Astronomie

Může hvězda emitovat větší část svého celkového světla ve vizuálním rozsahu než Slunce?

Může hvězda emitovat větší část svého celkového světla ve vizuálním rozsahu než Slunce?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Pokud nastavíme bolometrickou i vizuální svítivost Slunce na 1 (a použijeme lineární měřítko), může mít hvězda vyšší vizuální než bolometrickou svítivost?

Dává to smysl, že tomu tak nebude většina hvězdy, protože menší hvězdy budou mít tendenci vyzařovat více své energie jako infračervené, zatímco větší jdou více do ultrafialového záření. To znamená, že to neodmyslitelně souvisí s tím, na jaké vlnové délky si lidské oko vyvinulo citlivost. Existují ale výjimky? Pokud existují, myslel bych si, že mají parametry velmi blízké slunci.


Určitě to je přesně to, co hodnotí bolometrická korekce v pásmu V. Čím numericky větší jemetrická korekce, tím větší je tok hvězdy (jako zlomek) ve V-pásmu.

Bolometrická korekce Slunce je asi -0,06 až -0,11 mag, v závislosti na tom, na které zdroje se díváte. Chladné hvězdy a horké hvězdy mají numericky menší BC a emitují větší část svého toku mimo pásmo V.

Některé zdroje uvádějí BC hvězd A5-G0 jako velmi nepatrně větší než hvězdy Slunce, a to až o 0,1 mag (např. Pecaut & Mamajek 2013).


5.2 Elektromagnetické spektrum

Objekty ve vesmíru vysílají enormní rozsah elektromagnetického záření. Vědci nazývají tento rozsah elektromagnetickým spektrem, které rozdělili do několika kategorií. Spektrum je znázorněno na obrázku 5.6 s informacemi o vlnách v každé části nebo pásmu.

Obrázek 5.6. Tento obrázek ukazuje pásma elektromagnetického spektra a to, jak dobře je zemská atmosféra přenáší. Všimněte si, že vysokofrekvenční vlny z vesmíru se nedostanou na povrch, a proto je třeba je pozorovat z vesmíru. Některá infračervená záření a mikrovlny jsou absorbovány vodou, a proto je nejlépe je pozorovat z vysokých nadmořských výšek. Nízkofrekvenční rádiové vlny jsou blokovány ionosférou Země. (zápočet: modifikace práce STScI / JHU / NASA)

Doba odpařování černé díry

Vzorec pro dobu odpařování černé díry hmoty je:

Vzhledem k tomu, že čas je úměrný hmotě krychlové, bude se černé díře s 10krát větší hmotností odpařovat 1000krát déle a černá díra s 10krát menší hmotností se odpaří za 1/1000 času. Pokud získáte černou díru s dostatečně malou hmotou, za krátkou dobu se odpaří. Například černá díra o hmotnosti odpaří se asi za 1 sekundu! To je přibližně hmotnost modré velryby - ale průměr černé díry „modré velryby“ by byl pouze metrů, což je asi 1 miliontina průměru protonu! Naproti tomu černá díra sluneční hmoty má průměr 6000 metrů (3,7 mil) a černá díra Země má průměr 1,7 cm (nebo 0,7 palce).


Hvězdy

Jedním z nejviditelnějších rozdílů je, že se liší jasy. Někteří lidé srovnávají tento rozdíl s velikostí, ale to nemusí být nutně správné, jak uvidíte. Proč mají hvězdy různé jasy? Existují dvě věci, které mohou ovlivnit, jak jasná se hvězda objeví vašemu oku, skutečný jas hvězdy a její vzdálenost od vás. Skutečným jasem myslím to, kolik energie má hvězda - můžete si to představit jako příkon - stejně jako žárovky. Některé hvězdy mají vyšší příkon než jiné. Různé kombinace skutečného jasu a vzdálenosti vám dávají rozsah pozorovaného jasu, který je vidět na noční obloze. Samozřejmě, kdybyste se jen dívali na jakoukoli hvězdu a viděli, že je jasnější než hvězdy kolem ní, přesná příčina rozdílu v jasu není zřejmá - je to blízká hvězda? Je to opravdu jasná hvězda? Jak na to přijdete?

Další rozdíl, který mezi hvězdami vidíte, je, že mohou mít různé barvy. Ne každý dokáže dobře vidět barevné rozdíly, ale existuje mnoho hvězd, které mají velmi zjevné barevné rozdíly - některé vypadají spíše načervenalé, jiné žlutavě, jiné bílo-modře. Proč mají hvězdy různé barvy? Barevný rozdíl je způsoben základní charakteristikou hvězdy, teplotou povrchu hvězdy.

Obrázek 1. Rozsah barev pozorovaných ve hvězdách je zde zobrazen v této skupině hvězd s řadou jasů i barev. Obrázek s laskavým svolením Dona Figera (Space Telescope Science Institute) a NASA.

Nyní si pamatujte, že se hvězd nemůžeme dotknout ani je přímo ochutnat. Vše, co se o nich dozvídáme, je to, že se díváme na světlo, které z nich vychází, a uplatňujeme určité zákony fyziky. Pozorováním prvků, které můžeme, jako jsou barvy, jasy a spektra, je možné odvodit informace o hmotách, poloměrech, pohybech, vzdálenostech, teplotách a chemickém složení hvězd. Jak však uvidíte, není vždy možné zjistit vše o hvězdě, někdy lze rozpoznat jen velmi málo.

Brightnesses - the Magnitude Scale

Astronomové přiřadili tato čísla skupině hvězd a nakonec systém zapracovali do standardizovaného formátu, takže každý používal stejná čísla pro stejné hvězdy. Stupnice byla také kalibrována o něco lépe, ale to vedlo k tomu, že některým hvězdám byly přiřazeny záporné velikosti. Ve skutečnosti je tento systém velikosti velmi flexibilní. Hodnotu velikosti můžete přiřadit nejen hvězdám, ale i dalším věcem na obloze, včetně planet, komet, asteroidů, galaxií, Měsíce a samozřejmě Slunce.

Nejtemnější velikost, kterou můžete vidět svým okem, je asi 6. velikosti. Velké dalekohledy mohou vidět objekty tak slabě, jako by to bylo kolem 20. magnitudy. Hubbleův vesmírný dalekohled může vidět až na velikost asi 25 nebo slabší. Co to znamená? Je hvězda o velikosti 4 skutečně „slabší“ nebo nevydává tolik světla jako hvězda o velikosti 2? Ne, tato stupnice je založena pouze na tom, jak vypadá pro naše oči.

Hodnoty na stupnici velikosti jsou rozmístěny tak, aby rozdíl o velikosti 5 odpovídal stokrát detekovanému množství energie. Pokud pozorujete hvězdu o síle 8 a jinou o síle 13, je hvězda o síle 8 stokrát jasnější (energičtější) než hvězda o velikosti 13. Dalo by se také říci, že detekujeme stokrát více světlo z hvězdy o velikosti 8 ve srovnání s hvězdou o velikosti 13. Jaký je rozdíl mezi hvězdou o velikosti 5 a 6? Stupnice velikosti je logaritmická, nejde tedy o jednoduché lineární měřítko - energetický rozdíl pro rozpětí velikosti 1 je asi 2,5, takže detekujeme 2,5krát více energie z hvězdy o velikosti 5 než jedné o velikosti 6. Zjistili bychom asi 2,5 x 2,5 = 6,25krát více energie pro jednu o velikosti 5 ve srovnání s velikostí 7 a pro každý přírůstek velikosti pouze vynásobte detekované množství energie 2,5. Při rozdílu velikosti 5 byste 2,5krát vynásobili 2,5 a dostali číslo blízké 100 - což jsem řekl původně. Základní výsledek - čím větší je rozdíl ve velikosti, tím větší je rozdíl v detekované energii.

Starověcí astronomové definovali velikost pouze jako měřítko toho, jak jasná se nám hvězda na obloze zdá, takže hodnota velikosti závisí jak na vzdálenosti hvězdy, tak na energii, kterou vydává. Je zřejmé, že Slunce je na vrcholu seznamu všech objektů na obloze, pokud jde o jas - má nejnegativnější hodnotu pro velikost na základě toho, jak se objevují na obloze. Zde jsou některé typické hodnoty pro veličiny -

Hvězda Zdánlivá velikost (m)
slunce -26.8
Arcturus -.06
Sírius -1.47
Vega 0.04
Betelgeuse 0.41
Polaris 2.0

Tyto velikosti se označují jako Zdánlivá velikost objektu (a to je zkratka m). Opět je třeba si uvědomit, že takto hodnotíme jasnost objektu při pohledu ze Země - není to opravdu smysluplné, pokud chceme zjistit, která hvězda skutečně vydává nejvíce energie.

Abyste viděli, jak jasná hvězda ve skutečnosti je (kolik energie vydává), je nutné odstranit rozdíly ve vzdálenosti mezi hvězdami. Bohužel to není snadný úkol. Ve skutečnosti je to snadné, ale nemůžeme to udělat moc dobře - ale opravdu to není naše chyba! Vysvětlím, jak můžete najít vzdálenost ke hvězdě.

Nejjednodušší způsob, jak získat vzdálenost hvězdy, je změřit vzdálenost hvězdy paralaxa. Ne, to není to, čemu říkáte dvě projímadla. Co je paralaxa? Pokud si pamatujete historii astronomie, paralaxa je posunutím polohy blízkých objektů ve srovnání s více objekty na dálku, když změníte hledisko. Pokud si stále nepamatujete, pak můžete vidět, jak paralaxa funguje, tím, že si vezmete palec a držíte jej na délku paže. Zarovnejte jej s objektem v dálce a sledujte jej jedním okem. Nyní přepněte oči (nemyslím tím, že vyndejte oči z hlavy a přepněte je, tj. Zavřete jedno oko a otevřete druhé - ovce!). Co jsi viděl? Vypadalo to, že se palec pohnul? Nedržel jsi palec pevně? Pokud jste drželi ruku pevně, palec se ve skutečnosti neposunul - ale vaše perspektiva se posunula, abyste viděli palec z jiného místa. Pokud by byly vaše oči dále od sebe, hádejte, co by se stalo? Za prvé, vaše hlava by pravděpodobně opravdu velmi bolela, ale co se týče toho, co byste viděli, posun by se ještě zvětšil. Větší posun můžete získat, pokud můžete zobrazit blízký objekt z velmi široce rozmístěných pohledů. Avšak není toho opravdu moc, co můžete udělat, abyste své oči od sebe vzdálili - alespoň nic, co bych doporučoval dělat.

Co by se stalo, kdybyste přiblížili palec? Co se stane s posunem? Můžete si všimnout, že se změnila výše směny. Posun by se měl zvětšovat, jak zmenšujete vzdálenost od palce. Pokud byste měli zvětšit vzdálenost mezi očima a palcem, i když by to mohlo být docela bolestivé, dostali byste - ano, uhodli jste, ještě menší posun. Nyní vidíte, jak velikost posunu souvisí se vzdáleností palce od vašich očí.

Obrázek 2. Hvězdná paralaxa. Jak Země obíhá kolem Slunce, zdá se, že se poloha blízké hvězdy mění ve srovnání se vzdálenějšími hvězdami v pozadí. Velikost posunu souvisí se vzdáleností hvězdy.

Totéž lze udělat s hvězdami. Chcete-li dosáhnout nejlepších výsledků, použijte nejrozsáhlejší možné úhly pohledu. Největší měřítko, které máme k dispozici, je oběžná dráha Země. V zásadě pozorujete blízkou hvězdu dvakrát během roku, například v lednu a červenci. (Viz obrázek 2.) Když porovnáváte umístění blízké hvězdy ve vztahu ke vzdáleným hvězdám v pozadí, můžete si všimnout, že poloha blízké hvězdy se mírně posunula vzhledem k hvězdám v pozadí. Posun paralaxy hvězd může souviset s posunem, který jste viděli palcem. V tomto případě odpovídají dvě místa Země vašim očím (vašim dvěma různým pohledům) a blízká hvězda odpovídá vašemu palci. Koncept paralaxy byl znám i starým lidem a byl to jeden z důvodů, proč dávali Zemi být ve středu sluneční soustavy a stát. Mysleli si, že kdyby Země měla oběžnou dráhu, mohli by vidět paralaxní posuny hvězd. Neudělali to. Je to proto, že úhly paralaxy jsou velmi, velmi, velmi malé a nelze je vidět bez docela dobrého dalekohledu. Zjistěte vrchol na obrázku 3 a podívejte se na situaci.

Obrázek 3. Velikost posunu paralaxy přímo souvisí se vzdáleností objektu. Úhel paralaxy pro bližší objekt, p1, je větší než posun pro vzdálenější objekt.

Velikost posunu je označena p. Bylo by směšné měřit jeho velikost p pomocí stupňů nebo obloukových minut, protože p je obvykle tak malý. Místo toho se vždy měří v obloukové sekundy (pamatujte si, že jedna oblouková sekunda je 1/3600 stupně, opravdu velmi malý úhel). Víme, že velikost posunu paralaxy souvisí se vzdáleností hvězdy, takže můžete použít následující vztah

najít vzdálenost ke hvězdě. d (vzdálenost) bude v jednotkách Parsecs, a p je samozřejmě v obloukových sekundách (malé zlomky stupně, jejichž symbol je „). V případě, že vás zajímá, parsec je jen běžná měrná jednotka založená na konceptu paralaxy - získejte? Pro ty z vás, kteří jsou fanoušci science fiction, 1 parsek (zkráceně pc) = 3,26 světelné roky, a ano, světelné roky jsou také legální jednotky měření, stejně jako kilometry, palce a míle. Nenechte se zmást jménem, ​​světelný rok je jednotka vzdálenosti, ne čas. Parsec je ve skutečnosti poměrně velká vzdálenost, asi 3,09 x 10 13 km, což znamená asi 20 bilionů mil. Světelný rok je pouhých 5,9 bilionů mil. Astronomové používají parseky a světelné roky docela zaměnitelně. Vzdálenosti ke hvězdám se obvykle měří v desítkách nebo stovkách či tisících parseků nebo světelných let. Když se dostaneme do galaxií, budeme používat miliony a miliardy parseků a světelné roky - ale než se tam dostaneme, čeká nás ještě dlouhá cesta.

Nejbližší hvězda (kromě Slunce) by měla největší úhel paralaxy. Tato hvězda je alfa nebo Proxima Centauri, která má p = 3/4 ", což jí dává vzdálenost

Pokud má hvězda úhel paralaxy 0,01 ", pak má vzdálenost

Pamatujte, že úhel se zmenšuje se zvětšující se vzdáleností. Největší úhel, který můžeme u hvězdy naměřit (pro Proxima Centauri), je tak malý, že není ani tak velký jako 1 ". Všechny ostatní hvězdy mají ještě menší úhly (jsou na větší vzdálenosti). 3/4" není velmi velký, jde o to, jak široký by tužkový kabel vypadal, kdybyste od něj stál 1,5 km od fotbalového hřiště. To je docela malé. Je možné měřit úhel paralaxy pouze pro asi 10 000 hvězd pomocí i těch nejlepších dalekohledů na Zemi. Možná si vzpomenete, že zemská atmosféra má tuto nepříjemnou tendenci rozmazávat světlo v atmosféře, což ztěžuje přesné měření polohy.

Abychom pomohli překonat problém atmosféry, byl vypuštěn speciální satelit s názvem Hipparcos s jedním hlavním úkolem, měřit paralaxní posuny více než milion hvězd. Svoji práci dokončil koncem 90. let a tyto vylepšené vzdálenosti skutečně pomohly astronomům zjistit vzdálenosti k dalším hvězdám. The Hipparcos satelit byl schopen měřit velmi přesné úhly paralaxy, v některých případech až na přesnost 0,001 ". Nový satelit Gaia, byla zahájena v roce 2013 k měření pozic miliardy hvězd. Doufejme, že to vytvoří 3D mapu našeho sousedství a poskytne ještě lepší měření vzdálenosti / úhly paralaxy. Výsledky ještě nebyly zveřejněny, ale Gaia Očekává se, že svou misi dokončí v roce 2018.

Zatímco metoda paralaxy je nejpřímější metodou měření vzdálenosti k hvězdě, existují i ​​jiné metody, které závisí na různých zvláštních okolnostech nebo vlastnostech. Na některé z nich se podíváme později.

Co nás všechno toto stanovení vzdálenosti dostalo? Pamatujte, že jsme se snažili přijít na to, jak zjistit, které hvězdy jsou opravdu nejjasnější. Jakmile je známa vzdálenost k hvězdě, je možné ji kompenzovat a můžeme zjistit, jaké jsou skutečné jasy hvězd. Nejlepší způsob, jak to udělat, je přesunout všechny hvězdy (ve skutečnosti je nepohnout, ale počítat s jejich vzdálenostmi některými matematickými způsoby) na stejnou vzdálenost a poté porovnat jejich jasy. Je to jako mít skupinu lidí, kteří stojí v řadě, abyste mohli zjistit, kteří jsou vyšší nebo nižší. Pokud bychom měli přesunout všechny hvězdy do vzdálenosti 10 pc od Země a poté změřit jejich jas, mohli bychom určit, které hvězdy jsou ve skutečnosti jasnější a které ve skutečnosti slabší. Velikost, kterou by hvězda měla, kdyby byla umístěna 10 pc od Země, je známá jako Absolutní velikost. Abychom jej odlišili od zdánlivé velikosti, používáme M.

Zde jsou zjevné a absolutní velikosti některých hvězd. Samozřejmě, že Slunce je mnohem blíže než ostatní hvězdy, takže jeho zdánlivá velikost se trochu liší od absolutní velikosti. V případě ostatních hvězd je třeba některé přiblížit blíže, protože jsou dále než 10 ks, zatímco některé hvězdy musí být vzdáleny, protože jsou blíže než 10 parseků. Které hvězdy v seznamu níže musely být přesunuty blíže a které musely být přesunuty dále?

Hvězda Zdánlivá velikost (m) Absolutní velikost (M)
slunce -26.8 4.83
Sírius -1.47 1.4
Arcturus -.06 -0.3
Betelgeuse 0.41 -5.6
Polaris 2.0 -4.6
Vega 0.04 0.5

Hvězdy, které musely být vzdáleny od Země, aby je bylo možné umístit na 10 ks, jsou Slunce, Sirius a Vega. Víte to proto, že jejich absolutní velikosti mají větší číselnou hodnotu než jejich zdánlivé velikosti - hvězdy se staly slabšími. Ostatní tři hvězdy musely být přivedeny blíže, takže jejich absolutní velikosti mají menší hodnoty než jejich hodnoty zdánlivé velikosti. Nezapomeňte, že zdánlivá velikost a stupnice absolutní velikosti jsou jaksi pozpátku - čím větší je číslo, tím slabší je hvězda. Na rozdíl od zdánlivé velikosti je absolutní velikost hvězdy realistickým měřením jejího energetického výdeje. Porovnáním absolutních velikostí porovnáváte rozdíly v energetickém výstupu mezi hvězdami. Která hvězda v seznamu vyrábí nejvíce energie? Je to Slunce? Ne - to je ve skutečnosti nejslabší hvězda (má největší hodnotu absolutní velikosti). Betelgeuse je nejsilnější (s nejvyšší produkcí energie) hvězdou na tomto seznamu, protože má nejnegativnější hodnotu pro svou absolutní velikost.

Vzorec, který spojuje veličiny a vzdálenosti, je poměrně přímý vzorec, který je
m-M = -5 + 5 log (d),
Kde m a M hodnoty jsou velikosti a d je vzdálenost v parsecích. Toto je docela užitečný vzorec pro převod věcí. Někteří lidé jsou trochu zmatení, protože vzdálenost musí projít log funkce - s tím si nedělejte starosti - je to docela jednoduchá funkce většiny kalkulaček. Na un-log něco, prostě to vezmete na sílu 10. Máte-li hvězdu se zdánlivou velikostí 7 a absolutní velikostí -2, jak daleko je to? Jednoduše vložte čísla do vzorce
7- (-2) = -5 + 5 log (d)
9 = -5 +5 log (d)
9 + 5 = 5 log (d)
14/5 = log (d)
2,8 = log (d), takže d = 10 2,8 = 630 parseků. To nebylo tak špatné, že?

To je jedna věc, kterou se můžeme o hvězdách naučit - absolutní velikosti nám mohou říci, které hvězdy produkují více energie. Na čem závisí tento energetický výdej?

Vraťme se k pravidlům pro černá těla. Nezapomeňte, že se jedná o horké pevné objekty, které vytvářejí spojitá spektra. Nyní hvězdy nejsou ve skutečnosti černými tělesy, ale jsou si docela blízké nebo alespoň dostatečně blízké, abychom mohli použít pravidla pro černá tělesa, abychom si usnadnili život. Jedním z těchto pravidel bylo, kolik energie černé tělo produkuje - Stefan-Boltzmann zákon -

kde je konstanta a emitovaná energie je počet wattů na metr čtvereční vydávaný černým tělesem. Energetický výstup z tohoto vzorce se udává jako energie na jednotku plochy, takže velikost černého tělesa (nebo hvězdy) by ovlivňovala celkový energetický výstup. Větší hvězda (jedna s velkou plochou) by vyprodukovala více energie. K tomu používáme následující vzorec:

Svítivost = L = 4 R 2 T 4

kde (= 3,14 nebo tak) a jsou konstanty, T je teplota povrchu hvězdy a R je poloměr hvězdy. To definuje zářivost, způsob, jakým mluvíme o energetických výstupech nebo jasech hvězd. Na rozdíl od systému velikosti je čím větší číslo pro svítivost, tím jasnější je objekt. Světelnost se měří ve jednotkách Wattu, stejně jako žárovky, a je to jedna z důležitějších charakteristik hvězd, kterou astronomové rádi určují, myslím, že jsme takhle hloupí. Existují způsoby, jak převést absolutní veličiny na hodnoty svítivosti, takže občas můžete vidět některou z těchto měřítek použitých při srovnání hvězdného jasu. Ať se na to podíváte jakkoli, jas hvězdy může být dán jako její svítivost nebo absolutní velikost.

Aby to bylo jednodušší, astronomové často mluví o svítivosti nebo teplotě nebo poloměru hvězdy z hlediska Slunce - pokud to uděláte, můžete použít zjednodušenou verzi výše uvedeného vzorce.

Pokud má hvězda teplotu, která je dvakrát vyšší než teplota Slunce, pak by její svítivost byla 2x2x2x2 = 16krát větší. Pokud má hvězda teplotu, která je dvakrát větší než Slunce a je to 1/3 poloměru Slunce, pak by její svítivost byla (1/3) 2 2 4 = 16/9 = 1,78 teploty Slunce. Je to mnohem snazší než zacházet se všemi chaotickými symboly, které jsou v původním vzorci. Jakmile máte pro hvězdu hodnotu svítivosti a teploty, lze pomocí tohoto vzorce určit poloměr, nebo pokud máte poloměr a teplotu, můžete získat svítivost, nebo. Myslím, že to chápete, pokud máte ve vzorci dvě ze tří věcí, můžete zjistit chybějící hodnotu.

Svítivost závisí na teplota hvězdy, takže by bylo dobré vidět, jak jsou astronomové schopni určit teplotu hvězdy. Jedním ze způsobů stanovení teploty je použití Vídeňský zákon ( max = 0,0029 / T) k určení teploty hvězdy, pokud ji skutečně můžete pozorovat max - vlnová délka, při které je emitována většina světla. To není možné pro nejžhavější nebo nejchladnější objekty, protože by produkovaly většinu svého světla na vlnových délkách mimo viditelnou část spektra, a pokud nemáte přístup ke speciálnímu dalekohledu, nemáte štěstí. K jejich studiu byste potřebovali jiné typy dalekohledů, například rentgenové, UV, IR nebo rádiové. Většina hvězd však má své vrcholy ve viditelné části spektra, takže můžeme určit teploty většiny hvězd pomocí Wienova zákona.

Další metoda, která je o něco jednodušší než Wienův zákon, je známá jako fotometrie. I když to zní jako komplikovaná metoda, je to opravdu docela jednoduché. Pamatujete si, jak jsme prošli rozdíly mezi hvězdami, jak se liší jejich barvy, protože se liší jejich teploty? Co kdybyste mohli změřit barvu hvězdy? To je druh fotometrie. Astronomové používají na svých dalekohledech speciální filtry, aby si všimli, jak se mění jas hvězdy při pohledu s různými barevnými filtry. Skutečně skvělá hvězda by byla velmi jasná při pohledu přes červený filtr, ale ne příliš jasná při pohledu přes zelený filtr. Žhavější hvězda by měla více světla procházejícího zeleným filtrem a ještě žhavější hvězda by vydávala více světla v modrém filtru ve srovnání s červeným filtrem. Měřením relativních rozdílů světla pozorovaných různými filtry (měřením jejich velikostí) mohou astronomové přiřadit hvězdě hodnotu teploty. Toto je nejběžnější metoda určování teploty hvězdy.

Co jsme zatím dokázali zjistit? - vzdálenosti, svítivost a teploty hvězd. Co jiného se můžeme o hvězdách dozvědět? A co hvězdná spektra? Abychom zjistili, co se dá naučit ze spektra hvězd, dozvíme se o poměrně šikovné historii hvězdného výzkumu. Na začátku 20. století začali astronomové na Harvard College Observatory katalogizovat různá spektra. Jak katalogizujete spektra? Nejprve musíte získat spektra, což je docela snadné a bylo to provedeno fotografickými technikami a hranolovým zařízením (spektroskopem) k rozprostření hvězdného světla do spektra. Hvězdy jsou tak daleko a dokonce i s největším dalekohledem vypadají jako tečky, takže jejich spektra jsou opravdu malá - ve skutečnosti tak malá, že je musíte pozorovat mikroskopem. V dnešní době je u počítačů tomuto namáhání očí zabráněno, ale v roce 1910 se tak stalo. Kdo bude trávit hodiny koukáním do mikroskopu na malé malé spektrální rysy? Astronomové to neudělali, protože měli před sebou důležitější věci. Studenti to nakonec neudělali, platili za studium. Lidé na Harvardu potřebovali nějaké pracovníky, kteří by byli ochotni pracovat za docela nízké mzdy, dělat velmi pečlivou práci a pracovat s velmi choulostivými předměty (protože spektra a další astronomické snímky byly často vytvářeny na skleněných deskách). Nejlepší skupinou dělníků by samozřejmě byly ženy. Ty ženy fungovaly jako ptáci! Byla tu jedna dáma, Annie Jump Cannon, která sama klasifikovala více než 250 000 hvězd.

Obrázek 4. Typická hvězdná spektra - všimněte si, že se jedná o absorpční spektra. Všimněte si také, že vzor spektrálních útvarů se u jednotlivých hvězd liší. Kliknutím na obrázek zobrazíte jeho větší verzi. Obrázek s laskavým svolením NOAO / AURA / NSF.

Máte spoustu spektra pro klasifikaci, jak to děláte? Samozřejmostí je hledat trendy ve spektrech. Jedním z trendů bylo, že síla spektrálních znaků spojených s vodíkem se zdála být u některých hvězd velmi výrazná a u jiných hvězd ne tak výrazná. Vodík je velmi důležitým prvkem, takže jim můžeme říkat hvězdy s opravdu prominentními vodíkovými spektrálními prvky hvězdy typu „A“. Ti, kteří mají o něco slabší spektrální čáry vodíku, jsou hvězdy typu „B“. Pak můžete také klasifikovat hvězdy, které mají jiné prvky, s jinými písmeny abecedy. Zdálo se, že vyskočí „C“, „D“ a celá abecední polévka hvězdných typů (spektrálních typů).

Po chvíli zjistili, že klasifikační systém není přesným zobrazením fyzikálních charakteristik hvězd. Hvězdy typu „A“ ve skutečnosti neměly více vodíku než jiné typy hvězd, ale podmínky v jejich atmosférách z ní dělaly velmi silnou vlastnost v jejich spektrech. V té době si astronomové mysleli, že hvězdy jsou vyrobeny ze stejných věcí jako Země - spousta hornin a podobně. Někdo sepsal svoji disertační práci a navrhl, aby hvězdy byly ve skutečnosti tvořeny hlavně vodíkem a heliem. To byla Cecilia Payne, první osoba, která kdy získala titul Ph.D. z Harvardské hvězdárny. V té době si většina astronomů nemyslela, že má pravdu, ale nakonec se ukázalo, že o povaze hvězd měla pravdu. Hvězdy jsou tvořeny téměř stejnými látkami (hlavně vodíkem a heliem), takže změna ve spektrech musí být způsobena něčím jiným. Bylo zjištěno, že primární příčinou variací ve spektrech je teplota povrchu hvězdy. Nyní měli astronomové hromadu hvězd klasifikovaných podle abecedního systému, který nebyl ve skutečnosti v logickém nebo užitečném pořadí. Bylo by lepší uspořádat hvězdy podle teploty, protože právě díky tomu jsou různá spektra jedinečná. Většinu hvězd už označili a nechtěli je znovu označit, a tak přeuspořádali pořadí typů hvězd do řádu založeného na teplotě. Existovaly také některé nadbytečné typy hvězd, které bylo třeba odstranit, a nakonec se způsob, jakým byla spektrální klasifikace objednána, dostal do logického formátu.

Jakmile bylo vše znovu uspořádáno, byl definován systém spektrální klasifikace. Pořadí písmen, která se používají ke klasifikaci různých hvězd, bylo původně uspořádáno následovně - OBAFGKM (seřazeno od vysoké po nízkou teplotu). Existuje také stará alternativní sekvence, která používá některé poměrně nejasné spektrální typy, a to je OBAFGKMRNS. Hvězdy jsou opět uspořádány od nejteplejší po nejchladnější povrchovou teplotu (ačkoli typy R, N a S jsou stejné jako typy K a M). Tato pořadí písmen nejsou nejjednodušší na zapamatování, proto by bylo dobré mít pro tyto věci paměťovou pomůcku. Byli to mužští astronomové (pravděpodobně velmi osamělí mužští astronomové), kteří vymysleli způsob, jak si zapamatovat pořadí hvězd pomocí malého rčení Ach buď hezká holka, polib mě. Samozřejmě, teď můžete říct Ach buď fajn chlap, polib mě nebo, s delším výrokem, Oh Be A Fine Girl / Guy Kiss Me Right Now Sweetie. Obrázek 5 ukazuje různá spektra s jejich typy označenými.

Obrázek 5. Typické příklady různých spektrálních typů. Nejžhavější hvězdy typu O jsou nahoře, zatímco nejchladnější hvězdy typu M jsou dole. Zahrnuty jsou také některé neobvyklé hvězdy. Názvy hvězd jsou uvedeny vpravo - většinou jde pouze o jejich katalogová označení. Všimněte si, jak se spektrální čárové vzory mění se změnou teploty. Kliknutím na obrázek zobrazíte jeho větší verzi. Obrázek s laskavým svolením NOAO / AURA / NSF.

Systém spektrální klasifikace je už více než 70 let docela stabilní. Existují však některé studie, které přišly s některými hvězdami, které jsou ještě chladnější než M typy. Ty byly označeny hvězdami typu L a T. Typy L a T obvykle nejsou zahrnuty do srovnání s ostatními typy, protože tyto hvězdy jsou tak chladné a slabé - jsou primárně viditelné pouze na infračervených vlnových délkách. Právě teď je kompletní spektrální klasifikační systém OBAFGKMLT. Toto není nejjednodušší sekvence k zapamatování, ale přesto je důležitá. Pamatujte, že i když je to založeno na spektrech, jedná se o teplotní sekvenci.

I po zavedení hvězd typu L a T je v tomto systému stále jen devět tříd hvězd. Nejedná se o příliš různorodý klasifikační systém, takže abych byl přesnější, je možné rozdělit každý z těchto typů do dalších skupin. Pro každý typ obvykle existuje 10 pododdělení, takže existují A0, A1, A2. až A8, A9, F0, F1. F8, F9, G0 a tak dále. V některých případech existují i ​​zlomkové typy - například O6.5 zobrazené na obrázku 5. Pořadí je opět od nejžhavějšího po nejchladnější. Možná jste slyšeli o Slunci označovaném jako hvězda typu G2. Jakmile zjistíte spektrální typ hvězdy, víte, jaká je její teplota.

I když je pravda, že všechny hvězdy mají téměř stejné chemické složení (hlavně vodík a helium), v jejich složení existují jemné rozdíly. Hvězdná spektra mohou astronomům pomoci tyto rozdíly najít, obvykle při pohledu na věci, jako je množství železa nebo jiných těžkých prvků ve spektrech. Obecně mají hvězdy složení asi 97% -99,999% vodíku a helia dohromady, přičemž zbývající část se skládá ze všech ostatních prvků. Možná si nemyslíte, že jde o velmi různorodé složení, ale skutečnost, že obsah kovů (nevodíková a heliová část) se pohybuje v rozmezí od 3% do 0,001%, ukazuje, že ne všechny hvězdy jsou vyrobeny z přesně stejné věci. Jak uvidíte, má to velmi dobrý důvod.

Spojení všeho dohromady - H-R diagram

Jakmile bylo známo dostatek informací o hvězdných teplotách (z fotometrie nebo spektrální klasifikace) a světelnosti (z absolutních velikostí), někteří lidé začali vidět vztahy mezi těmito veličinami. Dva kolegové vzali informace o teplotách hvězd, často ve formě spektrálního typu nebo barvy, a světelnostech, často ve formě absolutní velikosti, a vytvořili diagram vztahující se k těmto dvěma veličinám. Tito dva kolegové udělali totéž současně, zcela nezávisle, na různých stranách Atlantského oceánu, takže diagram je pojmenován po obou z nich - Hertzsprung-Russellův diagram nebo, jednodušeji, H-R diagram. Obrázek 6 ukazuje typický H-R diagram. Jedna věc, která je matoucí na H-R diagramu, je to, že teplotní stupnice se zvyšuje směrem doleva. Obvykle to takhle není, jak byste grafy vytvářeli, ale protože často používali spektrální klasifikační systém k nastavení teplotní stupnice, a to jde od horké k chladné, dostanete teplotní stupnici zpět. To je jen další z těch nepříjemných věcí, které astronomové rádi dělají, aby zmátli chudé vysokoškoláky.

Obrázek 6 Typické schéma H-R. Všimněte si, že svislou osu lze škálovat buď hodnotami svítivosti nebo absolutní velikosti. Mějte také na paměti, že teplotní stupnice se zvyšuje směrem doleva. Zahrnuty jsou také hlavní typy hvězd.

Bylo zjištěno, že hvězdy nebyly náhodně rozptýleny kolem diagramu, ale byly nalezeny v různých odlišných skupinách. Každá skupina má své vlastní charakteristiky a je možné použít vztah Luminosity-Radius-Teplota k rozšíření těchto charakteristik.

Hvězdy hlavní posloupnosti (M.S.) - Úhlopříčka uprostřed je velká, protože většina hvězd je tohoto typu, ve skutečnosti asi 90% všech hvězd. Hlavní posloupnost se táhne od nízké svítivosti, nízkoteplotních hvězd vpravo dole k vysoké teplotě, hvězd s vysokou svítivostí vlevo nahoře. Jak uvidíte, mezi hvězdami v hlavní sekvenci se nachází velmi široká škála charakteristik. To je také místo, kde byste našli Slunce.

Obří hvězdy - Tito mají tendenci být jasnější než hvězdy v hlavní posloupnosti a často mají nižší teploty než hvězdy se srovnatelnou svítivostí v hlavní posloupnosti. Aby měli nižší teploty, ale ne výrazně nižší svítivost, musí mít opravdu velký poloměr. Jak velké jsou? Jsou dostatečně velké, takže se jim říká obři! Často jsou při jakýchsi nízkých teplotách, proto se jim obvykle říká Red Giants. Za starých časů lidé někdy označovali hvězdy v hlavní posloupnosti jako „trpaslíky“, protože měli mnohem menší poloměr než obři. Toto však již není příliš běžné jméno, i když ho můžete občas vidět.

Supergiant Stars - Jsou to opravdu velké hvězdy. Přicházejí v horkých i chladných odrůdách - Blue and Red Supergiants - a jsou opravdu, opravdu světelné, takže je najdete visící v horní části diagramu H-R. Mohou mít také docela vysoké hodnoty poloměru. Jsou prostě VELKÉ!

White Dwarf Stars - Jedná se o hvězdy nalezené v levém dolním rohu grafu. Obvykle jsou na levé straně, takže to znamená, že jsou docela horké. Jsou také velmi slabí. Pro získání nízké svítivosti při vysokých teplotách musí mít velmi malé poloměry. Proto se jim říká bílí trpaslíci - horkí a maličcí.

Možná jste si všimli, že hvězdy mohou mít stejný spektrální typ (teploty), ale mohou mít výrazně odlišné svítivosti - svítivost jedné hvězdy je často tisíckrát větší nebo menší než u jiné se stejnou teplotou. Tento rozdíl ve svítivosti má jemný vliv na spektra, takže ho astronomové mohou použít ke klasifikaci hvězd jiným způsobem (ach, bože, další klasifikační schéma!). Tato klasifikace je známá jako Luminosity Class. Různé třídy jsou zobrazeny na obrázku 7. Hvězdy v hlavní sekvenci jsou typu V, zatímco různé obry jsou typy IV, III a II a Supergianty jsou typu Ia nebo Ib. Můžete popsat Slunce jako hvězdu G2V. A co bílí trpaslíci? Obecně dostanou pouze „D“ připojené k jejich spektrálnímu typu - jako DA3. Kombinace spektrálního typu a tříd svítivosti vám umožňuje určit, kde se na diagramu H-R nachází nějaká hvězda.

Obrázek 7. Jsou zobrazeny různé třídy svítivosti. Hvězdy hlavní sekvence jsou označeny písmenem V, ty, které jsou mírně nad hlavní sekvencí, jsou IV, obři jsou III, jasní obři jsou II a supergianty jsou Ia nebo Ib. Bílé trpaslíky jsou označeny písmenem „D“.

Jakmile byl popularizován H-R diagram, byla nalezena nová metoda určování vzdáleností ke hvězdám - spektroskopická paralaxa. Ve skutečnosti je to poněkud matoucí termín, protože není měřen žádný úhel paralaxy. Mělo by se to jmenovat spektroskopická vzdálenost, protože se to děje tím, že se vezme spektrum hvězdy a určí se, kam hvězda patří na H-R diagramu. H-R diagram lze nastavit pomocí absolutní velikosti na svislé ose, když klasifikujete hvězdu podle jejího spektrálního typu a třídy svítivosti můžete odečíst hodnotu absolutní velikosti. To lze porovnat se zdánlivou velikostí, abychom získali vzdálenost. Řekněme, že máte hvězdu, pro kterou získáte spektrum. Při srovnání s jinými hvězdami zjistíte, že spektrum hvězdy je hvězdou typu K1 IV. Hvězda K1 má teplotu kolem 5 000 K. Při pohledu na obrázek 7 by taková hvězda měla odpovídající absolutní velikost kolem 1. To lze porovnat se zdánlivou velikostí hvězdy a lze určit vzdálenost.

Ujistěte se, že dobře rozumíte diagramům H-R, protože pro tuto část kurzu jich uvidíte hodně. Jsou to hlavní nástroje, které se používají k prokázání vzájemného vztahu hvězd a pomáhají astronomům zmapovat skupiny hvězd pro srovnání.

Binární hvězdné systémy

Dosud jsme byli schopni určit vzdálenosti, svítivost, teploty a poloměry hvězd. A co jejich masy? To je místo, kde vstupují do hry systémy binárních hvězd. Většina hvězd je v nějaké skupině, přičemž nejběžnějším seskupením je binární systém (dvě hvězdy). Hvězdy v binární soustavě obíhají kolem sebe, takže se musí řídit pravidly, která určují, jak objekty obíhají - Keplerovy zákony! Mysleli jste si, že tyto zákony platí pouze pro planety! Ve skutečnosti musíte použít speciální formy Keplerových zákonů, když je použijete na hvězdy, ale ve skutečnosti jde jen o stejné zákony.

Pamatujte, že Keplerův zákon (konkrétně třetí zákon) obsahuje výrazy pro vzdálenost mezi objekty a obdobím oběžné dráhy. Když si astronomové prohlížejí binární hvězdné systémy, obvykle mohou určit, jak dlouho to obíhá, zatímco vzdálenost mezi hvězdami je o něco obtížnější zjistit. Obecně existují určité odhady, které lze udělat o oddělení hvězd, a pak se tyto odhady přenášejí na masy, takže obecně máme jen dobrý odhad hmotnosti. Obvykle nemáme neuvěřitelně přesné hodnoty pro masy, jen dobré odhady.

Keplerův třetí zákon při aplikaci na hvězdy je ve skutečnosti stále docela jednoduchý -
M 1 + M. 2 = a 3 / P 2
kde M1 a M.2 jsou hmotnosti dvou hvězd (ve hmotách Slunce) a a je průměrná vzdálenost od sebe (měřeno v A.U.) a P je období oběžné dráhy (měřeno v letech).Pokud jste chtěli použít tento zákon k určení hmotností jednotlivých hvězd, pak to pro vás nedostane. Získáte tak pouze součet hmot, nikoli jejich jednotlivých hmot. Potřebujete další vzorec, abyste získali masy. Tento vzorec se nazývá vzorec těžiště, nebo něco takového hloupého, ale rád bych jej nazval vzorec houpačky. Tady to je
M 1 A 1 = M. 2 A 2
kde 1 a 2 jsou průměrné vzdálenosti každé hvězdy od středu oběžné dráhy (viz obrázek 8) a měl bych také zmínit, že 1 + a 2 = a. Stejně jako u výše uvedené modifikované verze třetího Keplerova zákona jsou hmotnosti v solárních hmotách a vzdálenosti v A.U.s.

Postavení 8 . Binární hvězdná soustava - oběžné dráhy dvou hvězd jsou znázorněny obě obíhají kolem středu hmoty. Vzdálenost každého je od středu hmoty se mění, když obíhají, takže ve vzorcích se používá průměrná vzdálenost každého od středu hmoty.

Co je těžiště? Může být jednodušší si to představit jako střed oběžné dráhy. Přemýšlejte o tom - pokud máte jeden objekt obíhající kolem poměrně nehybného objektu, je docela snadné zjistit velikost oběžné dráhy a kde je střed oběžné dráhy. V systému binárních hvězd se oba objekty pohybují - jak tedy můžete zjistit velikost oběžné dráhy, pokud žádný z těchto objektů nestojí? Musíme definovat polohu pro střed oběžné dráhy. Toto místo je známé jako centrum hmoty. Představte si binární systém jako houpačku nebo balancér. Pokud máte na houpačce dva lidi a jeden váží mnohem více než ten druhý, jak by měli lidé sedět, aby vyvážili? Nechte velkou osobu sedět blíže k otočnému bodu. Obrázek 9 ukazuje uspořádání. Je to jako to, co se děje v systému binárních hvězd. Větší hvězda je blíže otočnému bodu - středu oběžné dráhy (nebo těžišti). Ve skutečnosti, pokud se podíváte na vzorec pro těžiště, můžete jej přeskupit tak, aby hmoty byly na jedné straně vzorce a vzdálenosti na druhé. V tomto případě byste skončili s
M 1 / M 2 = a 2 / a 1
což je docela šikovné. Pokud máte hmotu, která je pětkrát větší než jiná hmota, musí být tato hmota pětkrát blíže ke středu hmoty (její A hodnota musí být pětkrát menší). Poměr hmot je nepřímo úměrný poměru vzdáleností.

Někdy je velká hvězda tak blízko bodu otáčení, že otočení je ve skutečnosti uzavřeno uvnitř hvězdy. Vypadá to, že se velká hvězda nepohybuje - opravdu se to děje, ale ne natolik, aby to bylo zřejmé. To platí také pro Slunce a planety. Slunce se ve skutečnosti trochu pohybuje, hlavně díky vlivu Jupitera. Každopádně pomocí těchto dvou vzorců je možné vyřešit jednotlivé hodnoty hmotnosti, i když to bude vyžadovat určitou algebru.

Obrázek 9. Těžiště závisí na hmotnosti příslušného objektu. Těžiště je s větší hmotou blíže k objektu. Způsob, jakým se masy navzájem vztahují, je inverzní vůči způsobu, jakým vzájemné vzdálenosti od středu hmoty souvisejí.

Existují dva hlavní typy binárních hvězdných systémů. První je optická binárka. Toto není „skutečný“ binární systém. Hvězdy se na obloze zdají být vedle sebe, ale ve skutečnosti jsou od sebe velmi daleko. Pokud jste se někdy dívali na dvě hvězdy v rukojeti Velkého vozu, Alcor a Mizar, vypadají, jako by si byli blízcí. Jedná se vlastně o optický binární systém, protože tyto hvězdy jsou od sebe opravdu velmi vzdálené. Jsou jen seřazeni tak, aby to vypadalo, že jsou vedle sebe. Tento typ binárního systému je docela zbytečný pro získávání informací o masách, protože hvězdy nejsou na oběžné dráze kolem sebe. Skutečně užitečné binární systémy jsou fyzické binární systémy. Zde máte dvě hvězdy obíhající kolem sebe, takže můžete použít upravené verze Keplerových zákonů a lze je použít k určení hmotností hvězd. Aby to bylo trochu komplikovanější, existuje více než jeden typ fyzického binárního systému (věděli jste, že to nebude tak snadné, že?).

Obrázek 10. Optická dvojhvězda - hvězdy nejsou nikde vedle sebe, ale vzhledem k jejich vyrovnání na obloze se zdají být blízko sebe.

Existují 3 typy fyzických binárních systémů. První je nejviditelnější - případ, kdy vidíte dvě hvězdy, jak se pohybují kolem sebe. Toto je známé jako Visual Binary. Ve skutečnosti se jedná o poměrně vzácný typ binární soustavy, protože musíte být schopni vidět pohyb a pouze velmi blízké hvězdy budou pohyb v binární soustavě zobrazovat. Můžete vidět jejich oběžné dráhy, takže můžete odhadnout velikost oběžných drah i období. Jakmile to uděláte, můžete použít Keplerův třetí zákon a centrum hmotného práva k určení hmotností dvou hvězd.

Obrázek 11. Je zobrazen vizuální binární systém. Hvězdy jsou na oběžné dráze kolem těžiště systému. Velikost jejich oběžných drah závisí na jejich hmotnosti - čím hmotnější, tím blíže ke středu hmoty.

Pohyb a pohyb binárních hvězd lze často detekovat ve spektru hvězdy (pomocí Dopplerova jevu), takže dalším typem fyzického binárního systému je spektroskopický binární. V tomto případě možná neuvidíte dvě hvězdy, ale spektrum odhaluje přítomnost dvou hvězd obíhajících kolem sebe. V tomto případě byste viděli Dopplerovy posuny v důsledku orbitálních pohybů - jedna hvězda se pohybuje směrem k vám a druhá se pohybuje pryč. Opět platí, že sledováním pohybů můžete odvodit orbitální období a velikosti oběžných drah a pomocí Keplerových zákonů můžete získat masy. Je také možné, že jedna z hvězd je tak slabá, že nevidíte ani její spektrální rysy, ale vidíte pouze jednu sadu spektrálních čar, která přechází z červeného do modrého a zpět, když obíhá druhou. I s tímto malým množstvím dat je stále možné získat určitou představu o zapojených masách.

Obrázek 12. Je zobrazen spektroskopický binární soubor. Pohyb je ve spektru viděn podle toho, jak je ovlivněn rychlostí. Spektrum hvězdy přicházející k nám je modře posunuté (při pohledu na kratší než normální vlnové délky), zatímco spektrum hvězdy pohybující se od nás je červené (delší vlnové délky). Hvězdy mění směr, když obíhají kolem středu hmoty, takže spektrální rysy spojené s každou hvězdou také přecházejí z červené na modrou a z modré na červenou. Ve skutečnosti byste viděli dvě spektra spojená do jednoho, takže čáry by se pohybovaly tam a zpět přes sebe.

Třetí typ fyzického binárního systému je nejužitečnější. Toto je zákrytový binární systém. V tomto případě uvidíte světelnou variaci, jak hvězdy procházejí před sebou a / nebo za sebou. Celková jasnost hvězdného systému se v průběhu času mění opakovaným, periodickým způsobem. Sledováním změny můžete určit dobu oběžné dráhy a velikost oběžné dráhy a použít Keplerovy zákony k získání mas. Tento binární systém má bonus navíc! Délka zatmění bude záviset na tom, jak široké jsou hvězdy, takže je možné také určit poloměry hvězd v těchto binárních systémech. Tento typ binárních souborů je obzvláště užitečný.

Obrázek 13. Zatmění binární systém. Variace jasu (graf dole) v důsledku zákrytových hvězd závisí na jasu jednotlivých hvězd. Když jsou hvězdy viditelné, je jas na maximální hodnotě. Během zatmění jas klesá, když je něco zakryto. Velikosti hvězd (poloměry) lze vidět v šířkách zatmění.

S hmotami získanými z binárních hvězdných systémů je možné porovnat hmotnosti (M) a svítivosti (L) jednotlivých hvězd. Když se podíváme na tyto charakteristiky hvězd v hlavní posloupnosti, všimneme si, že mezi M a L je velmi dobrý vztah. Vztah je docela jednoduchý
L = M 3,5
kde je hmotnost a svítivost dána jako Slunce. Nezapomeňte, že tento vzorec funguje dobře pouze pro hvězdy v hlavní posloupnosti a jednotky pro hmotnost a svítivost jsou ve smyslu Slunce - kolikrát je hmotnost nebo svítivost hvězdy větší nebo menší než Slunce. Obrázek 14 ukazuje tento vztah.

Obrázek 14. Jsou vyneseny hmotnosti a svítivosti 250 binárních hvězd. Hodnoty hmotnosti a svítivosti jsou uvedeny jako hmotnost a svítivost Slunce. Mnoho z těchto hvězd se nenachází v hlavní posloupnosti, takže v datových bodech je značný rozptyl. Zde je vidět relativně přímkový vztah, který naznačuje, že existuje jednoduchý vztah mezi hmotami a světelnostmi, zejména pro hvězdy hlavní posloupnosti.

Hlavní posloupnost je velmi dobře uspořádaná v několika ohledech - hvězdy se pohybují od nízké teploty, svítivosti a hmotnosti (ty v pravém dolním rohu) až po hvězdy s vysokou teplotou, svítivostí a hmotou (levý horní roh). Proč je to tak? Jak do toho všeho zapadají ostatní skupiny hvězd? Mění někdy hvězdy své charakteristiky? Opravdu musíte znát všechny tyto věci? Ano, samozřejmě.

Jak stále více lidí začalo klasifikovat hvězdy podle jejich spektrálních typů a tříd svítivosti, všimli si několika zajímavých trendů. Když se podíváte na počet hvězd různých spektrálních typů, můžete si všimnout, že většina se nachází na konci hlavní sekvence s nízkou teplotou. Tyto hvězdy jsou slabé, malé a červené, takže bývají označovány jako červení trpaslíci. Nejsou to nejjasnější hvězdy, ale jsou nejčastější. Typy K a M snadno převyšují typy O a B o široký okraj. Je pravděpodobné, že typy L a T ve skutečnosti převyšují všechny ostatní typy, ale problém s nimi je najít - jsou jen tak slabé a je velmi obtížné je zjistit, takže o nich nemáme přesné statistiky.


5.2 Elektromagnetické spektrum

Objekty ve vesmíru vysílají enormní rozsah elektromagnetického záření. Vědci nazývají tento rozsah elektromagnetickým spektrem, které rozdělili do několika kategorií. Spektrum je znázorněno na obrázku s informacemi o vlnách v každé části nebo pásmu.

Radiace a zemská atmosféra.

Obrázek 1. Tento obrázek ukazuje pásma elektromagnetického spektra a to, jak dobře je zemská atmosféra přenáší. Všimněte si, že vysokofrekvenční vlny z vesmíru se nedostanou na povrch, a proto je třeba je pozorovat z vesmíru. Některá infračervená záření a mikrovlny jsou absorbovány vodou, a proto je nejlépe je pozorovat z vysokých nadmořských výšek. Nízkofrekvenční rádiové vlny jsou blokovány ionosférou Země. (zápočet: modifikace práce STScI / JHU / NASA)

Druhy elektromagnetického záření

Elektromagnetické záření s nejkratšími vlnovými délkami, ne delšími než 0,01 nanometru, je zařazeno do kategorie gama paprsky (1 nanometr = 10–9 metrů, viz příloha D). Název gama pochází ze třetího písmene řecké abecedy: gama paprsky byly třetím druhem objeveného záření pocházejícího z radioaktivních atomů, když fyzici poprvé zkoumali jejich chování. Protože gama paprsky nesou spoustu energie, mohou být nebezpečné pro živé tkáně. Gama záření je generováno hluboko ve vnitřku hvězd, stejně jako některé z nejnásilnějších jevů ve vesmíru, jako je smrt hvězd a splynutí hvězdných těl. Gama paprsky přicházející na Zemi jsou pohlcovány naší atmosférou dříve, než dosáhnou země (což je dobré pro naše zdraví), takže je lze studovat pouze pomocí nástrojů ve vesmíru.

Elektromagnetické záření s vlnovými délkami mezi 0,01 nanometru a 20 nanometrů se označuje jako Rentgenové záření. Protože jsou rentgenové paprsky energičtější než viditelné světlo, dokážou proniknout do měkkých tkání, ale ne do kostí, a umožňují nám tak vytvářet obrazy stínů kostí v nás. Zatímco rentgenové paprsky mohou proniknout na krátkou délku lidského masa, zastaví je velké množství atomů v zemské atmosféře, s nimiž interagují. Rentgenová astronomie (jako astronomie gama) se tedy nemohla vyvinout, dokud jsme nevymysleli způsoby, jak posílat přístroje nad naši atmosféru (obrázek).

Rentgenová obloha.

Obrázek 2. Toto je mapa oblohy naladěná na určité typy rentgenových paprsků (při pohledu z atmosféry Země). Mapa naklání oblohu tak, že disk naší Mléčné dráhy prochází středem. Byl sestrojen a uměle zbarven z údajů shromážděných evropským satelitem ROSAT. Každá barva (červená, žlutá a modrá) zobrazuje rentgenové záření různých frekvencí nebo energií. Například červená obrysy záře z horké místní bubliny plynu všude kolem nás, foukané jednou nebo více explodujícími hvězdami v našem kosmickém okolí. Žlutá a modrá ukazují vzdálenější zdroje rentgenových paprsků, jako jsou zbytky jiných explodovaných hvězd nebo aktivní střed naší Galaxie (uprostřed obrázku). (kredit: úprava díla NASA)

Záření mezi rentgenovými paprsky a viditelným světlem je ultrafialový (což znamená vyšší energii než fialová). Mimo svět vědy se ultrafialové světlo někdy nazývá „černé světlo“, protože ho naše oči nevidí. Ultrafialové záření je většinou blokováno ozonovou vrstvou zemské atmosféry, ale malá část ultrafialových paprsků z našeho Slunce proniká, aby způsobila spálení sluncem nebo v extrémních případech nadměrné expozice rakovinu kůže u lidí. Ultrafialová astronomie se také nejlépe provádí z vesmíru.

Je voláno elektromagnetické záření s vlnovými délkami mezi zhruba 400 a 700 nm viditelné světlo protože to jsou vlny, které může lidská vize vnímat. Toto je také pásmo elektromagnetického spektra, které nejsnadněji dosáhne povrchu Země. Tato dvě pozorování nejsou náhodná: lidské oči se vyvinuly tak, aby nejúčinněji viděly druhy vln, které přicházejí ze Slunce. Viditelné světlo účinně proniká do zemské atmosféry, kromě případů, kdy je dočasně blokováno mraky.

Mezi viditelným světlem a rádiovými vlnami jsou vlnové délky infračervený nebo tepelné záření. Astronom William Herschel poprvé objevil infračervené záření v roce 1800, když se pokoušel měřit teploty různých barev slunečního záření rozprostřených do spektra. Všiml si, že když náhodou umístil svůj teploměr za nejčervenější barvu, stále registroval ohřev kvůli nějaké neviditelné energii přicházející ze Slunce. Jednalo se o první narážku na existenci dalších (neviditelných) pásem elektromagnetického spektra, ačkoli by trvalo mnoho desetiletí, než by se vyvinulo naše plné porozumění.

Tepelná lampa vyzařuje většinou infračervené záření a nervová zakončení v naší pokožce jsou citlivá na toto pásmo elektromagnetického spektra. Infračervené vlny jsou absorbovány molekulami vody a oxidu uhličitého, které jsou koncentrovanější nízko v zemské atmosféře. Z tohoto důvodu se infračervená astronomie nejlépe provádí z vrcholů hor, vysoko letících letadel a kosmických lodí.

Po infračerveném záření přichází známý mikrovlnná trouba, používaný v krátkovlnné komunikaci a mikrovlnných pecích. (Vlnové délky se pohybují od 1 milimetru do 1 metru a jsou absorbovány vodní párou, což je činí účinnými při ohřívání potravin.) Předpona „mikro-“ označuje skutečnost, že mikrovlny jsou malé ve srovnání s rádiovými vlnami, další ve spektru . Možná si vzpomenete, že čaj - který je plný vody - se ve vaší mikrovlnné troubě rychle ohřívá, zatímco keramický šálek - ze kterého se při pečení odstranila voda - zůstane ve srovnání s chladem.

Jsou volány všechny elektromagnetické vlny delší než mikrovlny rádiové vlny, ale toto je tak široká kategorie, že ji obecně rozdělíme do několika podsekcí. Mezi nejznámější patří radarové vlny, které používají v radarových kanálech dopravní důstojníci ke stanovení rychlosti vozidla, a rádiové vlny AM, které byly jako první vyvinuty pro vysílání. Vlnové délky těchto různých kategorií se pohybují od více než metru do stovek metrů a další rádiové záření může mít vlnové délky až několik kilometrů.

S tak širokým rozsahem vlnových délek ne všechny rádiové vlny interagují s atmosférou Země stejným způsobem. Vlny FM a TV nejsou absorbovány a mohou snadno cestovat naší atmosférou. Rádiové vlny AM jsou absorbovány nebo odráženy vrstvou v zemské atmosféře zvanou ionosféra (ionosféra je vrstva nabitých částic v horní části naší atmosféry, produkovaná interakcemi se slunečním světlem a nabitými částicemi, které jsou vyhozeny ze Slunce).

Doufáme, že tento krátký průzkum ve vás zanechal jeden silný dojem: ačkoli viditelné světlo je to, co si většina lidí spojuje s astronomií, světlo, které vidí naše oči, je jen nepatrným zlomkem širokého spektra vln generovaných ve vesmíru. Dnes chápeme, že posuzování nějakého astronomického jevu pouze podle světla, které vidíme, je jako schovávat se pod stolem na velké večeři a hodnotit všechny hosty jen podle jejich bot. V každé osobě je toho mnohem víc, než se na první pohled zdá pod stolem. Je velmi důležité, aby se ti, kteří dnes studují astronomii, vyhýbali „šovinistům ve viditelném světle“ - respektovali pouze informace viděné jejich očima a ignorovali informace shromážděné přístroji citlivými na jiná pásma elektromagnetického spektra.

Tabulka shrnuje pásma elektromagnetického spektra a udává teploty a typické astronomické objekty, které emitují každý druh elektromagnetického záření. I když se vám zpočátku mohou zdát některé typy radiace uvedené v tabulce neznámé, s pokračováním kurzu astronomie je lépe poznáte. K této tabulce se můžete vrátit, když se dozvíte více o typech objektů, které astronomové studují.

Druhy elektromagnetického záření

Záření a teplota

Některé astronomické objekty vyzařují většinou infračervené záření, jiné většinou viditelné světlo a další většinou ultrafialové záření. Co určuje typ elektromagnetického záření vyzařovaného Sluncem, hvězdami a jinými hustými astronomickými objekty? Odpověď se často ukáže být jejich teplota.

Na mikroskopické úrovni je vše v přírodě v pohybu. Pevná látka se skládá z molekul a atomů v nepřetržitých vibracích: pohybují se tam a zpět na místě, ale jejich pohyb je příliš malý na to, aby je naše oči rozeznaly. Plyn se skládá z atomů nebo molekul, které volně létají vysokou rychlostí, neustále narážejí jeden do druhého a bombardují okolní hmotu. Čím teplejší je pevná látka nebo plyn, tím rychlejší je pohyb jejích molekul nebo atomů. Teplota něčeho je tedy měřítkem průměrné pohybové energie částic, které ji tvoří.

Tento pohyb na mikroskopické úrovni je zodpovědný za většinu elektromagnetického záření na Zemi a ve vesmíru. Jak se atomy a molekuly pohybují a kolidují nebo vibrují na místě, jejich elektrony vydávají elektromagnetické záření.Vlastnosti tohoto záření jsou určeny teplotou těchto atomů a molekul. Například v horkém materiálu jednotlivé částice vibrují na místě nebo se rychle pohybují při srážkách, takže emitované vlny jsou v průměru energičtější. A pamatujte, že vlny vyšší energie mají vyšší frekvenci. Ve velmi chladném materiálu mají částice atomové a molekulární pohyby s nízkou energií a vytvářejí tak vlny s nízkou energií.

Podívejte se na briefing NASA nebo 5minutové úvodní video NASA, kde se dozvíte více o elektromagnetickém spektru.

Zákony o záření

Abychom podrobněji porozuměli vztahu mezi teplotou a elektromagnetickým zářením, představíme si idealizovaný objekt zvaný a černé tělo. Takový objekt (na rozdíl od vašeho svetru nebo hlavy vašeho instruktora astronomie) neodráží ani nerozptyluje žádné záření, ale absorbuje veškerou elektromagnetickou energii, která na něj dopadá. Energie, která je absorbována, způsobuje, že atomy a molekuly v ní vibrují nebo se pohybují rostoucí rychlostí. Jak se ohřívá, bude tento objekt vyzařovat elektromagnetické vlny, dokud nebude absorpce a záření v rovnováze. Chceme diskutovat o takovém idealizovaném objektu, protože, jak uvidíte, hvězdy se chovají téměř stejně.

Záření z černého tělesa má několik charakteristik, jak je znázorněno na obrázku. Graf ukazuje energii vyzařovanou na každé vlnové délce objekty různých teplot. Ve vědě slovo Napájení znamená energii přicházející za sekundu (a obvykle se měří v wattů, které pravděpodobně znáte z nákupu žárovek).

Ilustrované zákony o záření.

Obrázek 3. Tento graf ukazuje v libovolných jednotkách, kolik fotonů se vydává při každé vlnové délce pro objekty při čtyřech různých teplotách. Vlnové délky odpovídající viditelnému světlu jsou znázorněny barevnými pruhy. Všimněte si, že při vyšších teplotách je emitováno více energie (ve formě fotonů) na všech vlnových délkách. Čím vyšší je teplota, tím kratší je vlnová délka, při které vyzařuje špičkové množství energie (toto se nazývá Wienův zákon).

Nejprve si všimněte, že křivky ukazují, že při každé teplotě vyzařuje náš objekt černého tělesa záření (fotony) na všech vlnových délkách (všechny barvy). Je to proto, že v jakémkoli pevném nebo hustším plynu některé molekuly nebo atomy vibrují nebo se pohybují mezi srážkami pomaleji než průměr a některé se pohybují rychleji než průměr. Když se tedy podíváme na emitované elektromagnetické vlny, najdeme široké spektrum energií a vlnových délek. Při průměrné rychlosti vibrací nebo pohybu (nejvyšší část každé křivky) je emitováno více energie, ale pokud máme velký počet atomů nebo molekul, bude určitá energie detekována na každé vlnové délce.

Zadruhé, všimněte si, že objekt při vyšší teplotě vydává více energie na všech vlnových délkách než chladnější. Například v horkém plynu (vyšší křivky na obrázku) mají atomy více srážek a vydávají více energie. Ve skutečném světě hvězd to znamená, že žhavější hvězdy vydávají více energie na každou vlnovou délku než hvězdy chladnější.

Za třetí, graf nám ukazuje, že čím vyšší je teplota, tím kratší je vlnová délka, při které je emitován maximální výkon. Pamatujte, že kratší vlnová délka znamená vyšší frekvenci a energii. Dává tedy smysl, že horké objekty vydávají větší část své energie na kratších vlnových délkách (vyšší energie) než chladné objekty. Možná jste pozorovali příklady tohoto pravidla v každodenním životě. Když je hořák na elektrickém sporáku zapnutý, vydává pouze teplo, které je infračerveným zářením, ale nesvítí viditelným světlem. Pokud je hořák nastaven na vyšší teplotu, začne svítit matně červeně. Při stále vyšším nastavení svítí jasnější oranžovo-červenou barvou (kratší vlnová délka). Při ještě vyšších teplotách, kterých nelze dosáhnout běžnými kamny, může kov vypadat zářivě žlutý nebo dokonce modrobílý.

Tyto nápady můžeme použít k vytvoření hrubého druhu „teploměru“ pro měření teplot hvězd. Protože mnoho hvězd vydává většinu své energie ve viditelném světle, je barva světla, která dominuje vzhledu hvězdy, hrubým ukazatelem její teploty. Pokud jedna hvězda vypadá červeně a druhá modře, která z nich má vyšší teplotu? Protože modrá je barva s kratší vlnovou délkou, je znamením žhavější hvězdy. (Všimněte si, že teploty, které ve vědě spojujeme s různými barvami, nejsou stejné jako ty, které používají umělci. V umění se červená často nazývá „horkou“ barvou a modrá „chladnou“ barvou. Podobně na faucetu běžně vidíme červenou barvu. nebo ovládací prvky klimatizace pro indikaci vysokých teplot a modré pro indikaci nízkých teplot. I když se jedná o běžné způsoby, které používáme v každodenním životě, v přírodě je to naopak.)

Můžeme vyvinout přesnější hvězdný teploměr měřením toho, kolik energie hvězda vydává na každé vlnové délce, a konstrukcí diagramů, jako je obrázek. Umístění špičky (nebo maxima) v křivce výkonu každé hvězdy nám může říci její teplotu. Průměrná teplota na povrchu Slunce, což je místo, kde vyzařuje záření, které vidíme, se ukazuje jako 5800 K. (V celém tomto textu používáme stupnici kelvinu nebo absolutní teploty. Na této stupnici voda zamrzá při 273 K a vaří při 373 K. Veškerý molekulární pohyb přestává při 0 K. Různé teplotní stupnice jsou popsány v příloze D.) Existují hvězdy chladnější než Slunce a hvězdy teplejší než Slunce.

Vlnovou délku, při které je emitován maximální výkon, lze vypočítat podle rovnice

Kde vlnová délka je v nanometrech (jedna miliardtina metru) a teplota je v K (konstanta 3 x 10 ^ 6 má jednotky nm × K). Tento vztah se nazývá Vídeňský zákon. Pro Slunce je vlnová délka, při které je emitována maximální energie, 520 nanometrů, což je blízko středu té části elektromagnetického spektra, která se nazývá viditelné světlo. Charakteristické teploty jiných astronomických objektů a vlnové délky, při kterých emitují většinu své síly, jsou uvedeny v tabulce.

Výpočet teploty černého těla

Můžeme použít Wienův zákon k výpočtu teploty hvězdy za předpokladu, že známe vlnovou délku intenzity píku pro její spektrum. Pokud má emitované záření z červeného trpaslíka vlnovou délku maximálního výkonu při 1200 nm, jaká je teplota této hvězdy za předpokladu, že se jedná o černé těleso?

Řešení

Řešení vídeňského zákona o teplotě dává:

Zkontrolujte své učení

Jaká je teplota hvězdy, jejíž maximální světlo vyzařuje při mnohem kratší vlnové délce 290 nm?

Jelikož tato hvězda má špičkovou vlnovou délku, která je na kratší vlnové délce (v ultrafialové části spektra) než naše Slunce (ve viditelné části spektra), nemělo by být překvapením, že její povrchová teplota je mnohem vyšší žhavější než naše Slunce.

Můžeme také popsat naše pozorování, že žhavější objekty vyzařují více energie na všech vlnových délkách v matematické formě. Pokud sečteme příspěvky ze všech částí elektromagnetického spektra, získáme celkovou energii emitovanou černým tělesem. To, co obvykle měříme od velkého objektu, jako je hvězda, je energetický tok, energie emitovaná na metr čtvereční. Slovo tok znamená zde „tok“: zajímá nás tok energie do oblasti (jako je oblast zrcadla dalekohledu). Ukazuje se, že tok energie z černého tělesa při teplotě T je úměrný čtvrtému výkonu jeho absolutní teploty. Tento vztah je znám jako Stefan-Boltzmann zákon a lze jej napsat ve formě rovnice jako

Kde F znamená tok energie a σ (řecké písmeno sigma) je konstantní číslo (5,67 × 10 -8).

Všimněte si, jak působivý je tento výsledek. Zvýšení teploty hvězdy by mělo obrovský vliv na sílu, kterou vyzařuje. Pokud by například Slunce bylo dvakrát tak horké - to znamená, že kdyby mělo teplotu 11 600 K - vyzařovalo by 244 neboli 16krát více energie než nyní. Trojnásobek teploty by zvýšil výstupní výkon 81krát. Horké hvězdy opravdu září obrovským množstvím energie.

Výpočet síly hvězdy

Zatímco energetický tok nám říká, kolik energie vyzařuje hvězda na metr čtvereční, často bychom rádi věděli, kolik celkové energie vyzařuje hvězda. Můžeme to určit vynásobením energetického toku počtem metrů čtverečních na povrchu hvězdy. Hvězdy jsou většinou sférické, takže můžeme použít vzorec 4πR 2 pro povrchovou plochu, kde R je poloměr hvězdy. Celkový výkon emitovaný hvězdou (který nazýváme „absolutní svítivostí“ hvězdy) lze zjistit vynásobením vzorce pro energetický tok a vzorce pro povrchovou plochu:


E

Země: Sluneční světlo odražené Zemí, které slabě dělá jinak temnou část Moonglow. Je to zvláště patrné během fází tenkého půlměsíce Měsíce.

Excentricita: Míra, o kolik se oběžná dráha odchyluje od kruhové polohy.

Zatmění: Událost předpovězená astronomií, k níž dojde, když stín planety nebo měsíce spadne na druhé tělo. Zatmění slunce nastane, když stín Měsíce dopadne na Zemi, což vidíme jako Měsíc blokující Slunce. Když stín Země dopadne na Měsíc, způsobí to zatmění měsíce.

Ekliptický: Cesta mezi hvězdami sledovaná Sluncem po celý rok. Měsíc a planety nikdy neodbočily daleko od ekliptiky.

Tlak ED: Tlak elektronové degenerace (EPD) je přímým důsledkem principu vyloučení kvantové mechaniky Pauliho a # 8217. Žádné 2 elektrony nemohou obsadit stejný kvantový stav. Pokud je tedy hmota komprimována do menších objemů prostoru, má to za následek vznikající tlak proti komprimaci.

Eddingtonův limit: Maximální svítivost, které může těleso dosáhnout tak, že existuje rovnováha mezi vnějším radiačním tlakem a vnitřním gravitačním kolapsem. Většina hvězd tohoto limitu nedosahuje a většinou se používá k vysvětlení ohromné ​​svítivosti černých děr a kvasarů.

Elipticita: V astronomii je elipticita měřítkem množství, o které se objekt, jako je planeta nebo galaxie, odchyluje od dokonalé sféry, známé také jako oblateness. Je to obvykle údaj o tom, jak rychle se tělo otáčí.

Prodloužení: Úhlová vzdálenost Měsíce nebo planety je od Slunce. Vnitřní planety Merkur a Venuše jsou nejlépe vidět při maximálním prodloužení, a jsou tedy nejvyšší nad obzorem před východem nebo po západu slunce.

Emisní potrubí: Je to spektrální čára, kterou dostaneme, když elektron, atom nebo molekula přecházejí ze stavu vyšší energie do stavu nižší energie. Každý prvek má své vlastní, velmi specifické spektrum emisní linie. To představuje hlavní část v oblasti astronomie.

Entropie: Termodynamická veličina představující nedostupnost tepelné energie systému pro přeměnu na mechanickou práci, často interpretovaná jako stupeň poruchy nebo náhodnosti v systému.

Ephemeris: Časový harmonogram s nebeskými souřadnicemi, který označuje, kde bude na obloze planeta, kometa nebo jiné těleso pohybující se ve vztahu k hvězdám v pozadí. Jeho množné číslo je efemeridy (vyslovuje se eff-uh-MEHR-ih-deez).

Rovnodennost: Dvakrát každý rok, poblíž 20. března a 22. září, kdy je Slunce v poledne přímo nad hlavou, jak je vidět ze zemského rovníku. V den rovnodennosti jsou den a noc stejně dlouhé.

Princip ekvivalence: Uvádí, že gravitační hmotnost tělesa se rovná jeho setrvačné hmotnosti. Osoba sedící v místnosti bez oken tedy nedokáže rozlišit černou a černou bytost na Zemi nebo v kosmické lodi v hlubokém vesmíru zrychlující rychlostí 9,81 m / s 2. To má aplikace v astrofyzice, zejména při vysvětlování gravitačního červeného posunu.

Úniková rychlost: Minimální rychlost potřebná k tomu, aby volný předmět unikl z gravitačního vlivu masivního těla.

Věčně se hroutící objekt (ECO): ECO je samo-gravitační koule ultra horké plazmy, která je stejně kompaktní jako černá díra, ale kvalitativně odlišná od skutečné černé díry. Termín poprvé vytvořil indický astrofyzik Abhas Mitra v roce 1998 a stále zůstává bez povšimnutí.

Horizont událostí: Ve hvězdné astrofyzice je horizont událostí definován jako hranice, z níž je nemožné, aby hmota a energie unikly gravitačnímu tahu černé díry. Je to místo, kde je úniková rychlost větší než rychlost světla.

Okulár: Část dalekohledu, do které se díváte. Zvětšení dalekohledu lze změnit pomocí okulárů s různými ohniskovými vzdálenostmi, kratší ohniskové vzdálenosti poskytují větší zvětšení. Většina okulárů má kovové hlavně, které mají průměr 1 palec, jiné standardní velikosti mají průměr 0,965 a 2 palce.

Exoplanety: Exoplaneta nebo extrasolární planeta je planeta mimo sluneční soustavu.

Exotická hvězda: Exotická hvězda je hypotetická hvězda, která se skládá z exotické hmoty jiné než protony, elektrony, neutrony a miony. Patří sem tedy kvarková hvězda, preonská hvězda, bosonová hvězda a planková hvězda. Všechny tyto hvězdy jsou teoretické a nebyly dokonce pozorovány žádné důkazy.


Viditelné spektrum

Viditelné světlo různých energií vnímáme jako odlišné barvy. Základní barvy viditelného spektra jsou definovány zhruba následovně, v pořadí zvýšení fotonové energie:

Název barvy Červené oranžový Žlutá Zelená Modrý Indigo fialový
Přibližný
Vlnová délka
700 nm 650 nm 600 nm 550 nm 500 nm 450 nm 400 nm

Pořadí těchto barev si můžete zapamatovat od nejnižší po nejvyšší energii pomocí: ROY G. BIV

Poznámka: Vlnové délky uvedené v tabulce výše jsou pouze přibližné.


AM Herculis

Exotická hvězda AM Herculis je jmenovec jmen „AM Her stars“ nebo „polars“, jedinečné třídy kataklyzmatických proměnných, ve kterých magnetické pole primární hvězdy (bílý trpaslík) zcela ovládá akreční tok systému. S objevem AM Her přichází objev „polarů“ a poučení, že i známé objekty odhalí vzrušující objevy, pokud k nim bude přistupováno správným způsobem. AM Her byla objevena v roce 1923 M. Wolfem v Heidelbergu v Německu během rutinního hledání proměnných hvězd. Poté byl uveden v seznamu Obecný katalog proměnných hvězd jako nepravidelná proměnná s rozsahem od 12. do 14. velikosti. Výpis zůstal jako takový až do roku 1976, kdy byly konečně odhaleny skutečné složitosti AM Her. Berg & amp Duthie z University of Rochester (1977) původně navrhli, že AM Her by mohla být optickým protějškem slabého rentgenového zdroje 3U 1809 + 50, který detekoval Uhuru, první Malý astronomický satelit. Poznamenali, že proměnná hvězda leží těsně mimo oblast jistoty, kde se věřil slabý zdroj rentgenového záření. Následně byla stanovena lepší poloha pro 3U 1809 + 50 a bylo prokázáno, že poloha zdroje rentgenového záření a proměnné hvězdy jsou stejné. Aby bylo možné prokázat, že tato pozorování pocházejí ze stejného zdroje, bylo zapotřebí více důkazů.

V květnu 1975 provedli Berg a Duthie první fotoelektrická pozorování AM Herculis. Zjistili, že světlo z AM Her „neustále bliká“. Tato rychlá variabilita světla byla pozorována u dvou dalších hvězd, které byly spojeny se zdroji rentgenového záření, takže tým byl optimistický v tom, že AM Her se ukáže jako optický protějšek 3U 1809 + 50.

V květnu 1976 se v astronomické komunitě rozšířila zpráva, že AM Herculis je důležitým objektem, který je třeba sledovat co nejpodrobněji. Chilský astronom S. Tapia z Arizonské univerzity měl přístup k polarimetru a používal ho k pozorování této hvězdy. Výsledky byly překvapivé. V srpnu 1976 objevil, že AM Her je obojí lineárně a kruhově polarizované (tyto koncepty jsou popsány dále v článku) na optické vlnové délky (Tapia 1977a). Detekce proměnlivé kruhové polarizace byla překvapivá, protože bylo známo, že existuje pouze u 9 dalších hvězd, všech magnetických bílých trpaslíků. Kruhová polarizace v AM Her znamenala přítomnost obrovského magnetického pole. To potvrdilo podezření, že AM Her byla optickým protějškem rentgenového zdroje. V důsledku toho se zrodila nová třída magnetických kataklyzmatických proměnných zvaná „AM Její hvězdy“ nebo „poláry“.

Magnetické kataklyzmatické proměnné

Objev AM Herculise představil novou skupinu vysoce magnetických hvězd skupině kataklyzmatických proměnných známých v té době. Kataklyzmatická proměnná je blízký binární systém s primárním bílým trpaslíkem a sekundárním červeným trpaslíkem. V důsledku vývoje systému ztrácí červená hvězda hlavní sekvence hmotu ve směru k primární a vytváří kolem bílého trpaslíka akreční disk. A magnetický kataklyzmatická proměnná se vyznačuje přítomností magnetického pole kolem bílé trpasličí hvězdy, které radikálně ovlivňuje celou povahu akrečního toku v systému. Kataklyzmatické proměnné jsou tedy rozděleny do dvou skupin, na nemagnetický skupina (trpasličí novy, novy podobné, opakující se novy pro další kontrolu nemagnetických CV, navštivte VSOTM pro SS Cyg, U Gem, Z Cam nebo RS Oph) a magnetická skupina (poláry). Magnetické kataklyzmatické proměnné jsou dále rozděleny do dvou tříd na základě síly jejich magnetických polí:

  1. Intermediate Polars (DQ Her stars)
    Mezilehlé poláry neboli hvězdy DQ Her (pojmenované podle prototypu DQ Her) ukazují síly magnetického pole kolem hvězdy bílého trpaslíka řádově 1–10 Mega Gauss. Tvoří se akreční disk, ale je magnetickým polem narušen v blízkosti bílé trpasličí (primární) hvězdy. Magnetosféra je ne dostatečně silné, aby synchronizovalo oběžné dráhy rotujícího bílého trpaslíka s oběžnou dobou systému (jak je vidět na hvězdách AM Her).
  2. Polars (AM Její hvězdy)
    Poláry neboli hvězdy AM Her (pojmenované podle prototypu AM Her) zobrazují síly magnetického pole řádově 10–100 Mega Gauss. Toto magnetické pole je tak silné, že brání tvorbě akrečního disku kolem bílého trpaslíka a uzamkne obě hvězdy dohromady, aby si navzájem vždy představovaly stejnou tvář. Bílý trpasličí hvězda se tedy točí stejnou rychlostí jako oba obíhají kolem sebe - a synchronní rotace to je charakteristická vlastnost hvězdy AM AM Her. (Asi 10% AM Její hvězdy jsou asynchronní, kde rotace bílého trpaslíka a oběžné dráhy jsou vypnuty

Model systému AM Her

Southern Lights a Shuttle Glow
Kredit: Posádka STS-39, NASA
Skupiny Aurora Australis září ve výšce 50 až 80 mil záře z motorů raketoplánu Discovery nalevo. Aurora je způsobena nabitými částicemi ze slunce, které směřují do zemské atmosféry na magnetických pólech, což je cesta podobná akrečnímu toku v pólech.

AM Její hvězdy jsou zvláště zajímavé ke studiu kvůli jejich silným magnetickým polím.V systému AM Her je magnetické pole kolem primárního bílého trpaslíka tak silné, že žádný akreční disk není schopen tvořit se jako v nemagnetických kataklyzmatických proměnných. Materiál ze sekundárního proudí směrem k primárnímu, dokud nedosáhne bodu, kde magnetické pole dominuje systému. V tomto okamžiku energie spojená s čáry magnetického pole je mnohem větší než energie objemového toku materiálu přicházejícího ze sekundární hvězdy, takže je materiál nucen následovat cestu stanovenou siločarami. Toto je obvykle dipolární vzor, ​​který je podobný konfiguraci získané rozptylem železných pilin kolem tyčového magnetu. Aby se tedy sledoval siločar, se akreční proud rozdělí na dvě části, jedna část směřuje k „severnímu“ magnetickému pólu a druhá k „jižnímu“ pólu. Polní čáry se sbíhají, když se blíží k bílému trpaslíkovi, stlačují proudy hmoty a tryskají je na drobné akreční skvrny poblíž pólů, jejichž poloměry jsou pouze

1/100 hvězdy bílého trpaslíka (Hellier 2001). Liller (1977) popisuje tryskání hmoty na magnetické póly bílého trpaslíka jako „superviolent tornádo“. Tok materiálu k magnetickým pólům je také podobný fenoménu polární záře na Zemi, kde sluneční částice vstupují do zemské atmosféry v těchto oblastech.

Materiál v této trychtýři neboli akreční koloně je směrován magnetickým polem směrem k bílému trpaslíkovi ve virtuálním volném pádu. Potenciální energie se přeměňuje na energii kinetickou a proud prudce naráží na bílého trpaslíka zhruba na

Úniková rychlost 3000 km / s. Ve výsledném akrečním šoku je kinetická energie přeměněna na rentgenové záření a vyzařována pryč. Magnetické kataklyzmatické proměnné emitují většinu své energie jako rentgenové záření a extrémní ultrafialové fotony (Hellier 2001).

Bylo zjištěno, že ve snaze získat pro tento systém konfiguraci s nejnižší energií se magnetické pole bílého trpaslíka často nakloní, takže jeden magnetický pól „směřuje“ ke směru, ze kterého proud přichází. Výsledkem je, že materiál teče přednostně na tento pólový materiál, který může stále proudit na druhý pól, ale pouze tím, že jde dlouhou cestu kolem a pouze zlomek materiálu to dokáže. Zatmění v systémech AM Her poskytují grafické znázornění této geometrie proudu. Světelné křivky prozrazují, že malé a tím rychle zastíněné akreční místo na magnetickém pólu vyzařuje zhruba polovinu celkového světla, druhá polovina vychází z prodlouženého proudu, který vstupuje a opouští zatmění postupně (Hellier 2001).

Pohled na světelnou křivku

Zdá se, že světelná křivka AM Her má temperament samotného nadřazeného tornáda. Na naší hvězdě je zjevně více než jeden zdroj záření. Lze předpokládat, že variace v AM Her patří do dvou skupin, dlouhodobých změn a krátkodobých změn. The dlouhodobé změny jsou charakterizovány existencí dvou různých stavů, jednoho stavu „aktivní“ nebo „zapnuto“, ve kterém svítivost kolísá kolem vizuální velikosti 13,0, a druhého stavu „neaktivní“ nebo „vypnuto“, kde jas zůstává přibližně 15,0 velikost (Hoffmeister et al 1985). Tyto dva stavy jsou považovány za výsledek aktivních a neaktivních rychlostí přenosu hmoty ze sekundární na primární hvězdu (Hessman et al 2000).

Křivka vizuálního světla AM Herculis z mezinárodní databáze AAVSO od srpna 1976 do března 2001.

Některé z krátkodobé jevy ve světelné křivce AM Her lze vysvětlit orbitálním pohybem binární soustavy s periodou 3,1 hodiny. Oběžná doba 3,1 byla objevena v AM Her díky zákrytovým změnám světla, silně proměnné lineární a kruhové polarizaci a periodickým změnám radiální rychlosti v liniích H a He (Hoffmeister et al 1985). Liller (1977) vysvětluje dva druhy optických variací spojených s orbitálním pohybem, ke kterým dochází v AM Her.

Nejprve je červená trpasličí hvězda zkreslena na vejčitou postavu přitažlivostí svého společníka, ke kterému směřuje dlouhá osa vejce. Když uvidíme soustředěný útok normální hvězdy, vypadá to o něco jasnější, než když skončí. Proto, jak se celý systém otáčí, existují dvě dlouhá maxima slabého jasu a dvě dlouhá mělká minima za období. Za druhé, někdy lze pozorovat kolísání jasu v důsledku zahřívání povrchu červené sekundární hvězdy rentgenovými paprsky emitovanými zhroucenou hvězdou. Toto „horké místo“ je pravidelně ztraceno z pohledu na odvrácené straně rotující normální hvězdy. Navíc krátkodobé variace světla popsané dříve jako „neustálé blikání“ nastávají v důsledku turbulentní povahy přenosu hmoty ze sekundární hvězdy na hvězdu bílého trpaslíka (Hellier 2001).

Polarizované světlo

Obr. 1 Elektron v systému AM Her krouží kolem linie magnetického pole a produkuje cyklotronovou emise. Zápočet: Hellier 2001

Název polární byl představen polskými astronomy Krzeminski a Serkowski (1977) pro AM Her a příbuzné objekty, kvůli silným a variabilním, lineárním a kruhovým polarizace ve světle těchto hvězd. Normální světlo se skládá z elektrických vektorů, které jsou uspořádány náhodně (vždy kolmo ke směru jízdy). Polarizované světlo, na rozdíl od normálního světla, se skládá z elektrických polí ve směru, který není náhodný. Pokud elektrické vektory sady fotonů směřují jedním směrem, pak se říká, že záření je lineárně polarizovaný.

Obr. 2 Když je siločára viditelná ze zdánlivého pohybu elektronů nahoru a dolů, vytvářejí fotony, které jsou lineárně polarizovány v tomto směru. Zápočet: Hellier 2001

AM Her zobrazuje lineární i kruhové polarizované světlo z následujícího důvodu. Ionizovaný materiál v AM Jej akrečním proudu nesleduje pouze linii magnetického pole, ale spirálovitě kolem linie pole (obrázek 1). Zvažte pohled na tuto stranu siločáru (Obrázek 2). Z tohoto hlediska se bude elektron spirálovitý kolem siločáry jevit jako oscilační kolmo na siločar. Fotony produkované tímto pohybem budou mít vždy elektrický vektor ve směru této oscilace, a tedy i světlo lineárně polarizovaný.

Obr. 3 Když se díváme přímo na siločáru, je zdánlivý pohyb kruhový a vytváří kruhově polarizované fotony. Zápočet: Hellier 2001

Nyní zvažte pohled na hlavu siločáru (Obrázek 3). Zdá se, že elektron krouží, a tak se elektrický vektor emitovaných fotonů (který sleduje pohyb elektronů) neustále otáčí a sleduje kruh. Takové světlo se říká kruhově polarizovaný.

Tudíž pohyb podél siločar paprsků lineárně polarizovaný světlo kolmé na siločar a kruhově polarizovaný světlo podél siločáry. Tento typ emise se nazývá cyklotronová emise, protože spirálovité elektrony emitují fotony, které vidíme. Protože emise cyklotronu může představovat až polovinu celkového světla hvězd AM Her, jsou to nejvíce polarizované objekty na obloze (Hellier 2001).

Pozoruji ji

Od doby, kdy byla AM Her původně uvedena jako záhadná „nepravidelná“ proměnná hvězda v roce 1975, to bylo jen něco málo přes dvě desetiletí. Od té doby se astronomové o AM Her toho dozvěděli tolik, že byli schopni vytvořit dobrý model pro novou třídu magnetických kataklyzmatických proměnných hvězd. Mnoho otázek bylo zodpovězeno korelací dat s více vlnovými délkami s optickými daty - pozorování AAVSO. Pozemní pozorování, jako jsou ta, kterými mohou amatérští astronomové přispět, byla a bude i nadále důležitým článkem pro pochopení této hvězdy. Systém tak násilný, jako je AM Her, nemůže v tomto stavu dlouho existovat, takže bude zajímavé sledovat, co se s ním stane v příštích několika desetiletích. AM Her je skvělým terčem pro pozorovatele CCD, kteří se zajímají, protože je obvykle vidět, že září kolem vizuální velikosti 13,0 až 15,0. AAVSO má k dispozici širokou škálu map, které vám pomohou najít AM Her na obloze. Publikovaná monografie AAVSO o AM Herculis také obsahuje dlouhodobou světelnou křivku, která zahrnuje více než 10 000 vizuálních pozorování AM Her od 177 pozorovatelů z celého světa.

Pro více informací

  • Hellier, C. Kataklyzmatické proměnné hvězdy: Jak a proč se měníSpringer, Praxis Publishing Ltd, Chichester, Velká Británie, 2001.
  • Hessman, F. V., Gansicke, B. T. a Mattei, J. A., „Historie a zdroj variací hromadného přenosu v AM Herculis“, Astron. Astrophys., 361, 952-958, 2000.
  • Hoffmeister, C., Richter, G. a Wenzel, W., Variable Stars, Springer-Verlag, Berlin, 1985.
  • Krzeminski, W. a Serkowski, K., „Extrémně vysoká kruhová polarizace AN Ursae Majoris“, Astophys. J., 216, L 45, 1977.
  • Liller, W. "Příběh AM Herculis", Obloha a dalekohled, 53, 351-354, 1977.

Tento měsíc Proměnlivá hvězda měsíce připravila Kate Davis, technická asistentka AAVSO, Web.


Měření Mléčné dráhy

Pokud se podíváte do kterékoli učebnice astronomie, někde najdete schéma Mléčné dráhy s rozměry: disk naší galaxie je o disku má asi 40 000 parseků = 40 kiloparseků = 40 kpc napříč a Slunce je asi 8 000 parcsec = 8 kpc od středu. Jak známe tyto dimenze?

Je možné pomocí paralaxy měřit vzdálenost do středu Mléčné dráhy? Nejlepší paralaxová měření ze satelitu Hipparcos mají přesnost asi 0,003 arcsekundy, což znamená, že astronomové mohou spolehlivě měřit vzdálenosti asi 100 ks .

Ani náhodou. Neexistuje způsob, jak použít Hipparcos k poznávání objektů v celé naší galaxii.

Ale počkej! Japonští astronomové používají interferometr VERA k měření polohy určitých malých shluků materiálu v hvězdotvorných mracích s velmi vysokou přesností. VERA kombinuje paprsky z radioteleskopů umístěných po celém Japonsku pomocí techniky zvané interferometrie.

Jak přesná jsou tato měření? Rozlišení dalekohledu je, jak si možná pamatujete, dané tímto vzorcem:

Ukázalo se, že vědci z VERA mohou měřit relativní polohy těchto zvláštních malých shluků - které ve skutečnosti fungují jako přírodní lasery! - ještě vyšší přesnost. Mohou měřit paralaxy s přesností asi 0,000 05 arcseconds, téměř stokrát lepší než Hipparcos. To znamená, že VERA může měřit vzdálenosti objektů v mnohem větší oblasti galaxie - přibližně do vzdálenosti 6000 ks.

Ale to STÁLE nestačí na to, abychom viděli odvrácenou stranu galaxie. Paralaxa nebude dělat svou práci. Naštěstí existují dva přístupy, které fungují na mnohem větší vzdálenosti. Pomocí těchto nepřímých metod se můžeme pokusit určit vzdálenosti v celé naší Galaxii (a dokonce i v dalších blízkých galaxiích).

  1. srovnání barevné velikosti hvězdokupy s teoretickými modely
  2. výběr speciálních typů pulzujících hvězd jako „standardních svíček“

Použití HR diagramu klastru k odhadu jeho vzdálenosti

Předpokládejme, že někde v naší Galaxii uvidíte hvězdokupu:

Pokud pořídíme snímky hvězdokupy přes filtry B i V, můžeme měřit magnitudy B a V každé hvězdy. Pak můžeme vytvořit barevný diagram klastru, například takto:

  • při jaké zjevné velikosti V opouštějí hvězdy hlavní sekvenci?
  • v jaké (B-V) barvě opouštějí hvězdy hlavní sekvenci?

Můžeme porovnat umístění bodu odbočky s HR diagramy na základě modelů hvězdné evoluce. Lionel Siess z Institutu d'Astronomie et d'Astrophysique je jedním z mnoha astronomů, kteří vytvářejí podrobné počítačové modely hvězd a sledují jejich vývoj v čase. Obrázek níže ukazuje (B-V) barvu a absolutní velikost V hvězd různého věku.

Můžete v těchto teoretických HR diagramech vybrat umístění bodu odbočky hlavní sekvence? Porovnáním bodu odbočky ve pozorovaných a teoretických diagramech můžete odhadnout dvě důležité vlastnosti klastru.

Použití pulzujících proměnných k odhadu vzdáleností

  1. známe vnitřní svítivost (absolutní velikost).
  2. pozorujeme to na obloze a měříme jeho zdánlivý jas (zdánlivou velikost)
  3. použijte zákon o inverzních čtvercích nebo rovnici velikosti a vzdálenosti a najděte vzdálenost

PROČ hvězdy pulzují? Prostřední část této prezentace se pokouší vysvětlit.

RR Lyrae hvězdy

Pokud pořídíte jediný snímek vzdálené hvězdokupy, uvidíte. banda hvězd.

Můžete měřit jas každé hvězdy v kupě. Pak máte spoustu čísel.

Pokud ale pořídíte druhý snímek hvězdokupy a poté třetí a další a další a další a změříte jas všech hvězd na všech obrázcích, POTOM objevíte něco zajímavého:

Většina hvězd zůstává stále stejná jasnost, ale malá část se mění, čím jasnější a slabší, jasnější a slabší.

  • vzor „prudkého vzestupu, postupného poklesu“ jasu
  • období asi půl dne
  • amplituda asi 1 velikosti
  • barva, která označuje teploty o něco teplejší než slunce

Říkáme této třídě proměnné hvězdy RR Lyraes, po jednom konkrétním členu, hvězda RR v souhvězdí Lyry.

A ještě jednu věc mají společnou: všechny produkují zhruba stejnou sílu. Podívejte se na velikosti souboru hvězd RR Lyrae v kupě zvané Draco (převzato z článku Bonanose a kol.):

Pokud vyzařují stejné množství světla, můžeme je použít jako standardní svíčky. Jediné, co musíme udělat, je zjistit jejich absolutní svítivost, a pak jsme nastaveni. Ukazuje se, že hvězdy RR Lyrae jsou podstatně silnější než Slunce. K hrubému přiblížení můžeme říci, že všechny mají

Jejich barvy se při pulzu mění, ale obvykle leží mezi (B-V) = +0,20 a (B-V) = +0,50.

Takže pomocí této absolutní velikosti můžete zjistit, jak daleko od Země je hvězda RR Lyrae?

Cefeidovy proměnné

  • lepší, protože jsou mnohem jasnější a lze je vidět na větší vzdálenosti
  • horší, protože ne všechny mají stejnou absolutní velikost

Ahoj! Jak můžeme použít cefeidy jako standardní svíčky, pokud nemají stejnou svítivost? Podívejte se na tento diagram, který ukazuje zdánlivou velikost hvězd v blízké galaxii zvaných LMC, vynesených jako funkce jejich období.


Díky skupině MACHO

  • Cefeidy mají na rozdíl od hvězd RR Lyrae širokou škálu období
  • Cefeidy mají na rozdíl od hvězd RR Lyrae širokou škálu velikostí

Existuje však spásná milost: absolutní velikost cefeidské proměnné hvězdy koreluje s jejím obdobím. Delší období znamená silnější hvězdy. To je obzvláště jasné, pokud člověk vykreslí velikost hvězd proti logaritmu jejich období:

Je možné vytvořit jednoduchou rovnici, která předpovídá absolutní velikost cefeidské hvězdy vzhledem k jejímu období. Jedna analýza naznačuje

Barvy cefeidů pokrývají celou řadu, vzhledem k jejich široké škále hmot a jejich variacím, které pulzují na hrubé přiblížení, rozpětí (B-V) = +0,5 až +1,0.

  1. fotografujte pole opakovaně
  2. najděte cefeidské hvězdy na základě jejich periodických variací
  3. měřit jejich periody a zdánlivé velikosti
  4. vypočítat jejich absolutní velikosti
  5. pomocí rovnice velikosti vzdálenosti zjistěte jejich vzdálenost

Je to trochu víc práce než pro hvězdy RR Lyrae, ale protože cefeidy jsou jasnější, můžete je použít k měření větších vzdáleností.

Vyzkoušejte: níže jsou některá měření jedné cefeidské hvězdy (delta Cephei, prototyp své třídy). Dokážete zjistit jeho vzdálenost od Země?

Pro více informací

  • První část této prezentace hovoří o projektu VERA.
  • Spoustu pozorovaných diagramů barevné velikosti pro kulové hvězdokupy najdete na webových stránkách HST diagramy barevné velikosti 74 galaktických globulárních hvězdokup v pásmech HST F439W a F555W. Díky G. Piotto!
  • Vzdálenost RR Lyrae od sférické galaxie Draco Dwarf poskytuje světelné křivky hvězd RR Lyrae v blízké galaxii
  • Skupina MACHO změřila světelné křivky tisíců proměnných hvězd v Magellanova mračnech a Mléčné dráze

Autorská práva a kopie Michael Richmond. Tato práce podléhá licenci Creative Commons License.


Může hvězda vyzařovat větší část svého celkového světla ve vizuálním rozsahu než Slunce - Astronomie

Jemný tisk: Následující komentáře jsou vlastnictvím toho, kdo je zveřejnil. Neneseme za ně žádnou odpovědnost.

Neříkám, že to byli mimozemšťané. (Skóre: 2)

Sterilní a roztříštěný. (Skóre: 2, Zajímavé)

Re: Sterilní a rozbité. (Skóre: 5, Zajímavé)

Myslím, že to velmi záleží. Bez silného magnetického pole by Země vypadala hodně jako Mars, přičemž by byla odfouknuta velká část její prastaré prvotní atmosféry. Dokážu si představit, že pokud jedna nebo více z těchto planet skutečně má silné magnetické pole, pak nechápu, jak je nepravděpodobné, že by nemohli ukrývat život. V tuto chvíli nemůžeme ani s vysokou mírou jistoty prohlásit, že Mars není hostitelem života.

Kamarát, to je jako trojitý zápor. (Skóre: 2, vtipné)

Nechápu, jak je nepravděpodobné, že by nemohli ukrývat život.

Citát dne! Musel jsem použít booleovskou algebru, abych odvodil váš skutečný význam.

Re: (Skóre: 2)

Páni, znovu to přečtěte, mluvte o neohrabanosti. Logicky a gramaticky správné, samozřejmě, ale Ježíši Kriste, jak se mi vůbec podařilo spojit tuto sadu slov dohromady. Au!

Re: (Skóre: 2)

Bakterie žijící pod zemí / pod vodou se moc nezajímají o záření nebo zemětřesení. Samozřejmě jsou to bakterie, takže s nimi nebudeme brzy vyměňovat porno nebo MP3.

Re: (Skóre: 2)

Re: (Skóre: 2)

Ale můžete se vsadit, že tam bude spousta vesmírných kadetů, kteří říkají, že bychom měli zahájit misi prozkoumat tyto planety podobné Zemi v naší intergalaktické zahradě. Nezáleží na tom, že současná technologie bude trvat desítky tisíc let, než se skutečně dostane tam a zpět při rychlostech, které teď dokážeme zvládnout.

Re: Sterilní a rozbité. (Skóre: 5, bystrý)

Mars první. Není třeba běhat, než se budete moci plazit.

Ačkoli zatím je naším rekordem plazit se na Měsíc, cítit hrdost, pak se plazit zpět dolů po naší díře a prohlásit, že zbytek vesmíru není tak dobrý.

Re: (Skóre: 2)

A díky čemu si myslíte, že zbytek vesmíru je 1. dobrý a 2. dosažitelný?

Náš dosud nejefektivnější systém pohonu (pokud jde o to, jaké zrychlení získáte pro množství použitého paliva), jsou plazmové / iontové motory. Pracují na elektrickou energii. Pokud provedete hrubé výpočty velikosti a hmotnosti kosmického plavidla s posádkou s dostatečnými opatřeními, aby bylo možné provést i krátký (řekněme přibližně 12 světelných let) výlet, samotné energetické požadavky motorů přesáhnou celkovou výrobní kapacitu světa

Re: Sterilní a rozbité. (Skóre: 5, informativní)

Chybí vám tam docela důležitý detail, díky kterému je váš nárok v podstatě nesmyslný: čas.

Již jsme spustili několik sond, které, kdybychom se rozhodli je správně zaměřit, by nakonec dosáhly blízkého hvězdného systému.Jistě, Voyager 1 by to vzal

17 900 let překonat 4,2ly na Proxima Centauri, ale bylo by to s nízkou spotřebou energie a mnohem méně účinnými pohonnými systémy.

Je pravda, že je to pravděpodobně příliš pomalé na to, aby někoho zajímal výlet, a energetické požadavky se dramaticky zvyšují, když cestujete rychleji, ale proto většina krátkodobých pravděpodobných spekulací předpokládá, že cestování mezi hvězdami (bez FTL) bude v generačních lodích - je to mnohem jednodušší problém k vyřešení, pokud jste ochotni na cestu trvat století nebo tři.

Samozřejmě to je dlouhá doba na udržení zdravého relativně malého uzavřeného ekosystému, takže bychom asi chtěli počkat, až budeme mít století nebo dvě zkušenosti s budováním a údržbou dlouhodobě životaschopných vesmírných stanic, než se o to vůbec pokusíme.

Také hovoříte o „celkové výrobní kapacitě světové elektrické sítě“, jako by to byl nějaký smysluplný ukazatel budoucí schopnosti výroby energie. Ve skutečnosti to však není ani nepatrný zlomek energie, kterou již dnes na Zemi přidáváme - CO2 uvolněný do atmosféry spalováním fosilních paliv zachycuje zhruba milionkrát více energie, než kolik vyprodukovala elektrárna.

Re: (Skóre: 2)

Nechápu, proč bychom museli poslat sondu s posádkou. Muži potřebují podporu života, prostor k životu, extrémní limity v silách G, extrémní stínění před zářením, ochranu před živly (myslím, že běh do trosek relativistickou rychlostí), a pravděpodobně prostředek k založení kolonie na druhé straně, což vše předpokládá na druhé straně je něco vhodného k založení kolonie.

Místo toho bychom tam mohli poslat robotické prozkoumání za řekněme 80 let (strávili jsme polovinu času zrychlením na rychlost světla, polovinu t

Re: (Skóre: 2)

Mluvím o * současném * stavu technologie. Pokud to uděláme * nyní *, co bychom mohli rozumně očekávat a uskutečnit cestu za méně než 50 let pomocí našeho nejúčinnějšího řešení, které je v současné době ve vývoji (nebo létání).

Existuje teorie, že dokud nedostaneme zpáteční časy až na 50 let nebo méně, neoplatí se to zkoušet .. Proč? Protože se očekává, že postupující technologie pravděpodobně umožní budoucí cesty vyšší rychlostí a mise využívající tuto extra rychlost pravděpodobně projdou předchozí misí v ro

Re: Sterilní a rozbité. (Skóre: 5, informativní)

Odkud berete „pár procent“?

V atmosféře je pouze 400 ppm CO2, takže 100 ppm představuje plně 25% z celkového množství.
Možná myslíte na skutečnost, že CO2 je jen pár procent celkové atmosféry? Ale to je do značné míry irelevantní, protože téměř všechny atmosférické plyny jsou zcela transparentní pro tepelné infračervené záření, a proto neposkytují vůbec žádnou izolaci. Kdyby to byly jediné věci v atmosféře, byla by Země stejně studená jako Měsíc (ve skutečnosti je chladnější Měsíc ve skutečnosti černouhelnou a tedy dobrým tepelným absorbérem)

Vodní pára, CO2 a metan jsou zodpovědné za drtivou většinu atmosférické izolace Země. Voda tvoří asi 0,4% atmosféry (většinou v malé nadmořské výšce), CO2 asi 0,04% atmosféry a metan 0,0002%.

Voda je zjevně největším přispěvatelem, ale nemůže se hromadit v atmosféře, protože prší, jak se zvyšuje koncentrace, takže při dané teplotě zůstává poměrně konstantní. Nestojí to za nic, protože funguje jako systém pozitivní zpětné vazby - čím je planeta teplejší, tím více se v atmosféře hromadí vodní pára a tím více tepla se bude zadržovat. Bude tedy mít tendenci extrémní změny globální teploty extrémně zvyšovat.

Metan je ve skutečnosti podstatně silnější skleníkový plyn než CO2 na libru, ale je ho tak málo, že stále zachycuje jen zlomek tolik tepla jako CO2. Za zmínku stojí také to, že se odhaduje, že lidé jsou zodpovědní za zhruba 2/3 globálních emisí metanu - na této frontě také tvrdě pracujeme.

Což zanechává CO2 jako jakýsi „termostat“ - více CO2 vede k teplejší planetě a rychlejšímu růstu rostlin, což vytáhne CO2 z atmosféry, což vede k chladnější planetě a pomalejšímu růstu rostlin, což umožňuje CO2 hromadit se znovu v atmosféře. je to samostabilizační systém, který osciluje kolem nějakého „průměrného“ bodu, dokud jej něco nenaruší - například vypouštění uhlíku do atmosféry, která byla po miliony let uzamčena pod zemí.

Jaký rozdíl může udělat několik procent? Pojďme udělat hrubou matematiku. Řekněme, že CO2 je zodpovědný za přibližně 10% celkové „izolace“ skleníkových plynů (netuším, ale tvoří asi 10% celkových skleníkových plynů v atmosféře, takže to vypadá jako dobrý odhad). Zvýšení o 100 ppm by tedy bylo odpovědné za přibližně 2,5%. To znamená, že Země se bude muset dostatečně zahřát, aby vyzařovala o 2,5% více tepla, aby vrhla stejné množství energie přes izolaci, aby obnovila energetickou rovnováhu a přestala se zahřívat. Množství vyzařovaného tepla je úměrné čtvrtému výkonu teploty, takže 2,5% zvýšení sálavého tepla se promítne do. 1,025 ^ (1/4) = 1,006. zvýšení teploty o 0,6%. Země má v současné době v průměru asi 61 F, což je v absolutních číslech 289 K, a 0,6% nárůst z toho se promítá na 1,8 K, což je asi 3,2 F.

Zvýšení o tři stupně nezní úplně strašně katastroficky, ale to předpokládá, že se nic jiného nezmění, což však není pravda.
Nejprve, když se věci zahřejí, budeme mít ve vzduchu více vodní páry, což dále zvyšuje množství izolace.
Ještě dramatičtější je, že oteplování není rovnoměrné - póly se ohřívají mnohem rychleji než zbytek planety, což znamená, že lesklá bílá ledová „zrcadla“, která v současné době odrážejí sluneční světlo zpět do vesmíru, než je absorbována, jsou nahrazena temnými slunečními paprsky. voda. To znamená, že planeta absorbuje více energie ze slunce a bude se ohřívat ještě dále, dokud nevyzařuje veškerou tuto extra energii také zpět do vesmíru.

A samozřejmě je třeba se vypořádat s rostoucími oceány: voda má koeficient expanze 0,00012 / * F a oceány mají průměrnou hloubku asi 12 100 stop. 12 100 stop x 3,2 * F x 0,00012 / * F = 4,65 stop. Takže i bez roztavení ledovců by oceán tolik stoupal. Což možná nezní příliš hrozně, ale něco jako 90% světové populace žije do 10 stop od hladiny moře. To bude b


Podívejte se na video: TOP 10 Největších hvězd v kosmu (Listopad 2022).