• Tausta
• Magnitudi, m
• Absoluuttinen Suuruus, M
• Löytää Etäisyys Tähteä – Etäisyys Modulus
• Laajuus/Etäisyys Laskelmat
• Nimeäminen & Tunnistaa Tähdet

Tutkimus tähti kenttä valokuva alla. Siinä näkyy tähtikuvion Crux ’ n ympärillä oleva taivaan alue, jota kutsutaan yleisesti Eteläristiksi. Siirrä kursorisi kuvan yli tunnistaaksesi joitakin tähtiä.

mikä tähti on kirkkain?,

Jos vastasit Alpha (α) Centauriin, valokuvan vasemmassa alalaidassa oleva tähti olet oikeassa. Kuten näette, tämän kaltaisessa valokuvakuvassa näkyy paljon enemmän tähtiä kuin paljain silmin. Kuitenkin jotkut tähdet ovat näkyvämpiä kuin toiset. Valitessasi α Centauria teit joitakin oletuksia. Mitä ne olivat?

tämänkaltaisessa valokuvassa kirkkaat tähdet näkyvät suurempina levyinä kuin himmeämmät tähdet., Tarkoittaako tämä sitä, että nämä tähdet ovat fyysisesti suurempia kuin kuvassa olevat himmeämmät tähdet? Muista, että astrometriaa käsittelevässä jaksossa opimme, että kaikki muut tähdet kuin Aurinkomme ovat niin kaukana, että ne ovat tehokkaasti pistelähteitä. Miksi jotkut sitten näyttävät kirkkaammilta (silmillemme) tai suuremmilta (valokuvissa) kuin toiset? Mikä on itse asiassa kirkkaus, ja miten voimme mitata sitä? Vastaukset näihin kysymyksiin ovat tämän jakson painopiste.,

Tausta

käsite mittaamalla ja vertaamalla kirkkautta tähtiä voidaan jäljittää kreikan tähtitieteilijä ja matemaatikko Hipparkhos (190 – 120 EKR.). Yksi suurimmista tähtitieteilijät antiikin, hän on hyvitetään tuottaa luettelon 850 tähteä kantoja ja suhteellisia kirkkauksia., Hänen järjestelmä, kirkkaimmat tähdet olivat määritetty suuruus 1, seuraava kirkkain suuruusluokkaa 2 ja niin edelleen harmainta tähdet, vain paljaalla silmällä, joka oli suuruusluokkaa 6. Tämä kuuden pisteen asteikolla voidaan ajatella sijoitusta, ensiluokkainen tähdet, kirkkain, olivat ensimmäisen asteen ja hämärä low-rate tähdet kuudetta suuruusluokkaa.

himmeämpien tähtien löytyminen kaukoputkilla 1600-luvun alussa vaati asteikon laajentamista magnitudin 6 ulkopuolelle., Kehitystä visuaalinen fotometrit, välineitä mitata tähtien intensiteetit, yhdeksästoista luvulla John Herschel ja muut sai tarvetta tähtitieteilijät antaa kansainvälinen standardi. Se, että silmät havaita eroja intensiteetti logarithmically pikemminkin kuin lineaarisesti löysi 1830-luvulla. Norman Pogson vuonna 1856 ehdotti, että tähti suuruus oli 1 100 × kirkkaampi kuin tähti suuruus 6. Yhden magnitudin ero oli siis 5√100 = 2,512 kertaa kirkkaudessa.,

Magnitudi, m

magnitudi, m, tähti on suuruusluokkaa se on nähty tarkkailijan Maan päällä.

erittäin kirkas kohde, kuten Aurinko tai Kuu voi olla negatiivinen magnitudi. Vaikka Hipparkhos alun perin määritetty kirkkaimmat tähdet ovat suuruusluokkaa 1 enemmän huolellinen vertailu osoittaa, että kirkkain tähti yötaivaalla, Sirius tai α Canis Majoris (CMa) oikeastaan on magnitudi m = -1.44. Hipparkhoksen alkuperäisten arvojen kalibroinnin myötä kirkkaan tähden Vegan näennäinen magnitudi on nyt 0,0.,

Seuraavat teleskooppinen löytö heikottaa tähdet 1600-luvun alussa magnitudiasteikko on ollut myös koskemaan esineitä heikompi kuin suuruus 6. Alla olevassa taulukossa on esitetty taivaankappaleiden näennäisten magnitudien vaihteluväli.

Objekti	Näkyvää Suuruus
Aurinko	-26.5
täysikuu	-12.5
Venus	-4.,3
Mars or Jupiter	-2
Sirius (α CMa)	-1.44
Vega (α Lyr)	0.0
Alnair (α Gru)	1.73
Naked-eye limit	6.5
Binocular limit	10
Proxima Cen	11.,09
Visual limit through 20 cm telescope	14
QSO at redshift z = 2	≈ 20
Cepheid in galaxy M100 observed with HST	26
Galaxy at z = 6 observed with Gemini 8.1 m telescope	28
Limit for James Webb Space Telescope	≥ 30

If a star of magnitude 1 is 2.,512 × kirkkaampi kuin tähti suuruus 2 ja 100 &kertaa kirkkaampi kuin tähti kuudennen suuruusluokkaa, kuinka paljon kirkkaampi se on kuin tähti suuruus 3? Ole varovainen. Se ei ole vain 2 × 2.512 erilainen. Sinun täytyy muistaa, että yhden magnitudin ero on 5√100 = 2,512. Ero 2 magnitudia siis = 2,5122 = 6,31 × kirkkausero.

Kaksi esineitä eri suuruus siis vaihtelee kirkkautta 2.512 potenssiin sinulle suuren eron., Jos me kirjoittaa tämä yhtälö, suhde kirkkautta tai intensiteetti, IA/IB kahden esineitä, A ja B, joiden suuruudet mA ja mB on antanut seuraavan yhtälön avulla:

olkaamme vilkaista esimerkki.

Esimerkki 1: kahden tähden Vertailu.
Kuinka paljon kirkkaampi on Alnair, näennäinen suuruusluokka +1.73 kuin Proxima Cen voimakkuudeltaan 11.09?
yhtälöllä 4.1 meillä on:

niin, korvaamalla:

Esimerkki 2: Kuinka paljon kirkkaampi Aurinko on kuin täysikuu?
tämän me muistamme yllä olevasta taulukosta, että Aurinko on magnitudi -26.5 ja täysikuu, – 12.5.

Niin yhtälöllä 4.1 saamme:

korvaamalla antaa meille:

on tärkeää muistaa, että magnitudi on vain luku, sillä ei ole yhtään yksikköä. Näennäisen suuruuden symboli on pienempi tapaus m; sinun on tehtävä tämä selväksi kaikissa ongelmissa.

Absoluuttinen Suuruus, M

Mitä se, että Sirius on magnitudi -1.44 ja Betelgeuze magnitudi 0.45 kertoa näistä kaksi tähteä? Toinen tapa miettiä asiaa on kysyä, miksi Sirius on yötaivaan kirkkain tähti?, Tähti voi näkyä kirkkaita kahdesta syystä:

1. Se voi olla luonteeltaan valoisa, että se voi olla tehokas aiheuttaja sähkömagneettisen säteilyn, tai
2. Se voi olla hyvin lähellä meitä, tai molemmat.

tähden näennäinen suuruus riippuu siis osittain sen etäisyydestä meistä. Itse Sirius näyttää kirkkaampi kuin Betelgeuse juuri siksi Sirius on hyvin lähellä meitä, vain 2,6 pc päässä, kun taas Betelgeuse on noin 160 pc kaukana., Oivallus siitä, että tähdillä ei kaikilla ole paljon samaa luminositeettia, tarkoitti sitä, että pelkkä näennäinen magnitudi ei riittänyt tähtien vertailuun. Kehitettiin uusi järjestelmä, jonka avulla tähtitieteilijät voisivat suoraan vertailla tähtiä. Tämä järjestelmä on nimeltään absoluuttinen suuruus, M.

absoluuttinen suuruus, M, tähti on suuruusluokkaa, että tähti olisi, jos se olisi etäisyydellä 10 parsekin päässä meistä. Etäisyys 10 pc on puhtaasti mielivaltainen, mutta nyt kansainvälisesti sovittu tähtitieteilijät., Asteikko absoluuttinen suuruus on sama kuin magnitudi, että ero on suuruusluokkaa 1 = 2.512 kertainen ero kirkkauden. Tämä logaritminen asteikko on myös avoin ja pitelemätön. Mitä pienempi tai negatiivisempi M: n arvo on, sitä kirkkaampi tähti on. Absoluuttinen suuruus on kätevä tapa ilmaista valoisuus tähti. Kun tähden absoluuttinen suuruus on tiedossa, sitä voi verrata myös muihin tähtiin. Betelgeuse, M = -5,6 on luonnostaan Siriusta valovoimaisempi m = 1,41.

Aurinkomme absoluuttinen visuaalinen magnitudi on 4,8.,

Löytää Etäisyys Tähteä – Etäisyys Modulus

Kuten ehkä muistatte osio astrometria, useimmat tähdet ovat liian kaukana, jotta niiden parallaksi on mitattu suoraan. Kuitenkin, jos tiedät sekä ilmeistä ja absoluuttinen suuruus tähti voit määrittää sen etäisyyden. Katsotaanpa uudelleen Sirius ja Betelgeuse plus toinen tähti nimeltä GJ 75.

kuinka kaukana GJ 75 on? Se on sikäli erikoinen tähti, että sen näennäiset ja absoluuttiset magnitudit ovat samat. Miksi? Syy on se, että se on todellisuudessa 10 parsekia etäällä meistä, joten määritelmällisesti sen kahden magnitudin täytyy olla sama.,

Entä Sirius? Sen näennäinen magnitudi on pienempi (siis kirkkaampi) kuin sen absoluuttinen magnitudi. Tämä tarkoittaa, että se on lähempänä kuin 10 parsekia meitä. Betelgeuze on magnitudi on suurempi (siis himmennin) kuin sen absoluuttinen suuruus, jotta se näyttäisi vieläkin kirkkaampi yötaivaalla jos se olisi vain 10 parsekin etäisyydellä.

Tähtitieteilijät käyttää ero näennäisen ja absoluuttinen suuruus, etäisyys kimmokerroin, tapa de terming etäisyys tähti.

• Etäisyys Kimmokerroin = m – M.
• Etäisyys kimmokerroin on negatiivinen tähdet lähempänä kuin 10 parsekin.,
• Etäisyysmoduuli on positiivinen tähdille kauempana kuin 10 parsekissa.
• koko matkan moduuli määrittää todellinen arvo etäisyys, niin että tähti etäisyys kerroin 1,5 on lähempänä kuin etäisyys kimmokerroin 8.7.

Suuruus/Etäisyys Laskelmat

etäisyys kimmokerroin voidaan määrittää etäisyyden tähti käyttämällä kaavaa:

missä d on parsecs. Huomaa, että jos d = 10 pc niin m ja M ovat samat. (Muodollinen derivointi tämän yhtälön annetaan seuraavalla sivulla luminositeetti)., NSW HSC Oppimäärän Kaava-Arkki tarjoaa yhtälö seuraavasti:

mutta tämä on yksinkertaisesti jatkokehityksen yhtälö 4.2. Sinun pitäisi olla mukava ratkaista tämä yhtälö ottaen huomioon kaksi kolmesta muuttujasta. Kerro meille, miten voit ratkaista joitakin esimerkkejä.

Esimerkki 3: Koska m ja k, pitää löytää M.
β Crucis (tai Mimosa) on magnitudi 1.25 ja on 108 parsekin etäisyydellä. Mikä on sen absoluuttinen suuruus?

yhtälöllä 4.3 meillä on:

joten β Crucis on absoluuttinen suuruus -3.92
Huomaa, että tämä laskelma on osoittanut täyden työpäivän niin, että jokainen askel on selkeä. (Muista ratkaista magnitudi yhtälöt log viittaa logaritmit base 10 eikä luonnollinen logaritmit tai ln.)

Esimerkki 4: Koska m ja M, löytää d.
Betelgeuse on magnitudi 0,45 ja absoluuttinen suuruus -5.14. Kuinka kaukana se on?
Tämä ongelma edellyttää meidän kirjoittaa yhtälö 4.2 antaa meille d kuin tuntematon., Tämä on esitetty alla:

joka voidaan kirjoittaa seuraavasti:

nyt korvaamalla:

Betelgeuse on noin 130 pc kaukana.

jälleen, tämä esimerkki osoittaa täydellistä työskentelyä, kun taas todellisuudessa et välttämättä näytä jokaista askelta., Se on kuitenkin tärkeää, että asetat toimimasta tällaisia ongelmia selvästi, joten voit tarkistaa algebrallinen manipulointi ja vaihdot. Lokkien ja indeksien kanssa työskentely voi olla hankalaa, joten varmista, että osaat tehdä nämä laskurilla.

Esimerkki 5: Koska M ja k, löytää m.
käytännössä tämän tyyppinen ongelma on vähemmän realistinen todellinen esineitä kuten me voi yleensä mitata niiden näennäinen suuruus suoraan, mutta se voi olla, että haluamme laskea, mitä magnitudi luokan tai tyypin objekti voi olla koska muut parametrit. Jälleen, alkaen yhtälöstä 4.,3 olkaamme määrittää, kuinka kirkas supergiant kuten Deneb absoluuttinen magnitudi -8,73 näyttäisi, jos se olisi 230 parsekit päässä.

joten korvaamalla:

Deneb olisi magnitudi -1.89. Se tekisi yötaivaallamme kirkkaammaksi kuin Sirius (m = -1,44)., Todellisuudessa Deneb on noin 990 pc kaukana, vaikka tämä arvo on suuri epävarmuus.

esimerkki 6: Mitä jos D: tä ei anneta vaan parallaksi, p annetaan?
Tämä on oikeastaan hyvin suoraviivaista. Muista astrometria-osiosta, että etäisyyden ja parallaksin välillä on suora yhteys.

joten sinun tarvitsee vain lisätä tämä yhtälöön 4.2 tai 4.3.

Nimeäminen & Tunnistaa Tähdet

Anna meille uudelleen, että kuvan Ydin ja Osoittimet alkaen alkuun tämän sivun., Alla olevassa kuvassa näkyy sama alue, jossa näkyvät tähdet on merkitty. Myös niiden näennäiset magnitudit näkyvät. Ydin on tähdistö, yksi 88-alueilla, että taivaankansi on ollut jaettu ja sovittu kansainvälisesti tähtitieteilijät. Crux on itse asiassa tähtikuvioista pienin ja se tunnistetaan helposti eteläisellä taivaalla. Huomattavat lähitähdet, joita yleisesti kutsutaan Osoittimiksi, ovat todellisuudessa osa suurta tähtikuviota nimeltä Centaurus.

Nyt saatat huomata, että tähdet ovat nimetty kirjaimilla kreikan aakkoset; α, β, γ, δ-ja ε (alpha, beta, gamma, delta, epsilon, että ensimmäinen viisi) seuraa standardin kolmikirjaimista lyhennettä kunkin tähdistö (Cru Crucis tai Ydin-ja Cen varten Centaurus). Jos katsot tarkasti näennäinen suuruus viiden nimeltä tähdet Ydin näet, että kirkkain tähti on merkitty α, seuraava β ja niin edelleen., Tätä järjestelmää kutsutaan Bayer-järjestelmäksi sen jälkeen, kun Johann Bayer otti sen käyttöön vuonna 1603. Kirkkain tähti tähdistö on osoitettu kirjaimella α, seuraava β ja niin edelleen. Poikkeuksena tähän sääntöön on &alpha Orionis tai Betelgeuze. Se on itse asiassa himmeämpi kuin β Ori, Rigel pieni määrä. Tämä on mielenkiintoinen historiallinen tapauksessa ratkaista oivaltaminen, että Betelgeuse on himmennetty hieman kirkkautta, koska se oli nimetty alle Bayer-järjestelmä.,

Yksi asia muistaa noin tähtikuvioita on, että tähdet sisällä tähdistö eivät yleensä ole fyysisesti yhteydessä toisiinsa, toisin kuin tähtien klustereita. Se, että näyttävät lähellä toisiaan on puhtaasti linjaus vaikutus pitkin Tour line näköpiirissä. Itse asiassa, tähdet edellä olevan alueen ovat laajalti erillään meistä, kuten seuraavassa kuvassa.

joillakin kirkkailla tähdillä, kuten α Cenillä, on myös oma spesifinen nimensä. Sirius (α Sco) on yksi tällainen esimerkki, kun taas α Ceniä kutsutaan myös Rigel Kentaurukseksi. Monet tähtinimet ovat arabiankielisiä ajalta, jolloin islamilaiset tähtitieteilijät säilyttivät ja kehittivät kreikkalaisia ennätyksiä. Bayerin tähtien nimeämisjärjestelmän ongelma on se, että kreikkalaisessa kirjaimistossa on vain 24 kirjainta, mutta tähtiä on paljon enemmän kuin kussakin tähdistössä.

useimmilla tähdillä ei itse asiassa ole tiettyä nimeä tai Bayer-luokitusta., Nykyään tähtitieteilijät ovat koonneet laajoja luetteloita tähdistä, joista joillakin on yli 10 miljoonaa esinettä, joten useimmilla tähdillä on vain luettelonumero. Tähdillä voi olla monta useampaa kuin yhtä tunnistenimeä tai luettelonumeroa riippuen niiden luetteloiden lukumäärästä, joissa ne ovat. Muuttuva tähti, δ Cep esimerkiksi tunnetaan myös HIP 110991, SAO 34508, tai minkä tahansa yli 30 muita tunnisteita! Monissa luetteloissa käytetään taivaankoordinaatteja, kuten Right Ascension ja Declination, esineiden tunnistamiseen. Täten δ Cep tunnetaan nimillä IRAS 22273+5809, CCDM J22292+5825a ja AAVSO 2225+57., Variaatioita RA ja dec varten luetteloita syntyy asianmukaisen liikkeen tähdet ja precession, viite-kehykseen.