الفلك

تقدير درجة حرارة النجوم

تقدير درجة حرارة النجوم


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.

لدي مهمة ، حيث من المفترض أن أقوم بتقدير درجة حرارة النجم بطريقتين مختلفتين على الأقل ، وتحديد أي من الأساليب يعطي التقدير الأكثر موثوقية. كل ما يتم تقديمه هو سطوع النجم عند بعض الأطوال الموجية العشوائية. تتمثل إحدى طرق التقدير في العثور على ذروة السطوع من البيانات ، واستخدام الطول الموجي المقابل مثل ذروة الطول الموجي والحل

$$ T = frac {b} { lambda_ {max}} $$

إذن لدي 20 طول موجي مختلف ، تتراوح من 90 نانومتر إلى 1000 نانومتر. كيف يمكن للمرء أن يذهب إلى تقدير T من طيف الجسم الأسود؟ هل يجب أن أرسم رسمًا بيانيًا بأطوال موجية معينة وأجرّب قيمًا مختلفة لـ T حتى تناسب البيانات؟

ومع ذلك ، لا يمكنني التفكير في أي طرق أخرى مع القليل من البيانات.


  1. استخدم قانون النزوح في فيينا - كما تقترح.

  2. لنفترض أن الطيف الذي حصلت عليه يشتمل على كل التدفق من النجم تقريبًا. قد يكون هذا جيدًا ، طالما أن التدفق يتجه نحو أعداد صغيرة في كل طرف من طرفي الطيف؟ إذا كان الأمر كذلك ، فيمكنك استخدام الشكل المستقل لدرجة الحرارة لدالة الجسم الأسود لتقول إن جزءًا ثابتًا من التدفق موجود أسفل طول موجي يعتمد فقط على درجة الحرارة. هذه نسخة أكثر صرامة من قانون فيينا.

على سبيل المثال ، يجب أن يقع 50٪ من التدفق تحت الطول الموجي لـ 4107 دولار / تي $ mu $م.

وهكذا تقوم بتلخيص 20 نقطة ، باستخدام قاعدة Simpson أو قاعدة Trapezium إذا كانت متباعدة بشكل غير متساو أو بها فجوات. ثم تحسب مقدار التدفق حتى الطول الموجي لكل نقطة من نقاط الطول الموجي على التوالي. عندما تصل إلى المستوى الذي يكون فيه 50٪ من التدفق الإجمالي تحته ، تكون درجة الحرارة 4107 دولار / لامدا دولار، أين $ لامدا $ في داخل $ mu $م.

من حيث المبدأ ، تعد الطريقة الثانية أكثر قوة ، لأنك تحاول دائمًا العثور على ملف فعال درجة الحرارة - وهي درجة حرارة الجسم الأسود التي تعطي نفس الملاحظة مدمج تدفق. نظرًا لأن الطريقة 2 هي طريقة متكاملة ، فهي أقل حساسية للشكل التفصيلي للطيف. وهو أمر جيد ، لأن النجوم ليست أجسادًا سوداء.

في المقابل ، فإن الطريقة الأولى تحت رحمة مدى قرب الطيف من الجسم الأسود.

هناك مشكلة محتملة في الطريقة 2. على الرغم من ذلك ، هي أن الطيف الخاص بك لا يحتوي على كل التدفق. في هذه الحالة ، ستكون درجة حرارتك مبالغًا فيها (بافتراض أن التدفق المفقود يكون طويلاً بمقدار 1000 نانومتر).


قياس درجة حرارة النجوم الحمراء العملاقة بدقة

النجوم الحمراء العملاقة هي فئة من النجوم التي تنتهي بحياتهم في انفجارات سوبر نوفا.

دورات حياتها غير مفهومة تمامًا ، ويرجع ذلك جزئيًا إلى الصعوبات في قياس درجات الحرارة. لأول مرة ، طور علماء الفلك طريقة دقيقة لتحديد درجات حرارة سطح الكواكب العملاقة الحمراء.

تأتي النجوم في مجموعة كبيرة من الأحجام والكتل والتركيبات. تعتبر شمسنا عينة صغيرة نسبيًا ، خاصة عند مقارنتها بشيء مثل منكب الجوزاء المعروف باسم العملاق الأحمر. النجوم العملاقة الحمراء هي نجوم تزيد كتلتها عن تسعة أضعاف كتلة شمسنا ، وكل هذه الكتلة تعني أنه عندما تموت فإنها تفعل ذلك بشراسة شديدة في انفجار هائل يُعرف باسم المستعر الأعظم ، ولا سيما ما يُعرف باسم المستعر الأعظم من النوع الثاني.

المستعرات الأعظمية من النوع الثاني تزرع الكون بعناصر أساسية للحياة ، لذلك يحرص الباحثون على معرفة المزيد عنها. في الوقت الحاضر لا توجد طريقة للتنبؤ بدقة بانفجارات المستعر الأعظم. تكمن إحدى قطع هذا اللغز في فهم طبيعة الكواكب العملاقة الحمراء التي تسبق المستعرات الأعظمية.

على الرغم من حقيقة أن النجوم العملاقة الحمراء شديدة السطوع ومرئية من مسافات بعيدة ، إلا أنه من الصعب التأكد من الخصائص المهمة المتعلقة بها ، بما في ذلك درجات حرارتها. ويرجع ذلك إلى الهياكل المعقدة للغلاف الجوي العلوي مما يؤدي إلى تناقضات في قياسات درجة الحرارة التي قد تعمل مع أنواع أخرى من النجوم.

قال طالب الدراسات العليا دايسوكي تانيجوتشي من قسم علم الفلك بجامعة طوكيو: "من أجل قياس درجة حرارة الكواكب العملاقة الحمراء ، نحتاج إلى إيجاد خاصية مرئية أو طيفية لم تتأثر بغلافها الجوي المعقد". "كانت التوقيعات الكيميائية المعروفة بخطوط الامتصاص هي المرشحة المثالية ، ولكن لم يكن هناك خط واحد يكشف درجة الحرارة وحدها. ومع ذلك ، من خلال النظر إلى نسبة خطين مختلفين ولكن مرتبطين - خط الحديد - وجدنا أن النسبة نفسها مرتبطة لدرجة الحرارة. وفعلت ذلك بطريقة متسقة ويمكن التنبؤ بها ".

لاحظ تانيجوتشي وفريقه النجوم المرشحة بأداة تسمى WINERED والتي ترتبط بالتلسكوبات من أجل قياس الخصائص الطيفية للأجسام البعيدة. قاموا بقياس خطوط امتصاص الحديد وحساب النسب لتقدير درجات حرارة كل نجم. من خلال الجمع بين درجات الحرارة هذه مع قياسات المسافة الدقيقة التي حصل عليها مرصد جايا الفضائي التابع لوكالة الفضاء الأوروبية ، قام الباحثون بحساب لمعان النجوم أو قوتها ، ووجدوا أن نتائجهم تتفق مع النظرية.

قال تانيجوتشي: "لا يزال لدينا الكثير لنتعلمه عن المستعرات الأعظمية والأجسام والظواهر ذات الصلة ، لكنني أعتقد أن هذا البحث سيساعد علماء الفلك على ملء بعض الفراغات". "النجم العملاق Betelgeuse (على كتف Orion) يمكن أن يتحول إلى مستعر أعظم في حياتنا في عامي 2019 و 2020 ، سيكون خافتًا بشكل غير متوقع. سيكون من الرائع إذا تمكنا من التنبؤ بما إذا كان من الممكن حدوث مستعر أعظم ومتى. آمل أن تساهم تقنيتنا الجديدة في هذا السعي وأكثر ".


ستارلايت

استخدم إسحاق نيوتن المنشور لتقسيم الضوء الأبيض إلى ألوان مختلفة. يستخدم علماء الفلك مقياس الطيف الذي يستخدم نفس المبدأ لدراسة التركيب الكيميائي للنجم ودرجة حرارته وحتى سرعته بعيدًا عن الأرض أو باتجاهها.

إذا استخدمنا تجربة نيوتن ، باستخدام غرفة مظلمة ، ورق مقوى بداخلها شق ومنظار ، يمكننا أن نرى أن مصدرين مختلفين للضوء ، سواء كانت الشمس أو شمعة أو مصباح طاولة ، سينتجان طيفًا مختلفًا من الألوان.

عندما ننظر إلى نجوم مختلفة باستخدام مقياس طيف يمكن ربطه بالتلسكوب ، سنرى طيفًا مختلفًا.

يمكننا معرفة الذرات الموجودة في النجم بخطوط ملونة مختلفة في الطيف. وتسمى هذه الخطوط الطيفية. بعض الخطوط مظلمة وتسمى خطوط الامتصاص. هذه تظهر ما تمتصه الذرات من الضوء. بعض الخطوط ساطعة وتسمى خطوط الانبعاثات. هذه تظهر ما تنبعث منه الذرات من الضوء.

على سبيل المثال ، إذا كانت هناك خطوط أغمق تُظهر الهيدروجين وخطوطًا ساطعة تُظهر الهيليوم ، فيمكننا القول إن النجم قد انتهى من حرق الهيدروجين الخاص به وبدأ في حرق الهيليوم. العملاق الأحمر يناسب هذا الدليل.

يمكننا تقدير درجة حرارة سطح النجم. من خلال قياس توزيع درجة الحرارة على مدى فترة طويلة ، يمكننا حتى تقدير البقع الشمسية أو دورة النجوم. من الطيف النجمي يمكننا أيضًا تحديد ثورة النجم بنفس الطريقة التي نستخدم بها مقياس الطيف لقياس الدوران التفاضلي لشمسنا.

يمكننا قياس السرعة الشعاعية للنجوم. من خلال قياس المسافة بين خطوط طيفية معينة ، يمكننا قياس الطول الموجي لها ، ويمكننا معرفة ما إذا كانت تظهر انزياحًا أحمر (تظهر الأطوال الموجية الأطول أنها تتحرك بعيدًا عنا) أو التحول الأزرق (تظهر الأطوال الموجية الأقصر أنها تتحرك نحونا). .

عندما ننظر إلى طيف ثنائي يمكن أن يمثل مشاكل لنا كما سنرى الطيف المشترك لكلا النجمين. مطلوب دقة كبيرة لدراسة الأجزاء المختلفة.


تقدير درجة حرارة النجوم - علم الفلك

علم الفلك والفيزياء الفلكية

في إعداد هذه التجربة لعلم الفلك البصري ، نستخدم تلسكوبًا عالي الدقة ومقياسًا ضوئيًا رقميًا وأجهزة مقترنة بالشحن (CCDs). الملاحظات الرئيسية في نطاق 400 نانومتر إلى 700 نانومتر الطول الموجي. يمكن أيضًا استخدام نفس المعدات لرصد الأشعة فوق البنفسجية القريبة والأشعة تحت الحمراء.

تم تصميم التجارب لممارسة رصد الأجرام السماوية باستخدام التلسكوب وأجهزة القياس الفلكية الأخرى. دراسة علم الفلك بالتجارب المباشرة ليست دائمًا ممكنة ، لأن خصائص الكون البعيد غير معروفة في الغالب. ومع ذلك ، يتم تعويض هذا جزئيًا من خلال حقيقة أن علماء الفلك لديهم عدد كبير من الأمثلة المرئية للظواهر النجمية التي يمكن فحصها. يسمح ذلك برسم بيانات المراقبة على الرسوم البيانية والاتجاهات العامة المسجلة. يمكن استخدام الأمثلة القريبة لظواهر معينة ، مثل النجوم المتغيرة ، لاستنتاج سلوك الممثلين البعيدين. يمكن بعد ذلك استخدام هذه المقاييس البعيدة لقياس الظواهر الأخرى في ذلك الحي ، بما في ذلك المسافة إلى المجرة.

لتقدير درجة حرارة نجم صناعي عن طريق القياس الضوئي

دراسة خصائص كاميرا CCD

لدراسة تأثير سواد الأطراف الشمسية

محاذاة قطبية لتلسكوب فلكي

لتقدير الحجم النسبي لمجموعة من النجوم

لدراسة انقراض الغلاف الجوي للألوان المختلفة

لدراسة درجة الحرارة الفعالة للنجوم بواسطة القياس الضوئي BV

لتقدير سطوع سماء الليل بمقياس الضوء

لتقدير المسافة إلى القمر بطريقة اختلاف المنظر

لتقدير المسافة إلى متغير Cepheid

لدراسة تنوع النجوم من نوع دلتا سكوتي

لدراسة تنوع ثنائيات RS CVn

استقطاب النهار / ضوء القمر تشتت رايلي

مقاريب هولمارك نيوتونية العاكسة الموصى بها للقياسات النجمية

الموديل: HO-AAP-SV315 تلسكوبات عاكسة

تلسكوب نيوتوني آلي 300 مم ضياء 1500 مم FL

البصريات: بصريات عالية الأداء خالية من الحيود

الطلاء: طلاء الألمنيوم المعدني مع طبقة SiO فوق طبقة من أجل المتانة

الحركة: مسح آلي أفقي ورأسي

Fetaures إضافية: عجلة المرشح مع مرشحات ND ، وحامل مرشح الألوان ، ووحدة توجيه الليزر لتدرج LIDAR للأعلى وتحديد النجوم (DPSS Laser) ، وبرامج المسح مع مجموعة تطوير البرامج (يمكن تنفيذ Visual C ++ [MatLAB و LAB View Command]) إلخ.

الموديل: HO-AAP-SV418 تلسكوبات عاكسة

تلسكوب نيوتوني آلي 400mm Dia 1800mm FL

البصريات: بصريات عالية الأداء خالية من الحيود

الطلاء: طلاء الألمنيوم المعدني مع طبقة SiO فوق طبقة من أجل المتانة

الحركة: مسح آلي أفقي ورأسي

Fetaures إضافية: عجلة المرشح مع مرشحات ND ، وحامل مرشح الألوان ، ووحدة توجيه الليزر لتدرج LIDAR للأعلى وتحديد النجوم (DPSS Laser) ، وبرامج المسح مع مجموعة تطوير البرامج (يمكن تنفيذ Visual C ++ [MatLAB و LAB View Command]) إلخ.

الموديل: HO-AAP-SV522 تلسكوبات عاكسة

500mm Dia 2200mm FL تلسكوب نيوتوني آلي

البصريات: بصريات عالية الأداء خالية من الحيود

الطلاء: طلاء الألمنيوم المعدني مع طبقة SiO فوق طبقة من أجل المتانة

الحركة: مسح آلي أفقي ورأسي

Fetaures إضافية: عجلة المرشح مع مرشحات ND ، وحامل مرشح الألوان ، ووحدة توجيه الليزر لتدرج LIDAR للأعلى وتحديد النجوم (DPSS Laser) ، وبرامج المسح مع مجموعة تطوير البرامج (يمكن تنفيذ Visual C ++ [MatLAB و LAB View Command]) إلخ.


مقياس الضوء النجمي ذو الحالة الصلبة

يمكن ملاحظة مجموعة متنوعة من البيانات لكل كائن. تحدد إحداثيات الموقع موقع الجسم على السماء باستخدام تقنيات علم الفلك الكروي ، ويحدد الحجم سطوعه كما يُرى من الأرض. ينتج عن السطوع النسبي في أجزاء مختلفة من الطيف معلومات حول درجة حرارة الجسم وفيزياءه. تسمح صور الأطياف بفحص كيمياء الجسم.

يتم استخدام مقياس الضوء النجمي ذو الحالة الصلبة عالي الدقة لقياس درجة حرارة النجوم ، وسطوع سماء الليل ، دراسة النجوم المتغيرة وما إلى ذلك. يمكن توصيله مباشرة بالتلسكوب. جميع الإلكترونيات ، بما في ذلك الكاشف ، ومضخم القياس الكهربائي ، وإلكترونيات تحويل الجهد إلى التردد ، والشاشة الرقمية موجودة في وحدة واحدة يسهل التعامل معها. هذا النموذج Stellar Photometer يجعل مفهوم "المرصد المحمول" حقيقة واقعة. بمساعدة تلسكوب كبير يمكننا إجراء قياسات دقيقة وذات مغزى للنجوم المتغيرة. يمكن إجراء التجارب التالية باستخدام HO-ED-AAP-SM02.


6.1 ميجابيكسل 1.8 "كاميرا CCD مبردة

تستكشف هذه التجربة الطريقة التي يتشتت بها الجسيمات الضوء وتوضح تأثير الاستقطاب. من خلال تركيز الضوء على كاشف الصور ، يمكننا قياس زاوية استقطاب الضوء المنتشر بدقة. ينتج عن تشتت الضوء بواسطة الجزيئات المعلقة في الماء ضوءًا مستقطبًا خطيًا في المستوى المتعامد مع الضوء الساقط. كما هو موضح في الشكل ، إذا كانت الشحنات في الجزيء تتأرجح على طول المحور y ، فلن تشع على طول المحور نفسه. لذلك ، عند 90 درجة من اتجاه الحزمة ، يكون الضوء المنتثر مستقطبًا خطيًا.

تحديد درجة حرارة النجم الاصطناعي عن طريق القياس الضوئي

درجة حرارة اللون هي إحدى سمات الضوء المرئي الذي له تطبيقات مهمة في الفيزياء الفلكية. تستخدم تقنية القياس الضوئي BV لتحديد درجة حرارة النجم الاصطناعي (مصباح الهالوجين التنغستن). تؤخذ قيمة BV للجهود المختلفة للتجربة. يتم تحديد درجة حرارة اللون بشكل تقليدي في وحدة درجة الحرارة المطلقة ، كلفن ، برمز الوحدة K.

التين. الإعداد التجريبي لتحديد درجة حرارة نجم اصطناعي عن طريق قياس الضوء.

نهج الخصوصية | الأحكام والشروط

سياسة الخصوصية & مرات

نحن منظمة مكرسة لتصميم وتطوير وتصنيع البصريات وميكانيكا البصريات والمنتجات التعليمية وأجهزة تحديد المواقع.

لدينا قدرات بنية تحتية داخلية لجميع العمليات التي ينطوي عليها تصنيع منتجاتنا. هذا يساعدنا على التحكم الكامل في الجودة في منتجاتنا وخدماتنا.

تتمثل كفاءتنا الأساسية في تطوير النماذج الأولية والإنتاج المنخفض الحجم للأجهزة والأنظمة البصرية والميكانيكية حيث تكون العمالة الماهرة هي المدخل الرئيسي. يتيح لنا موقعنا في الهند أن نكون الأكثر فعالية من حيث التكلفة في مجال النشاط هذا مقارنة بأي شركة أخرى في العالم.

المنتجات الموصوفة في هذا الموقع لا تشكل سوى العناصر القياسية التي نصنعها للبحث والسوق الصناعي. يتمثل أحد أنشطتنا الرئيسية في سوق تصنيع المعدات الأصلية حيث نقوم بتطوير وتوريد أجهزة بصرية ميكانيكية منخفضة الحجم وتحديد المواقع وفقًا للتصميم المخصص. نتعهد أيضًا بالتصنيع التعاقدي للمنتجات الميكانيكية البصرية بمواصفات قياسية ومخصصة.

نحاول تحسين جودة منتجاتنا لكل شحنة نرسلها. يمكن لعملائنا توقع الحصول على منتجات أفضل في كل مرة يتم فيها تقديم طلب شراء معنا.

قوتنا هي رضا عملائنا في جميع أنحاء العالم. نطلب دعمكم المستمر في سعينا لخدمتكم بشكل أفضل.

نحن نقدر التعليقات على منتجاتنا وخدماتنا. يرجى مراسلتنا على [email protected]

نشكرك على تخصيص بعض الوقت لزيارة موقعنا على شبكة الإنترنت وننتظر الفرصة لتكون في خدمتك في المستقبل القريب.

مع أطيب التمنيات والتحيات ،

الموظفين وإدارة أمبير ،
Holmarc Opto-Mechatronics Pvt.Ltd.

ب 7. ، H.M.T. المنطقة الصناعية H.M.T. ص
كالاماسيري ، كوتشي - 683503 ، ولاية كيرالا ، الهند.
رقم الدكتوراه: 91-484-2540075 | فاكس: 91484 2540885

الأحكام والشروط & مرات

طلبات الشراء: يتم قبول طلبات الشراء المكتوبة والمرسلة بالفاكس والبريد الإلكتروني. تتطلب جميع الطلبات تأكيدًا كتابيًا فوريًا.

ضمان المنتج: ضماننا لجميع مكوناتنا وأنظمتنا الميكانيكية هو عام واحد من تاريخ الشحن. سيتم إجراء الإصلاح أو الاستبدال مجانًا للمنتجات التي بها عيوب في المواد والتصنيع خلال هذه الفترة. بالنسبة للمكونات البصرية الخاصة بنا ، فإن ضماننا هو 30 يومًا من تاريخ الشحن. سيتم استبدال العناصر المعيبة مجانًا. يجب على العميل الإبلاغ عن أي خلل في المكونات البصرية خلال 48 ساعة من الاستلام. بالنسبة لجميع عمليات استبدال الضمان ، يُطلب بيان مكتوب بتوقيع معتمد يشير إلى سبب رفض إرفاق تقارير الاختبار لمرافقة الأجزاء المرتجعة. يجب إرجاع جميع العناصر المعيبة في حاوية الشحن الأصلية الخاصة بها في غضون 10 أيام من تاريخ الشحن.

الاقتباسات: جميع عروض الأسعار صالحة لمدة 90 يومًا من تاريخ الإصدار.

دفع: 100٪ دفعة مقدمة قبل الإرسال. يجب على العملاء الذين يدفعون عن طريق التحويل الإلكتروني الدولي دفع جميع الرسوم المصرفية مسبقًا بما في ذلك جميع الرسوم التي تفرضها البنوك المراسلة أو الوسيطة.

الشحن و التسليم: ستكون تكاليف الشحن والرسوم الجمركية وأي ضرائب هبوط (إذا) وما إلى ذلك إضافية. تاريخ التسليم هو مجرد تقدير ولن نتحمل أي مسؤولية عن عمليات التسليم المتأخرة أو الجزئية. يجوز لنا رفض أي طلب لأي سبب من الأسباب. عادة ما يتم شحن عناصر الكتالوج على الفور من المخزون. في حالة نفاد العناصر من المخزون ، يتم تحديد تاريخ التسليم المقدر في وقت الطلب. يمكن شحن معظم العناصر في غضون 45 يومًا.

التركيب: يمكن توفير التثبيت في الموقع لمعداتنا على حساب المشتري.

تحديد: تحتفظ HOLMARC بالحق في تعديل أو تغيير أو تحسين جميع العناصر في مواصفات الكتالوج دون إشعار مسبق.

الضرائب: نقوم بتحصيل ضريبة المبيعات العامة على الشحنات ، ما لم يزودنا المشتري بشهادة الإعفاء من ضريبة المبيعات الرسمية الموقعة مع الطلب. تخضع عمليات الشراء التي تتم خارج منطقتنا لضريبة المبيعات / الاستخدام الحكومية أو المحلية ، إن وجدت ، والضرائب الأخرى المستحقة بسبب هذه المعاملة.

الإصلاحات: إذا كانت وحدتك خارج الضمان ولكنها بحاجة إلى الإصلاح ، فيرجى الاتصال بنا للحصول على التفاصيل المتعلقة بالتلف.


تقدير درجة حرارة النجوم - علم الفلك

ما نوع النجوم الموجودة هنا؟

نجم في هذه المنطقة من مخطط Hertzsprung-Russell لديه درجة حرارة تقارب 4000 كلفن (4000 كلفن) ، لمعان أخف مائة مرة من لمعان الشمس (0.01 & # 215 لتر) ، ونصف قطره ثلث ذلك من الشمس (R = 0.3 & # 215 R). يقع هذا النجم على طول التسلسل الرئيسي ، حيث توجد معظم النجوم (بما في ذلك الشمس). تشير درجة الحرارة المنخفضة إلى ألوان حمراء تمامًا.

حاول قراءة قيم L و T و R بنفسك من الرسم التخطيطي. هل تقدر قيم لمعان ، ودرجة حرارة ، وحجم النجم مماثلة لتلك المذكورة أعلاه؟

تختلف الخصائص الأساسية للنجوم التي تقع على طول التسلسل الرئيسي عن بعضها البعض بطرق يمكن التنبؤ بها. كلها متجمعة بإحكام حول خط مركزي يمتد أسفل منتصف مخطط هيرتزبرونج-راسل. لهذا السبب ، بالنسبة لأي سطوع واحد ، يكون نطاق نصف القطر ودرجات الحرارة المحتملة لنجوم التسلسل الرئيسي صغيرًا للغاية. وبالمثل ، بالنسبة لأي درجة حرارة واحدة ، يكون نطاق نصف القطر واللمعان الممكنين لنجوم التسلسل الرئيسي صغيرًا أيضًا. (فقط في درجات حرارة أقل من 4000 كلفن يبدأ توزيع النجوم على طول التسلسل الرئيسي في الاتساع ، مع وجود العديد من النجوم ذات لمعان وأنصاف أقطار مختلفة بنفس درجة الحرارة).

    يمثل الخط الأفقي الذي يمتد عبر الرسم التخطيطي الكل من المواقع التي توجد فيها النجوم التي لها نفس اللمعان. أي نجم يقع على طول الخط الأخضر الأفقي المرسوم أعلاه له لمعان 0.01 L. (يتضمن هذا عددًا من الأقزام البيضاء ، بالإضافة إلى نطاق ضيق على طول التسلسل الرئيسي.)

كيف يمكننا استخدام هذا التوزيع الضيق لتقدير نصف قطر نجم التسلسل الرئيسي من اللمعان L وحده؟

تأمل حالة نجم التسلسل الرئيسي ، الذي يزيد سطوعه بقليل عن مائة من لمعان الشمس. سنستخدم مخطط Hertzsprung-Russell لتقدير نصف قطره R. بعد رسم الخط الأخضر الأفقي من 0.013 على المحور y ، نرى أن بعض نجوم التسلسل الرئيسي ذات اللون الأحمر تقع على طوله (نقوم بتضمين كل من الأحمر. - النجوم الملونة التي تقع فوق وتحت الصليب الأخضر مباشرة). هذه كلها نجوم التسلسل الرئيسي التي لها لمعان 0.013 لتر. هذه النجوم كلها مرتبطة ببعضها البعض في الحجم المادي. كما هو مذكور أعلاه ، تمثل الخطوط القطرية المرسومة في الرسم البياني مواقع النجوم التي لها نفس الحجم. نجوم التسلسل الرئيسي ذات لمعان 0.013 L تمتد على مدى صغير فقط في نصف القطر.

افحص Hertzsprung-Russell بنفسك ، لتقدير أي خطين قطريين من الأفضل ربط موقع نجوم التسلسل الرئيسي. تقع كل هذه النجوم أسفل الخط الذي يوضح موقع جميع النجوم التي لها نفس نصف قطر الشمس ، وتقع فوق الخط الذي يوضح موقع جميع النجوم التي يبلغ نصف قطرها عشرة أضعاف قطر الشمس. من السهل أن ترى أن كل نجوم التسلسل الرئيسي ذات لمعان 0.013 لتر لها نصف قطر ما بين عشر ومرة ​​واحدة من الشمس & ndash ولكن يمكننا أن نفعل ما هو أفضل!

للحفاظ على سهولة قراءة الرسم التخطيطي ، قمنا برسم خطوط نصف قطر ثابت عند نصف قطر الشمس ، بعشرة أضعاف نصف قطر الشمس ، ومئة ضعف نصف قطر الشمس ، وهكذا ، مع تحديد قوى عشرة فقط. ومع ذلك ، يمكننا بسهولة رسم خط نصف قطر ثابت عند ضعف نصف قطر الشمس ، أو مائتي ضعف نصف قطر الشمس ، أو بأي مقياس حجم آخر.

بذهنك ، املأ المنطقة الواقعة بين الخط المائل عند نصف قطر شمسي واحد والخط المائل عند نصف قطر شمسي واحد بخطوط إضافية ، وكلها موازية للخطين الموجودين في الرسم التخطيطي. ستحدد هذه الخطوط موقع النجوم التي يبلغ حجمها تسعة أعشار الشمس ، وثمانية أعشار أكبر من الشمس ، وسبعة أعشار أكبر من الشمس ، وهكذا ، حتى عُشر (واحد- الخامس) حجم الشمس. يمكنك استخدام قوى الملاحظة الخاصة بك لترى أن نجوم التسلسل الرئيسي ذات لمعان 0.013 لتر ستقع جميعها فوق الخط حيث تكون النجوم أكبر بعشر من الشمس ، وتحت الخط حيث تكون النجوم نصف حجمها. شمس.

لقد أنجزنا الكثير مع كمية صغيرة من المعلومات! باستخدام لمعان النجم وحقيقة أنه يقع في التسلسل الرئيسي ، فقد حددنا نصف قطره بما يتراوح بين خمس ونصف قطر الشمس.


تقدير درجة حرارة النجوم - علم الفلك

من المهم معرفة درجة حرارة النجم لأسباب عديدة:

  1. تحدد درجة حرارة سطح النجم درجة حرارة الإشعاع الذي نراه من النجم (لأن هذا هو المكان الذي ينبعث منه الإشعاع في الفضاء).
  2. يمكن استخدام درجة حرارة النجم للعثور على لمعانه (إذا عرفنا نصف قطره) أو نصف قطره (إذا عرفنا لمعانه).
  3. هناك حاجة إلى درجة حرارة النجم من أجل وضع النجمة على مخطط HR. هذا يسمح لنا بتقدير مرحلة تطور النجم.

اكتشف علماء الفلك أن درجات حرارة سطح معظم النجوم تتراوح بين 2000 كلفن و 40 ألف كلفن تقع شمسنا في الجزء السفلي من هذا النطاق ، حيث تبلغ درجة حرارة سطحها حوالي 5800 كلفن.

قسم علم الفلك ، جامعة ماريلاند
كوليدج بارك ، ماريلاند 20742-2421
الهاتف: 301.405.3001 الفاكس: 301.314.9067

قد يتم توجيه التعليقات والأسئلة إلى مسؤول الموقع
ولوجية الويب


تقدير درجة حرارة النجوم - علم الفلك

يستخدم علماء الفلك العديد من التقنيات لاكتشاف مدى بعد الجسم. الأول يسمى المنظر المثلثي ويستند إلى الهندسة ، ولكنه يصلح فقط لما يصل إلى 500 سنة ضوئية. المبدأ الكامن وراء هذه الطريقة بسيط للغاية: تدور الأرض حول الشمس عند نصف قطر معروف وعندما تكون الأرض على طرفي نقيض من مدارها ، ينتج عن ذلك ظهور نجم في مواضع مختلفة قليلاً مقابل نجوم الخلفية البعيدة مما يسمح لنا باستخدام علم المثلثات البسيط لحساب مدى بعده (انظر الرسم البياني أدناه). يُعرّف المنظر (الذي يرمز إليه بالحرف اليوناني ، & ثيتا) بأنه الحجم الزاوي لقوس بيضاوي الشكل يبدو أن النجم يتتبعه على خلفية الفضاء. حيث،

حيث يشير tan إلى ظل المثلث ، و r هو نصف قطر مدار الأرض (يساوي 1 A.U.) ، و d هو المسافة إلى النجم. نظرًا لأن الفلكي يمكنه تحديد اختلاف المنظر من خلال مقارنة الصور الملتقطة في يونيو وديسمبر على سبيل المثال ، فإن نصف قطر الأرض هو قيمة ثابتة ، فإن حساب المسافة يتبع ذلك بسهولة!

يمكنك أن توضح بسرعة الفكرة الكامنة وراء المنظر المثلثي لنفسك عن طريق وضع إصبع واحد أمامك وإبقائه في هذا الوضع. أغلق عينك اليمنى وقم بتدوين ملاحظة ذهنية لموضع إصبعك على الخلفية. الآن أغلق عينك اليسرى وانظر بإصبعك مرة أخرى - لاحظ كيف تغير الوضع على الخلفية! هذا هو نفس المبدأ وراء طريقة المنظر المثلثية التي يستخدمها علماء الفلك. تمامًا كما يبدو أن إصبعك يتحرك بناءً على العين المفتوحة ، يبدو أن النجم يتحرك على خلفية الفضاء بسبب حركة الأرض حول الشمس.

بالنسبة للنجوم التي تتجاوز 500 سنة ضوئية ، يجب أن تصبح تقنيات تحديد المسافات أكثر تعقيدًا بسبب حدود قياس التغيرات الطفيفة في التغير الظاهري في موقع النجم. تستخدم التقنية الأولى من نوعها ، والتي تسمى المنظر الطيفي ، العلاقة المعروفة بين لون النجم وحجمه (أي ، سطوعه). يمكن قياس حجم النجم بطريقتين: من خلال حجمه الظاهري (أي ، السطوع الذي نقيسه من الأرض ، والذي لا يعتمد فقط على درجة حرارته ولكن أيضًا على بعده عنا) وبمقداره المطلق. الحجم (أي ، السطوع كما تم قياسه من مسافة قياسية عشوائية قدرها 10 فرسخ فلكي (= 32.6 سنة ضوئية) ، والتي تعتمد فقط على درجة حرارة النجم). يمكننا تحديد الحجم المطلق للنجم بحكم حقيقة أنه في أوائل القرن العشرين ، قام عالمان فلكان ، إيجنار هيرتزبرونج وهنري نوريس راسل ، بعمل رسم بياني يتعلق بالحجم المطلق للنجوم العادية في مجرتنا (يُسمى التسلسل الرئيسي) النجوم ) إلى لونها / درجة حرارتها. نظرًا لأن معظم النجوم تقع على خط ضيق يسمى "التسلسل الرئيسي" ، يمكن لعلماء الفلك استنتاج الحجم المطلق للنجم في حدود مقدار واحد تقريبًا. تمثل هذه النجوم المتسلسلة الرئيسية حوالي 90٪ من النجوم (بما في ذلك شمسنا) ، بينما تمثل النجوم الأخرى 10٪ قزم أبيض ونجوم عملاقة حمراء. باستخدام شمسنا كمصدر للمعايرة ، يمكن لعلماء الفلك تحديد درجة حرارة النجوم من لونها ، ومن درجة حرارتها يمكننا البحث عن الحجم المطلق على مخطط Hertzsprung- Russell.

نظرًا لأنه من المعروف أن الحجم المطلق للنجم يتناقص بمقدار مربع من بعده عن الأرض ، فيمكن للمرء ببساطة حساب المسافة إلى الأرض بالمعادلة التالية:

حيث m هو الحجم الظاهري ، M هو الحجم المطلق ، و d هي المسافة إلى الأرض. المنظر الطيفي يعمل مع النجوم على بعد 150 ألف سنة ضوئية - ما وراء مجرة ​​درب التبانة.


تقدير درجة حرارة النجوم - علم الفلك

النجوم كبيرة بشكل لا يصدق وبعيدة بشكل لا يصدق. لا توجد طريقة يمكننا من خلالها قياس درجات الحرارة باستخدام مقياس حرارة - ولكن لا يزال بإمكاننا معرفة درجات الحرارة بدقة كبيرة.

من التجارب التي أجريت على الأرض ، نعلم أن جميع الأجسام الساخنة تنبعث منها ضوء. تنبعث الأجسام من الضوء بأطوال موجية مختلفة ، لكن لكل جسم طول موجة ذروة متصلة حيث تبعث ضوءًا أكثر من أي طول موجي آخر.

يرمز طول موجة الذروة المستمرة بواسطة & lambdaقمة (بالحرف اليوناني "لامدا"). نعلم من التجارب على الأرض أن الطول الموجي الذروة المستمر للضوء المنبعث من جسم يتناسب عكسياً مع درجة حرارته. يمكن ترميز هذه النسبة بالمعادلة:

لاحظ أنه نظرًا لأن هذه علاقة عكسية ، فكلما زاد طول الموجة الذروة ، انخفضت درجة الحرارة. تذكر أيضًا أن السلسلة المتصلة تشير إلى الشكل العام للطيف. يظهر الطيف الذي كان ناتجًا عن درجة الحرارة فقط على يسار الصورة أسفل طيف نجم حقيقي على اليمين.

انظر إلى طيف نجم حقيقي ، كما هو موضح أعلاه وإلى اليمين. يبلغ الشكل العام للطيف ذروته عند حوالي 4500 و Aringngstroms ، لذلك يبلغ طول موجة الذروة المستمرة 4500 و Aringngstroms.

السؤال 8. أيهما أكثر سخونة: نجم يبلغ ذروته عند 5000 و Aringngstroms أم نجم يبلغ ذروته عند 6000 و Aringngstroms؟ كيف علمت بذلك؟

استكشف 4. انظر الى أطياف هذه النجوم السبعة (ستفتح الصفحة في نافذة جديدة). هذه هي نفس النجوم السبعة عندما صنفت حسب قوة الخط ، فهي متوفرة كملف FlashPaper (يتطلب Flash Player مجانًا) أو كملف PDF (يتطلب Adobe Reader مجانًا).

في هذا التمرين ، يمكنك تجاهل التكبير الموجود أسفل كل لوحة. لكل طيف ، تتبع شكل السلسلة الكامنة - هذا ما سيبدو عليه الطيف إذا لم يكن به خطوط انبعاث أو امتصاص. أوجد طول موجة الذروة المستمرة لكل نجم. إذا لم تظهر الذروة على الرسم البياني ، فقم بتقدير المكان الذي تعتقد أنه قد يصل إلى الذروة.

رتب النجوم وفقًا لطول الموجة الذروة لكل سلسلة حرارية لكل نجم ، باستخدام الجدول أدناه.

استكشف 5. الآن ، استخدم العلاقة العكسية بين طول موجة الذروة المتصلة ودرجة الحرارة لترتيب النجوم وفقًا لدرجة الحرارة.

درجة حرارة رقم النجم النوع الطيفي
سخونة
& darr
& darr
& darr
& darr
& darr
أروع

أود السماح للطلاب باكتشاف طلب OBAFGKM لأنفسهم ، لكن هذا قد لا يكون قابلاً للتطبيق. هل يمكنني الاستغناء عن هذه الفقرة؟
يصنف علماء الفلك النجوم وفقًا لدرجة الحرارة مع تصنيف النجوم الأكثر سخونة بالنجوم "O" ، والنجوم الأكثر سخونة التالية كنجوم "B" ، والنجوم التالية الأكثر سخونة "A" وما إلى ذلك ، باتباع المخطط O ، B ، A ، F ، G ، K و M. يطلق على الحرف المخصص للنجم صنفه الطيفي. يتوافق كل من الأطياف السبعة مع أحد فئات النجوم. في العمود الثالث من الجدول ، حدد النوع الطيفي الذي يتوافق مع كل نجمة باستخدام مخطط الحروف الموضح أعلاه.


حقائق عن النجم: Procyon

Procyon بواسطة F. Espenak [astropixels.com]

Procyon هو أكثر النجوم إضاءة في كوكبة Canis Minor ، وهو الثامن الأكثر لمعانًا في سماء الليل بأكملها. قد يبدو النجم أبيض مائل للصفرة ، لكن Procyon هو في الواقع نظام ثنائي يتكون من نجم متسلسل رئيسي في مرحلة متأخرة ، وقزم أبيض ميت. إنه أيضًا أحد أقرب جيراننا على بعد 11 سنة ضوئية فقط ، مما يعني أنك لست بحاجة إلى مساعدات بصرية لرؤيتها مشتعلة في السماء. ما عليك سوى البحث عنه لرؤيته ، لذا اخرج وابحث عنه الليلة!

تعني كلمة Procyon & # 8220before the dog & # 8221 باللغة اليونانية حيث كان يُرى أنه يرتفع قبل Dog Star (Sirius in Canis Major) كل ليلة. بسبب الاستباقية بمرور الوقت ، هذا صحيح الآن فقط من خطوط العرض الشمالية الوسطى.

حقائق سريعة

• كوكبة: Canis Minor
• الإحداثيات: RA 07h 39m 18.1 / 17.7s | ديسمبر + 05 ° 13 & # 8242 29/20
• المسافة إلى الأرض: 11.46 سنة ضوئية
• نوع النجم: Procyon A (F5 IV – V) أبيض تسلسل رئيسي ، قزم أبيض Procyon B (DQZ)
• الكتلة: Procyon A: 1.499 الكتلة الشمسية | Procyon B: 0.602 كتلة شمسية
• نصف القطر: Procyon A: 2.048 نصف قطر شمسي | Procyon B: نصف قطر شمسي 0.01234
• الحجم الظاهر: Procyon A: 0.34 | Procyon B: 10.7
• اللمعان: 6.93 لمعان الشمس (Procyon A)
• درجة حرارة السطح: Procyon A: 6،530K | Procyon B: 7،740 ك
• سرعة الدوران: 3.16 كم / ث (Procyon A)
• العمر: Procyon أ: 1.87 مليار سنة | Procyon B: 1.37 مليار سنة
• تسميات أخرى: الجميصة ، الجوميسا ، أنتيكانيس ، ألفا كانيس مينوريس

مثلث الشتاء

يشكل كل من Procyon في Canis Minor و Sirius in Canis Major و Betelgeuse في Orion معًا مجموعة من النجوم ذات الحجم الأول المعروفة باسم Winter Triangle ، وبالتالي يصعب تفويتها. مؤشر لون Procyon يبلغ 0.42 ، مما يمنحه مسحة صفراء باهتة ، والتي تتناقض بشكل حاد مع اللون الأبيض اللامع لسيريوس ، والتوهج الأحمر لمنكب الجوزاء. ابحث عن مثلث الشتاء وخاصة الراكون خلال أواخر الشتاء ، عندما يبلغ النجم ذروته في منتصف ليل 24 يناير.


الخصائص الفيزيائية لنظام Procyon

Although Procyon appears to be a single star when viewed from Earth, it is in fact a binary system with an orbital period of 40.82 years. The primary star of the system, Procyon A, has an apparent visual magnitude of 0.34, while the companion star, Procyon B, is an almost dead white dwarf with an apparent magnitude of 10.7, which makes it an exceedingly difficult target for amateur equipment. The separation between the orbiting pair varies from 8.9 AU to as much as 21 AU, with an average separation of 15 AU, which is just a little less than the mean distance between the Sun and the planet Uranus.

– Procyon A is a white main sequence star (F5IV–V) about twice as big as the Sun, 1.4 times as massive, but with a significantly higher surface temperature of 6550K (11,300 degrees F), making it 6.9 times more luminous than the Sun. The star is rapidly evolving off the main sequence, with its high luminosity suggesting that it has nearly converted all of its hydrogen into helium, and is thus moving into the sub-giant class. Eventually it will swell up to anything between 80 and 150 times the diameter of the Sun somwhere between 10 million and 100 million years from now.

– Procyon B, is a dead white dwarf that is believed to have died about 1.19 billion years ago, after having spent only about 680 million years on the main sequence. It has a radius of 8,600 km, a mass of only 0.6 our sun, and is assumed to have carbon core.

الحركة السليمة

Procyon is not noted for its high proper motion, which comes to 4.446 AU/year at a velocity of 21.078 km/sec. The combined motions of the system across the sky means that in 323,140 years’ time, Procyon will become an eclipsing binary system for about 190 years when viewed from Earth, as its orbital plane crosses the Sun-Procyon line. Some time before that though, in 31,490 years’ time to be exact, Procyon will reach its closest point of approach to the Sun, when it will be 11.19 light years (707,574 AU) away, after having crossed 11.19 degrees of the celestial sphere.

Procyon in History

In Greek mythology, Procyon is associated with a hound named Maera, which belonged to Erigone, the daughter of Icarius of Athens. To the Romans, however, the star was known as Antecanis, which roughly means “Not the Dog Star”. In ancient Macedonia, where the constellations mostly represented animals and agricultural implements that reflected the old Macedonian way of life, Procyon and Sirius were known as “Volci”, two hungry wolves circling Orion, which to the Macedonians, represented a plough and oxen, and not the hunter of other cultures. In 16th and early 17th century England, Procyon was referred to in some circles as “Northern Sirius”. The official Brazillian flag adopted in 1889 contains 27 stars, each representing a seperate state, which in the case of Amazonas is depicted by the star Procyon.


It is very poetic to say that we are made from the dust of the stars. Amazingly, it’s also true! Much of our bodies, and our planet, are made of elements that were created in the explosions of massive stars. Let’s examine exactly how this can be.

Life Cycles of Stars

A star’s life cycle is determined by its mass. The larger its mass, the shorter its life cycle. A star’s mass is determined by the amount of matter that is available in its nebula, the giant cloud of gas and dust from which it was born. Over time, the hydrogen gas in the nebula is pulled together by gravity and it begins to spin. As the gas spins faster, it heats up and becomes as a protostar. Eventually the temperature reaches 15,000,000 degrees and nuclear fusion occurs in the cloud’s core. The cloud begins to glow brightly, contracts a little, and becomes stable. It is now a main sequence star and will remain in this stage, shining for millions to billions of years to come. This is the stage our Sun is at right now.

As the main sequence star glows, hydrogen in its core is converted into helium by nuclear fusion. When the hydrogen supply in the core begins to run out, and the star is no longer generating heat by nuclear fusion, the core becomes unstable and contracts. The outer shell of the star, which is still mostly hydrogen, starts to expand. As it expands, it cools and glows red. The star has now reached the red giant phase. It is red because it is cooler than it was in the main sequence star stage and it is a giant because the outer shell has expanded outward. In the core of the red giant, helium fuses into carbon. All stars evolve the same way up to the red giant phase. The amount of mass a star has determines which of the following life cycle paths it will take from there.

The illustration above compares the different evolutionary paths low-mass stars (like our Sun) and high-mass stars take after the red giant phase. For low-mass stars (left hand side), after the helium has fused into carbon, the core collapses again. As the core collapses, the outer layers of the star are expelled. A planetary nebula is formed by the outer layers. The core remains as a white dwarf and eventually cools to become a black dwarf.

On the right of the illustration is the life cycle of a massive star (10 times or more the size of our Sun). Like low-mass stars, high-mass stars are born in nebulae and evolve and live in the Main Sequence. However, their life cycles start to differ after the red giant phase. A massive star will undergo a supernova explosion. If the remnant of the explosion is 1.4 to about 3 times as massive as our Sun, it will become a neutron star. The core of a massive star that has more than roughly 3 times the mass of our Sun after the explosion will do something quite different. The force of gravity overcomes the nuclear forces which keep protons and neutrons from combining. The core is thus swallowed by its own gravity. It has now become a black hole which readily attracts any matter and energy that comes near it. What happens between the red giant phase and the supernova explosion is described below.

From Red Giant to Supernova: The Evolutionary Path of High Mass Stars

Once stars that are 5 times or more massive than our Sun reach the red giant phase, their core temperature increases as carbon atoms are formed from the fusion of helium atoms. Gravity continues to pull carbon atoms together as the temperature increases and additional fusion processes proceed, forming oxygen, nitrogen, and eventually iron.


The two supernovae, one reddish yellow and one blue, form a close pair just below the image center (to the right of the galaxy nucleus)
Image Credit: C. Hergenrother, Whipple Observatory, P. Garnavich, P.Berlind, R.Kirshner (CFA).

When the core contains essentially just iron, fusion in the core ceases. This is because iron is the most compact and stable of all the elements. It takes more energy to break up the iron nucleus than that of any other element. Creating heavier elements through fusing of iron thus requires an input of energy rather than the release of energy. Since energy is no longer being radiated from the core, in less than a second, the star begins the final phase of gravitational collapse. The core temperature rises to over 100 billion degrees as the iron atoms are crushed together. The repulsive force between the nuclei overcomes the force of gravity, and the core recoils out from the heart of the star in an shock wave, which we see as a supernova explosion.

As the shock encounters material in the star’s outer layers, the material is heated, fusing to form new elements and radioactive isotopes. While many of the more common elements are made through nuclear fusion in the cores of stars, it takes the unstable conditions of the supernova explosion to form many of the heavier elements. The shock wave propels this material out into space. The material that is exploded away from the star is now known as a supernova remnant.

The hot material, the radioactive isotopes, as well as the leftover core of the exploded star, produce X-rays and gamma-rays.

For the Student

Using the above background information, (and additional sources of information from the library or the web), make your own diagram of the life cycle of a high-mass star.
For the Student

Using the text, and any external printed references, define the following terms: protostar, life cycle, main sequence star, red giant, white dwarf, black dwarf, supernova, neutron star, pulsar, black hole, fusion, element, isotope, X-ray, gamma-ray.



تعليقات:

  1. Cathal

    سمات:)

  2. Arnan

    لا يمكنني المشاركة في المناقشة الآن - لا وقت فراغ. Osvobozhus - بالضرورة ملاحظاتهم.

  3. Datilar

    هذه العبارة الممتازة يجب أن تكون عن قصد

  4. Bronson

    معذرةً لعدم تمكني من المشاركة في المناقشات الآن - ليس هناك وقت فراغ. سيتم إطلاق سراحي - سأعطي رأيي بالتأكيد في هذا الشأن.

  5. Galahalt

    بعيد (مشوش)

  6. Nulty

    سوبر) ابتسم))

  7. Jeric

    أتفق معها تمامًا. في هذا لا شيء هناك وأعتقد أن هذه فكرة جيدة للغاية. أتفق معها تمامًا.



اكتب رسالة