə bilər?

Bu dərsdə bir sıra qeyri-adi nümunələri araşdırmaq üçün spektrin xüsusiyyətləri və mənşəyi haqqında mühazirədə əldə etdiyiniz anlayışı tətbiq edəcəksiniz. Ayova Universitetinin robot teleskopu ilə ən az üç və tercihen beş-altı ulduz üçün müşahidələr quracaqsınız, Rigel, Arizonanın cənubunda yerləşir.

Bu laboratoriya boyu əsasını müəyyənləşdirmək üçün konsensus yaratmaq üçün qrupunuzla əməkdaşlıq edəcəksiniz spektral xətlər və təhlil suallarını cavablandırmaq. Hər sətir üçün hər bir şəxsiyyətə necə qərar verdiyinizi izah etmək istəyəcəksiniz. Şagirdlərdən, iş səhifəsində hər Wolf Rayet ulduzunu girişdə təsvir olunan iki əsas növə görə təsnif etmələri istənəcəkdir.

Dərsliklər: Şəkillər Rspec-ə idxal olunur, Rspec-də dalğa uzunluğu kalibrlənməsi, RSpec-də bir-birinə bindirmə, Rigel ilə müşahidələrin planlaşdırılması

Ulduzun ətrafındakı qaz zərfini göstərən Wolf-Rayet ulduzunun Hubble saxta rəngli görüntüsü.

Fon:

Wolf-Rayet ulduzları, kəskin emissiya xətləri ilə spektrləri ilə xarakterizə olunan nadir, intensiv parlaq ulduzların ekzotik bir sinifidir. Bu qeyri-adi spektrlər ilk dəfə 1867-ci ildə Paris Rəsədxanasındakı iki astronom - Charles Wolf və Georges Rayet tərəfindən fərq edildi, lakin bu spektrləri necə istehsal etdikləri barədə tam bir məlumat iyirminci əsrin ortalarına qədər əldə olunmadı.

Ulduz nə qədər kütləvi olsa, ömrü o qədər qısadır - və Wolf-Rayet ulduzları bilinən ən böyük və ən qısa ömürlü ulduzlar arasındadır, ümumiyyətlə səthinin temperaturu 25.000 K-dan çox olan 20 günəş kütləsindən çoxdur. Güclü ulduz küləkləri atmosferdən materialı qabıqlara atır ulduzu əhatə edən isti qazdan. Wolf-Rayets tərəfindən yayılan enerji, Günəşimizdən çox böyüklük səviyyələrində ultrabənövşəyi zirvəyə çatır. Bu ultrabənövşəyi şüalar, Wolf-Rayet ulduzlarının ticarət markası emissiya xəttləri istehsal etmək üçün bu qabıqlardakı qazı ionlaşdırır.

Wolf-Rayet ulduzları nadirdir və qalaktikamızda 200-dən az bilinir. Lakin bu parlaq parlaqlıqlarına görə bu ulduzlar aydın şəkildə görünür və aydınlıq böyüklüyü 9 - 12 arasındadır. Bu spektrlər tipik zəif udma xətləri əvəzinə spektrlərinin üstündə zirvəyə çatan güclü emissiya xəttləri olan əsas ardıcıllıq ulduzlarından fərqli olaraq təəccüblüdür. ulduz spektrləri. Bu emissiya xətləri Wolf-Rayets üçün bir təsnifat sistemi təmin edir.

* Karbon tipli Kurt Rayets (WC), CIII və CIV-də iki çox böyük zirvəsi olan daha sadə bir spektri var, hidrogen alfasında daha kiçik bir zirvəsi var.

* Azot tipli Kurt Rayets (WN), müxtəlif helium və azot xətlərinə uyğun beş və ya daha çox böyük zirvəsi olan daha xaotik bir spektrə malikdir.

Təlimatlar:

• Bu laboratoriyanın çətinliyi Wolf Rayet ulduzlarının azlığı və qeyri-bərabər paylanmasıdır. Təxminən 150 nəfər məlumdur, lakin üçdə ikisindən çoxu Cənubi yarımkürədədir. Analiz üçün dörd və ya beş Wolf-Rayet ulduzu üçün müşahidələr qurmalısınız. Payız dövrü üçün bunlar bəzi təkliflərdir:

Qeyd edək ki, bu koordinatlar obyektin özləri üçündür və mərkəzləşdirilmiş spektrlərin çəkilməsi üçün lazım olan doğru qalxma tənzimlənməsi üçün YOXdur. Təsəvvürünüzdə obyekt spektrini düzgün bir şəkildə mərkəzləşdirmək üçün sağ qalxışınızı -00: 00: 30-a qədər əvəzlədiyinizə əmin olun.

• Hər bir şəkli açdığınız zaman, ehtimal ki, açmalısınız spektroqrafı tənzimləyin yalnız obyektinizin spektrinə baxmaq üçün. Əgər obyektinizin şəkildə harada yerləşdiyindən əmin deyilsinizsə, müxtəlif ulduzların spektrlərinə baxın. Spektral xətlər şəkildəki hansı obyektin Wolf-Rayet ulduzu olduğunu aydınlaşdıracaqdır.

• Aşağıda Wolf Rayet spektrlərində və Angstroms-da dalğa boylarında olan bir neçə ümumi elementi etiketləyən bir cədvəl var. Spektrinizdə olan emissiya xətlərini müəyyənləşdirmək üçün bunu istinad kimi istifadə edin.

Element Dalğa boyu (Å) Element Dalğa boyu (Å)
H α 6563 C IV 5801
H β 4861 C III 5696
H γ 4341 C III və IV 4650
H δ 4102 O III 4959, 5007
O II 4686, 5411 N IV 7109

• Qeyd edək ki, WC ulduzlarında karbon seriyası xətləri olacaq, lakin WN-də helyum və azot xətləri üstünlük təşkil edəcəkdir. Əvvəlcə əsas xətləri müəyyənləşdirin, çünki daha qısa olanlar hər iki spektral sinifin xüsusiyyətlərinə malik bir ulduzla əlaqəli ola bilər.


  • Hansı spektral xətləri gördüyünüz ilk növbədə vəziyyətdən asılıdır həyəcanionlaşma qazın.
  • Həyəcan və iyonlaşma ilk növbədə temperatur qazın.
  • Kompozisiya fərqləri əhəmiyyətsizdir.
  • Fərqlər temperatur ən vacib amildir.

Bir Ulduz (7500-11,000 K): İdeal həyəcan şərtləri, ən güclü H xətləri.

G Ulduzları (5200-5900 K): Çox sərin, bir az həyəcanlı H, beləliklə elektronlar ilk həyəcan vəziyyəti əvəzinə əsas vəziyyətdə olduğu üçün yalnız zəif H xəttləri.


Mira dəyişkən ulduzu U Ceti - spektrin struktur xüsusiyyətləri

M tipli ulduzlar ümumiyyətlə sıx və geniş TiO molekulyar udma zolaqları göstərir. Bu ulduzlar, beləliklə Ulduz Analizatoru istifadə edərək aşağı qətnamə spektroskopiyası üçün çox sərfəli hədəflərdir. TiO zolaq spektri, bilinən molekulyar spektr kateqoriyasına düşür vibronik. Bu spektrin struktur xüsusiyyətləri elektron vəziyyətlərin titrəmə substratlarını əhatə edən keçidlər nəticəsində yaranır. Bu struktur xüsusiyyətlər, həqiqətən, bir SA-200 grism istifadə edilərək həll edilə bilər. Bununla birlikdə, struktur xüsusiyyətlərin fərqli elektron və titrəmə vəziyyətlərinə tapşırıqları olduqca çətin ola bilər, çünki həvəskar astronomlar üçün spektroskopiyada olan klassik kitablar müvafiq məlumatları ehtiva etmir (məsələn, Walker Spectroscopic Altas və ya Gray's and Corbally's Stellar Spectral Classification). Əsas ədəbiyyatda axtarış aparmaq lazımdır və Corona kilidləmə və buludlu gecələr zamanı bu tapşırıq mənim üçün çox xoş gəldi:

Bu məqsəd üçün ulduz idi U Ceti, bir Mira dəyişkən ulduzu. Spektr 01/10/21 çəkildi. DSLR-nin yaşıl kanalını istifadə edən diferensial fotometriya aydın parlaqlıq 8.4 göstərdi və U Ceti'nin AAVSO məlumatları ilə müqayisədə maksimuma yaxın olduğunu göstərir:

H qamma və H delta xətləri şok dalğaları səbəbindən açıq şəkildə emissiya olunur:

Elektron enerji vəziyyətləri arasındakı keçidlər bu bənd əsasında müvafiq lentlərə təyin edilə bilər: http: //adsabs.harvar. ApJS. 26..313P

SA-200-in qətnaməsi, lentlərin çoxunun titrəmə quruluşunu həll etmək üçün kifayət qədər yüksək idi və bu sənəd əsasında bir tapşırığa icazə verdi: https: //iopscience.i. owBJzibF1DHah3E

Spektrin yaxın infraqırmızı hissəsində 8500 A civarında bəzi təyin olunmamış TiO bantları var və bu mövzuda digər nəşrlərə dair göstərişlər çox xoş olardı.

Mwr tərəfindən redaktə edilmişdir, 13 yanvar 2021 - 10:10.

# 2 Tangerman

Keçən semestrdə aldığım kvant kimya kursumda yer və həyəcanlı vəziyyətlər üçün Morse potensialından istifadə edərək bimolekulyar növlərin keçidlərini hesabladıq. Yaxşı Morse parametrləri ilə keçidləri və nisbi intensivliyini çox yüksək dəqiqliklə hesablaya bilərəm. Xatırlayıramsa, bu günün sonunda TiO üçün bəzi Morse parametrlərini axtaracağam və bir az daha çox məlumatla qayıdacağam. Xatırlamıramsa, çekinmeyin mənə mesaj göndərin.

# 3 c2m2t

Spektr analizinə gəldikdə, liqamdan çıxmağımdır. Təsadüfən bu yazını "Son Mövzular" sütununda gördüm və diqqətimi çəkdi. Mən ikiqat ulduz təsəvvür edirəm və Mira təsadüfən həm dəyişkənlik, həm də rəng nümayiş etdirən xüsusi sistemlərdən biridir. Qəribədir ki, bunun dəyişkən təbiəti, 2017-ci ilin sonu və 2018-ci ilin əvvəlindəki vəziyyət ortaya çıxana qədər həqiqətən bilmədiyim bir şey idi. Mən özüm kimi həvəskar astronomların səmalarının son 30 ildə davamlı olaraq alçaldıldığı Kanadanın Şərqi Ontario şəhərində yaşayıram. Təxminən 13 - 14 il əvvəl hobbi ilə məşğul olanda buna həssas oldum. Nəticədə, fotonların udulmasında özümü əyləndirmək üçün Noyabr ayının yeni dövrlərində cənub-mərkəzi və cənub-qərbi ştatlara səyahətlər etməyi planlaşdırdım. Bu gəzintilər, 45 dərəcə enlemde, yerli üfüqümə sarılan cüt ulduzları tutmaq üçün intensiv görüntü seanslarına çevrildi. qaranlıq bir sahə görüntüləmə üçün çox uyğun deyil. 2017-ci il mənim ilk cənub səyahətim oldu və Texas ştatının Copper Breaks State Park-da bitdim.

Əvvəlcə William Herschel tərəfindən 1782-ci ildə kataloqlaşdırılan cüt ulduzlu sistem olan Mira, aka H VI 1, çəkdiyim görüntü. 17 Noyabr 2017 tarixinə qədər tanıyacaqsınız. yuxarı sağdakı kəsilmiş şəkil. Xüsusilə yaxşı bir görüntü deyildi, düşündüm ki, o gecə şəffaflıq xüsusilə yaxşı deyildi, amma çəkilən qırmızı rəngdən zövq aldım. Beləliklə, çox yaxşı bir görüntü olmadığını düşünərək, 13 yanvar 2018-ci il tarixdə evimdəki rəsədxanamdan yenidən görüntüləməyə qərar verdim. Miranın yerli üfüqümə daha yaxın olmasına baxmayaraq sonrakı görüntü daha yaxşı çıxdı. Qəribədir ki, o məqamda çox düşünmədim və əvvəlki görüntünün qırmızılığını bir nəticəyə, o gecə Texasdakı dumanlı səmaya, göründüyü kimi minimum həddə yaxın olan qırmızı rəngdə göstərməyə nisbətən daha çox bir nəticə verdim.

Mira əslində 4 ulduzlu bir sistemdir (görünən ulduzlar). A, B, C və D-dən ibarət cütlüklərin heç biri fiziki sistemlər deyil. Yeganə ikili cüt, əsas ulduz "A" nı təşkil edən çox kompakt cütlükdür. WDS (Washington Double Star Catalog) təyinatı JOY 1Aa, Ab. Siz spektr analitikləri üçün bu yoldaş ulduzun sistemin dəyişkənliyinə nə dərəcədə təsir etdiyini bilmək maraqlı olardı. WDS, 6,80 və 10,40 komponent ölçülərini 0,5 arc-saniyə ayırmaqla təmin edir (2014). Stelle Doppie-dən WDS-də yer alan Sevinc 1 haqqında bəzi qeydləri göstərən bir ekran görüntüsünü də əlavə etdim.

Mira sisteminin bir şəklini də əlavə etdim.

Əlavə edilmiş kiçik şəkillər

# 4 Tangerman

Tamam, yazınıza daha yaxından baxaraq, TiO müxtəlif elektron vəziyyətlər arasında gedir, bu da çox faydalı Morse potensialının yolunu tapmaq deməkdir. Təklif etdiyimi etmək müxtəlif titrəmə vəziyyətlərini ayırmaq üçün yaxşıdır, elektron vəziyyətləri ayırmaq üçün yaxşı deyil. Beləliklə, bunun əvəzində budur: https: //webbook.nist. 37201 & ampMask = 1000

Bu, sadə molekulların spektroskopik məlumatları üçün olduqca faydalı olan nist verilənlər bazasına bir keçiddir. Sol sütun sizə hansı vəziyyəti izah edir. Burada alt sıra əsas vəziyyətdir. V00 (çox sağ sütun) sizə əsas elektron vəziyyətlə həyəcanlı elektron vəziyyət arasındakı enerjini izah edir. Bu sütun boş yerlərdədir (cm -1, spektroskopistlər üçün ümumi bir vahiddir, ancaq başqa heç kim istifadə etmir. İQ spektroskopiyası edərkən gözəl rəqəmlər çıxarır). Wavenumber nm-ə baxaraq nm-ə çevirə bilərsiniz və ya özünüz edə bilərsiniz. Məsələn, sütunda 10000 sm -1 deyilirsə, dalğa uzunluğu 1 / (10000 sm -1) = 1 sm / 10000 olur. Sonra 10 7 nm / sm ilə vurun və nm ilə əldə edin (və isterseniz 10 8 Å / sm). Bu aydın deyilsə, xahiş edirəm mənə bildirin.

Beləliklə, 850 nm təxminən 11765 sm -1-dir, bu da E 3 ∏ keçidinə olduqca yaxındır. Bu, əsas vəziyyətdən icazə verilən bir keçiddir və bunun üçün görmək üçün kifayət qədər gərgin olacağını gözləyərdim. İnşallah bu onu təmizləyir və gələcəkdə sadə molekullar və spektral tapşırıqlarla bağlı suallarınız varsa, yeni bir mənbəyə sahibsiniz.

# 5 mwr

Beləliklə, 850 nm təxminən 11765 sm -1-dir, bu da E 3 ∏ keçidinə olduqca yaxındır. Bu, əsas vəziyyətdən icazə verilən bir keçiddir və bunun üçün görmək üçün kifayət qədər gərgin olacağını gözləyərdim. İnşallah bu onu təmizləyir və gələcəkdə sadə molekullar və spektral tapşırıqlarla bağlı suallarınız varsa, yeni bir mənbəyə sahibsiniz.

Təşəkkür edirəm Tangerman! NIST verilənlər bazası və orada verilmiş istinadların köməyi ilə sərin ulduzlar üçün "İNFARED TELESCOPE FACILITY (IRTF) SPECTRAL KİTABXANASI" tapa bildim. Bu həqiqətən E 3 ∏ keçididir.

# 6 mwr

Təşəkkür edirəm Tangerman! NIST verilənlər bazası və orada verilmiş istinadların köməyi ilə sərin ulduzlar üçün "İNFARED TELESCOPE FACILITY (IRTF) SPECTRAL KİTABXANASI" tapa bildim. Bu həqiqətən E 3 ∏ keçididir.

Elektron keçidlərin təyinatını yenidən nəzərdən keçirdim və IRTF kitabxanasında qeyd olunduğu kimi, qamma keçidi ilə qismən üst-üstə düşən, itkin E 3 ∏ keçidini (epsilon keçişi deyilir) daxil etdim:

"[.] oxşar dərinliklərə əlavə iki bant başlığı 0.8508 və
0.8582 μm. Altı zolaqlı başlar birlikdə ikisini meydana gətirir
üçqat bant başlıqlarının dəstləri.

Epsilonun 1-1 və 2-2 zolaqları

sistem bu dalğa uzunluqlarında bant başlıqlarını sərgiləyir və buna görə də
çox güman ki, bu xüsusiyyətlər yalnız epsilon sistemindən yaranır və ya var
qamma və epsilon sistemlərinin birləşməsi. "

U Ceti spektri, Turşu kitabxanasındakı M4 III standart ulduz spektri ilə müqayisə edildikdə, Ca I və Ca II xətlərinin zəifliyi göz qabağındadır:

Bu cür zəifləmə, bolluq təsiri səbəbindən deyil, "damarlama" və Mira tipli ulduzlarda tipik bir fenomen adlanır. Ancaq bunun həqiqətən burada olub-olmadığına əmin deyiləm. Şərhlər xoş gəlmisiniz.

# 7 Üzvi Astrokimya

Astronomiyada bir çox terminlər kimi "örtük" yəqin ki, çox faydalı deyil və bir çox kontekstdə tətbiq olunur.

Davam edən bir şey budur ki, daha yüksək Balmer xətləri emissiyadadır və H-epsilon da emissiyadadır, lakin Ca II H xəttinin üstünə düşür, bu fotonlar Ca II-də gördüyünüz emissiyanı vurur 8662

Spektrlərinizi düzəltdiniz, ancaq mavi rəngli davamlılığın maksimum işığın yanında daha güclü göründüyünü görürəm. Davamlılığın daha böyük olub olmadığına və ya şoka səbəb olan bir çox emissiyanın olduğuna əmin deyiləm. Hər halda bunların mənimsəmələri necə doldura biləcəyini və "pərdələnməyə" səbəb ola biləcəyini görə bilərəm.

Fotosferin bütün fikri Miras üçün həm mürəkkəbdir, çünki həm dalğa uzunluğuna, həm də pulsasiya dövranına görə çox dəyişir. Qısa dalğa boyu bir udma (daha qısa dalğa uzunluğu üçün fotosfera yaxınlığında) daha çox məsafədə molekullar və ya toz tərəfindən bloklanırsa, udma "örtülü" olubmu?

Bu köhnə atomlar və molekullar üçün floresan xətlərin siyahılarını tapdım (8662-də Ca II siyahıda deyil).

# 8 Üzvi Astrokimya

Tamam, yazınıza daha yaxından baxaraq, TiO müxtəlif elektron vəziyyətlər arasında gedir, bu da çox faydalı Morse potensialının yolunu tapmaq deməkdir. Təklif etdiyimi etmək müxtəlif titrəmə vəziyyətlərini ayırmaq üçün yaxşıdır, elektron vəziyyətləri ayırmaq üçün yaxşı deyil. Beləliklə, bunun əvəzində budur: https: //webbook.nist. 37201 & ampMask = 1000

Bu, sadə molekulların spektroskopik məlumatları üçün olduqca faydalı olan nist verilənlər bazasına bir keçiddir. Sol sütun sizə hansı vəziyyəti izah edir. Burada alt sıra əsas vəziyyətdir. V00 (çox sağ sütun) sizə əsas elektron vəziyyətlə həyəcanlı elektron vəziyyət arasındakı enerjini izah edir. Bu sütun boş yerlərdədir (sm -1, spektroskopistlər üçün ümumi bir vahiddir, ancaq başqa heç kim istifadə etmir. İQ spektroskopiyası edərkən gözəl rəqəmlər çıxarır). Wavenumber nm-ə baxaraq nm-ə çevirə bilərsiniz və ya özünüz edə bilərsiniz. Məsələn, sütunda 10000 sm -1 deyilirsə, dalğa uzunluğu 1 / (10000 sm -1) = 1 sm / 10000 olur. Sonra 10 7 nm / sm ilə vurun və nm ilə əldə edin (və isterseniz 10 8 Å / sm). Bu aydın deyilsə, xahiş edirəm mənə bildirin.

Beləliklə, 850 nm təxminən 11765 sm -1-dir, bu da E 3 ∏ keçidinə olduqca yaxındır. Bu, əsas vəziyyətdən icazə verilən bir keçiddir və bunun üçün görmək üçün kifayət qədər gərgin olacağını gözləyərdim. İnşallah bu onu təmizləyir və gələcəkdə sadə molekullar və spektral tapşırıqlarla bağlı suallarınız varsa, yeni bir mənbəyə sahibsiniz.

Mwr və mənim müzakirə etdiyimiz bu spektr növlərindən biri də bu TiO lentlərinin formasıdır. Xüsusilə, band bandının solda və ya mavi tərəfdə (P-qolunda) necə olduğu.

Bizə burada verdiyiniz məlumatlar bunun səbəbini göstərir. Bu keçidlər üçün fırlanma sabitliyi, yüksək vəziyyətdə olduğundan aşağı vəziyyətdə kiçikdir. Mənə görə bu bir az təəccüblüdür, çünki bəzi yüksək dövlətlərin əslində nüvəarası məsafələr daha qısadır, yenidən (bu mənim üçün bir az daha sürprizdir).

Bu istinad "yuxarı vəziyyətdə fırlanma sabitinin alt elektron vəziyyətinə nisbətən daha böyük və ya kiçik ola biləcəyini göstərir. Bu, bağlanma enerjilərinə və ikidəki tarazlıq məsafələrindən Re-yə bağlıdır.

Güman edirəm ki, bandı sağa və ya qırmızı tərəfə (R-qolda) tapmaq üçün yuxarı dövlətin həm alt vəziyyətə nisbətən daha qısa bir nüvə arası məsafəyə, həm də yalnız bir az kiçik bir bağlanma enerjisinə sahib olması lazımdır. alt əyalət. Düşünürəm ki, bu yalnız alt dövlət, əslində təməl dövlət DEYİLsə baş verə bilər.

Üzvi Astrokimya tərəfindən redaktə edilmişdir, 16 Yanvar 2021 - 02:04.

# 9 mwr

Astronomiyada bir çox terminlər kimi "örtük" yəqin ki, çox faydalı deyil və bir çox kontekstdə tətbiq olunur.

Davam edən bir şey budur ki, daha yüksək Balmer xətləri emissiyadadır və H-epsilon da emissiyadadır, lakin Ca II H xəttinin üstünə düşür, bu fotonlar Ca II-də gördüyünüz emissiyanı vurur 8662

məsələn burada

Bu istinad çox faydalıdır və H epsilon fotonların Ca II H xətti ilə IR dalğa uzunluğuna Ca II 8662 A xətti ilə səpələnməsi olduqca maraqlıdır. Həqiqətən nələrin baş verdiyini həqiqətən başa düşmək üçün Ca II-nin müvafiq Qrotrian diaqramına müraciət etməli idim:

Deməli, bu vəziyyətdə Ca II xətlərinin "damarlanması" əslində bir "doldurma" dır. Bunu göstərdiyinə görə Jim'e təşəkkür edirəm!

Mwr, 16 yanvar 2021 - 07:55 AM tərəfindən redaktə edilmişdir.

# 10 mwr

Güman edirəm ki, bandı sağa və ya qırmızı tərəfə (R-qolda) tapmaq üçün yuxarı dövlətin həm alt vəziyyətə nisbətən daha qısa bir nüvə arası məsafəyə, həm də yalnız bir az kiçik bir bağlanma enerjisinə sahib olması lazımdır. alt əyalət. Düşünürəm ki, bu yalnız alt dövlət, əslində təməl dövlət DEYİLsə baş verə bilər.

Bu barədə düşüncələriniz var?

Bəs CH karbon ulduzlarının CH metilidin zolaqları nədir? Yer vəziyyəti r ilə X 2 P-dire= 1.1199. 4320 Angström bant başlığı R-yə təyin edilə bilər2 A 2 D - X 2 P keçidinin qolu. A 2 D vəziyyəti üçün re 1.1019-dur.

Mwr tərəfindən redaktə edilmişdir, 16 yanvar 2021 - 12:43.

# 11 Tangerman

Mwr və mənim müzakirə etdiyimiz bu spektr növlərindən biri də bu TiO lentlərinin formasıdır. Xüsusilə, band bandının solda və ya mavi tərəfdə (P-qolunda) necə olduğu.

Bizə burada verdiyiniz məlumatlar bunun səbəbini göstərir. Bu keçidlər üçün fırlanma sabitliyi, yüksək vəziyyətdə olduğundan aşağı vəziyyətdə kiçikdir. Mənə görə bu bir az təəccüblüdür, çünki bəzi yüksək dövlətlərin nüvəarası məsafələri daha qısadır, yenidən (bu mənim üçün bir az daha sürprizdir).

Bu istinad "yuxarı vəziyyətdə fırlanma sabitinin alt elektron vəziyyətinə nisbətən daha böyük və ya kiçik ola biləcəyini göstərir. Bu, bağlanma enerjilərinə və ikidəki tarazlıq məsafələrindən Re-yə bağlıdır.

dövlətlər. "

Demtroeder

Güman edirəm ki, bandı sağa və ya qırmızı tərəfə (R-qolda) tapmaq üçün yuxarı dövlətin həm alt vəziyyətə nisbətən daha qısa bir nüvə arası məsafəyə, həm də yalnız bir az kiçik bir bağlanma enerjisinə sahib olması lazımdır. alt dövlət. Düşünürəm ki, bu yalnız alt dövlət, əslində təməl dövlət DEYİLsə baş verə bilər.

Bununla bağlı düşüncələriniz varmı?

Qrupun başının mavi tərəfdə olmasını izah edə biləcək bir neçə şey düşünə bilərəm. Birincisi, Frank-Condon prinsipi. Vəziyyətlərin üst-üstə düşməsi, məsələn, v '= 7-ə getmək üçün ən yaxşı ola bilər (burada v' həyəcanlı vibrasiya vəziyyətidir). Sonra, v '= 6-a gedən qrupu görə bilərsiniz ki, bu da daha az enerji olacaq və daha çox v' = 0-a qədər gedə bilər. Anharmonizm üzündən titrəyiş vəziyyətləri yüksəldikcə bir-birinə yaxınlaşır, buna görə v '= 0 ilə v' = 7-ə getmək arasında v '= 7 ilə v' = 14 arasındakıdan daha böyük (potensial olaraq daha böyük) fərq var. . Bu daha yüksək lentlər üst-üstə düşmüş görünür və asanlıqla görünmür, buna görə də bütün üst-üstə düşən lentlərin keçidin müəyyən dərəcədə intensiv olmasına töhfə verdiyi bandın başı, qırmızı tərəfi daha çox yayılmış vəziyyətdə mavi tərəfdə olardı.

Əlavə olaraq, əlbəttə ki, yerdəki titrəmə vəziyyətinə bağlı deyilik. Həyəcanlı elektron vəziyyətlərə çatmaq üçün kifayət qədər enerjiniz varsa, həyəcanlı vibrasiya vəziyyətlərinə çatmaq üçün kifayət qədər gücünüz var, bu səbəbdən doğru deyirsiniz, əsas vəziyyətdən başlamamış ola bilərik, baxmayaraq ki, əsas elektron vəziyyətlərdən başlayırıq.

Üçüncüsü, bu fırlanma sabitidir. Tarazlıq bağ uzunluğu, həyəcanlı elektron vəziyyətlərdə olduğu kimi, daha da böyüdükdə, dönmə sabitliyi tez-tez kəskin şəkildə azalır və bu da bəzi qəribə şeylərə səbəb olur. R şöbəsi həqiqətən özünə çevrilə bilər (beləliklə R (20), qırmızı tərəfdəki qalan spektrlə bir lent başlığı yarada bilən R (1) -in qırmızıya bərabərdir). Dönmə sabitliyi kəskin şəkildə artarsa, P şöbəsi özünə çevrilə bilər və spektrin qalan hissəsi mavi tərəfə yerləşərək bant başlığı yarada bilər.

Beləliklə, mavi tərəfdən bir bant başı əldə etmək üçün əsas vəziyyətdən getməsəniz, əksinə bəndin uzunluğunu azaldaraq, daha asanlıqla həyata keçiriləcəyinizi düşünürəm. yeni dövlət. Ancaq bunun Frank-Condon faktorlarını aşmaq üçün yetərli olacağına əmin deyiləm. Buradakı elektron keçidlərin incə quruluşunu görmə qabiliyyəti olmadan (mwr aldığınız spektrlərlə əlaqəli bir problem yox idi, bunu yalnız qaz fazlı spektroskopiya ilə və ən asan səsdən sürətli jet spektroskopiyası ilə görə biləcəyimi gözləyərdim. ), Bandın başının mavi tərəfdə olmasının səbəbini qəti şəkildə deyə bilmərəm.


Spektrum Campbell & SA 100 ilə hidrogen ulduzu

Təxminən yayılma xəttinə səbəb olan element üçün hər hansı bir təklif. 6720 A (dumanlığın bəlkə də [SII])?

Verdiyim digər tapşırıqlar: Grosdidier et al. Astron. Astrofizlər. 364, 597-612 (2000)

# 2 azalma

Bu çox kəskin zirvələri olan zəhmli bir spektrdir.

1. Hansı sahə / kamera ilə çəkmisiniz? Görürəm rəngli kamera idi.

2. Çox hamar bir təməl xəttə sahib olduğu üçün bunun xam spektr olduğunu düşünürəm. Alət cavabınıza görə düzəldilmiş bir versiyanız var?

3. Onu necə tutdunuz? RSpec istifadə etməyi öyrənirəm, lakin birdən çox çəkilişi yığmağa çalışmadım. 10 x 180 saniyə istifadə etdiyinizi görürəm. Bunu tam olaraq necə etdiniz?

# 3 mwr

Bu qədər kəskin zirvələri olan zəhmli bir spektrdir.

Bir neçə sual:

1. Hansı sahə / kamera ilə çəkmisiniz? I see it was a color camera.

2. I am assuming that that is a raw spectrum as it has a very flat baseline. Do you have a version that is corrected for your instrument response?

3. How did you capture it? I am learning to use RSpec but I haven't tried stacking multiple captures. I see that you used 10 x 180 seconds. How exactly did you do that?

Thanks in advance

It is a rather poor spectrum with a low signal to noise ratio. All "sharp peaks" can be attributed to background noise. Only the broad peaks are real emmission lines from either the central Wolf-Rayet star or the surrounding nebula.

1. I used an old Canon EOS 450 Da and a cheap Vixen VMC 110L (Maksutov Cassegrain at f/9.4) with the Star Analyser 100 at a distance of 14 cm to the camera sensor.

2. The spectrum is indeed a raw spectrum without flat or dark correction.

3. I'm usually also using RSpec but in this case the signal to noise ratio was too low. I have stacked 10x 3 minute subframes" by hand" with Fitswork (Deep Sky Stacker couldn't handle the very noisy image files) and did a Gaussian denoising. Subsequently, I have extracted a pixel line of the spectrum (luminance channel) and imported the corresponding pixel map to Microsoft Excel. Calibration was done by linear regression using H alpha and H beta lines as reference points.


Amateur Spectroscopy

Amateur astronomers are a unique species worthy of their own reality TV show. Their craftsmanship, resourcefulness, dedication, and passion is simply amazing. Many professional astronomers rely heavily on amateurs for quick spot checks, discovery followups, collaboration on research projects, the diverse locations of their telescopes and their ability/willingness to put in long hours of observation. So what is spectroscopy, and what do the amateur astronomers get up to?

Absorption spectroscopy is the study of the color and light spectrum of stars and galaxies. We all love our Hubble photos and pretty astro-photographs, however most of the real research and science comes from observing the light spectrum.

Robin Leadbeater’s LHIRESIII Spectrograph

Astronomers look at emission lines and absorption lines in the spectra to determine the make up of stars, nebulas and galaxies. Dopler effects, orbital behavior, elements of stars, even atmospheres can be determined by observing these absorption and emission lines. Scientists believe that a carbon dioxide absorption spectrum line signature in the spectrum of a star with a transiting exo-planet could eventually be the most exciting discovery – a possible indicator of extra-terrestrial life.

Why are amateurs interested?

I asked Ken Harrison the moderator of the Yahoo group – Astronomical Spectroscopy, why amateurs would be interested in absorption spectra?

“I see it as the “last frontier” for amateur astronomers. When you’ve taken the 100 th image of the Orion nebulae – what do you do next?? It’s challenging, interesting and can give some scientific value to your work. Amateurs have successfully recorded the spectra of nova before the professionals and complimented other variable star work with observations of the changing spectral emissions of stars showing their Doppler shifts and atmospheric changes.”

Ken specializes in the spectra of Wolf-Rayet stars and is currently writing a book on amateur spectroscopy. Ken has been building his own spectrographs since 1992 and has used a variety of devices ranging from a simple star analyzer on a digital SLR camera to a sophisticated guided spectrograph.

A spectrograph allows light to pass through a narrow slit where it is then split into it’s spectra by passing through some sort of diffraction grating, before being captured on a CCD. The plate scale of the CCD then comes into play as angstroms per pixel instead of the usual (astrometric measure) arc/secs per pixel.

Rob Kaufman recently captured a Nova outburst Nova Scuti 2009 (V496 SCT) between the trees and clouds from his back yard.

/> Credit: Rob Kaufman's spectrogram of Nova Scuti 2009 (V496 SCT) outburst

Italian amateur Fulvio Mete has achieved a spectrographic separation of tight binary Beta Aurigea. The double Ha absorption line is easily identifiable in his image taken with a 14inch Celestron. Some of the world’s best telescopes are unable to separate Beta Aurigea optically, so being able to do a spectrographic separation with a back yard telescope is a significant achievement.

Perhaps there is no finer example of the quality of the spectroscopy done by amateurs than the current citizen science project on the eclipse of binary Epsilon Aurigae. Robin Leadbeater from Three Hills Observatory, a team member/contributor to the Citizen Sky project and avid amateur astronomer, has documented the changing spectra of Epsilon Aurigae, in particular monitoring the changing KI (neutral potassium) 7699 absorption line during the early stages of the ingress.

Robin Leadbeater's Spectrogram of KI 7699 absorption line in Epsilon Aurigae eclipse.

The eclipse happens every 27 years and this eclipse will be the first to be fully documented with advanced spectroscopy – clearly alot of that will be performed by skillful amateurs.

So what equipment do I need?

Ken Harrison comments that the equipment required is not necessarily expensive and it is a lot of fun.

“Luckily with the filter gratings available at reasonable prices (Star Analyser, Rainbow Optics etc) interested amateurs can start using their current equipment with minimal cost and outlay. Freeware programs like IRIS (C Buil) and VSpec (V Desnoux) allow the detailed analysis of spectra to be done without all the mathematics or detailed physics. As experience grows so do the questions. What do those absorption features mean? Why does this spectrum look completely different from that spectrum? How can I get benn resolution? Yes, it has its learning curve like any new adventure, but there are many others who have trodden the road before and only too willing to assist – To boldly go where few amateurs have gone before – Spectroscopy. ”

Dale Mais another dedicated amateur from Orange Grove, San Diego County has an excellent paper on qualitative and quantitative analysis that can be achieved by amateur astronomers.

The contribution of amateurs across all forms of astronomy is significant, and spectroscopy is no exception. If you want more information join one of the Yahoo groups or major amateur astronomy forums as they all have discussion groups with experienced people who are keen to help you get started.

Special thanks to Ken Harrison, Robin Leadbeater, Rob Kaufman, Fulvio Mete and Dale Mais for your photos and insight!


Dipnotlar

Brown dwarf

an object intermediate in size between a planet and a star the approximate mass range is from about 1/100 of the mass of the Sun up to the lower mass limit for self-sustaining nuclear reactions, which is about 0.075 the mass of the Sun brown dwarfs are capable of deuterium fusion, but not hydrogen fusion

​spectral class

(or spectral type) the classification of stars according to their temperatures using the characteristics of their spectra the types are O, B, A, F, G, K, and M with L, T, and Y added recently for cooler star-like objects that recent survey have revealed


Astronomiya haqqında hər şey

The Basic of Star’s Spectroscopy

Spectroscopy is a branch study in astronomy that focus on astronomical objects’ spectrum. From the spectrum, we can get informations, such as its temperatures, chemical compositions, movement speed, etc. That’s why spectroscopy can be considered as one of the fundamental field in astronomy. The spectrum of a star (or any other astronomical object) is acquired by using an instrument called spectrograph.

One of the fundamental law in spectroscopy is Kirchoff Law (1859) which stated that:

  1. If a liquid or high pressure gas is ignited, they will emit energy in all wavelength which will produce a continuous spectrum .
  2. If a low temperature gas is ignited, it will only emit energy in certain range wavelength and produce spectrum which have a dark background and some bright lines. That kind of spectrum is called the emission spectrum. The wavelength of each bright lines are the precise indicator of what gas that produce them. So, the same gas will produce bright lines in certain exact wavelength.
  3. If a white light (which is a equal mixture of all colors) is passed through a cool low temperature gas, the gas will absorb energy at certain wavelength. The result spectrum will be continuous spectrum as the background with some dark lines in certain exact wavelength. The dark lines called absorption lines and that kind of spectrum is called the udma spectrum. The wavelength of each dark lines are the precise indicator of what gas that produce them. So, the same gas will produce dark lines in certain exact wavelength.

Balmer Series
Switzerland scientist, Balmer, state a series equation to predict the wavelength of the absorption lines of hydrogen gas. The equation is widely known as Balmer series equation.

with : λ : the wavelength of the absorption lines [cm]
RH : Rydberg constant (= 109678 )

Planck postulates that light is radiated in the form of small discrete package called quantum. This theory is the foundation of the birth of a new field in physics called quantum physics.

Planck state that energy of each photon

h : Planck’s constant (h = 6,63 x 10^-34 J.s)
f : frequency of the photon [Hz]
c = speed of light (= 3.10^5 km/s)
λ = photon’s wavelength

Star’s spectrum
Star’s spectrum pattern is wide in variety. In 1863, an astronomer called Angelo Secchi classified star’s spectrum in 4 groups based on the similarities of its’ absorption lines.

Miss A. Maury from Harvard Observatory establish another way to classify star’s spectrum and it was revised by Miss Annie J. Cannon. Miss Cannon’s classification is the most widely adopted today.

Table 1 : Resume of the classification of star’s spectrum (to remember it use the donkey bridge : O h B e A F ine G irl (or G uy), K iss M e ). (you can click the figure to get bigger and clearer version of the table above .

Sub-classification of star’s spectrum
Star’s spectrum classification O, B, A, F, G, K, M is divided again to several sub-classes :
B0, B1, B2, B3, . . . . . . . . ., B9
A0, A1, A2, A3, . . . . . . . . ., A9
F0, F1, F2, F3, . . . . . . . . . ., F9

Bigger number represent lower temperature! The use of this sub-class is to narrow the specification’s range and become more precise.
(for further information, check this site.)

M-K Classification (Star’s Luminosity Class)

Stars with same certain spectrum’s class is found to have different luminosities . In 1913, Adam dan Kohlscutter from Mount Wilson Observatory showed that the width of spectrum’s lines can be used to estimate star’s luminosity.
Based on these facts. in 1943 Morgan and Keenan from Yerkes Observatory divided stars to several luminosity class as shown in the table below.

Class 1b

Class II

Class III

Class IV

Class V

Morgan Keenan’s Luminosity Class (M-K class) is sketched in a Hertzprung-Russell diagram (H-R diagram) below.

Now, star’s classifications use the combination of spectrum class and luminosity class. For example : A G2 V star is a main sequence star that belongs to spectrum class G2

Star’s motion
Contrary to widely beliefs that star isn’t moving in space, star DO move in space. However, the movement of stars is hard to track. Beause of its immense distance, the movement of star only produce extremely small apparent movement in sky. We have to wait several years (or decades!) to track star’s movement in sky. Warning : the star’s movement that is discussed above is not the apparent daily motion of the star !

The star’s angular motion of a star is called proper motion ( μ ). Proper motion is usually measured in arc-second per year. Star with biggest proper motion is Barnard Star with μ = 10”,25 per year (In 180 years, this star will (only) move in extent as full Moon’s disk).

Relationship between tangential velocity (Vt) and the proper motion (μ):

Vt = tangential speed of the star [km/s]

μ = proper motion of the star [“/ year]

the above equation also can be stated as :

with p is the parallax of the star (in arc second).

The proper motion is measured by two quantities: the position angle and the proper motion itself. The first quantity indicates the direction of the proper motion on the celestial sphere (with 0 degrees meaning the motion due north, 90 degrees due east, and so on), and the second quantity gives the motion’s magnitude, in seconds of arc per year.

The equations used to find the quantity of star’s proper motion are :

with :
μα = proper motion in right ascension
μδ = proper motion in declination
μα and μδ is measurable –> μ and θ can be determined.

Beside proper motion, information about star’s motion can be obtained from its radial motion , which is the component of star’s motion that lies parallel to our line of sight.
Radial velocity (Vr) can be measured by its spectrum lines that shift ( Doppler növbəsi ). For star which radial velocity (Vr) is significant compared to the speed of light:

For Vr being much smaller compared to the speed of light (c), the equation can be simplified to:

with :
Δλ = the difference between static wavelength (λo) and observed wavelength (λ). [Å or nm]
λo = static wavelength. [Å or nm]
Vr = radial velocity [km/s]
c = speed of light (300.000 km/s )

Now, we are able to calculate Vt and Vr as discussed above and we will be able to calculate star’s true motion ( linear motion ):


Videoya baxın: Azərbaycan və Ermənistan Arasında Sülh Müqaviləsi İmzalanacaqmı? (Sentyabr 2021).