Astronomie

Entfernung und absolute Helligkeit

Entfernung und absolute Helligkeit

Dies ist eine Übung aus einem Text, aus dem ich lerne und den ich nicht verstehen kann, daher bitte ich nur, mein Wissen zu erweitern:

Die Explosion von V603 Aql (Nova Aquilae) fand im Juni 1918 statt. Die Nova erreichte eine maximale Helligkeit von -1,1 mag. Es wurde beobachtet, dass das Spektrum der Nova Absorptionslinien verschiebt, die einer Radialgeschwindigkeit von 1700 km/s entsprechen. Im Jahr 1926 wurde eine schwache Hülle um die Nova mit einem Winkel von 16" beobachtet.

Bestimmen Sie die maximale Entfernung und absolute Helligkeit für V603 Aql.


Wie ändert sich die Helligkeit eines Sterns mit der Entfernung?

Lesen Sie hier die vollständige Antwort. Wissen Sie auch, was die Beziehung zwischen der Helligkeit eines Sterns und seiner Entfernung ist?

Wie hell a Star sieht aus der Perspektive der Erde ist es ist ersichtlich Helligkeit. Das Offensichtliche Helligkeit einer Quelle elektromagnetischer Energie nimmt mit zunehmendem Entfernung aus dieser Quelle im Verhältnis zum Quadrat der Entfernung&mdasha Beziehung bekannt als das inverse quadratische Gesetz.

Wissen Sie auch, was die Helligkeit eines Sterns beeinflusst? Leuchtkraft wird verursacht durch Wenn die Größe eines Sterns zunimmt, nimmt die Leuchtkraft zu. Wenn Sie darüber nachdenken, hat ein größerer Stern mehr Oberfläche. Diese vergrößerte Oberfläche ermöglicht mehr Licht und Energie abzugeben. Die Temperatur beeinflusst auch die Leuchtkraft eines Sterns.

Auch gefragt, wie misst man die Helligkeit eines Sterns?

Wenn sie das wissen Helligkeit des Sterns und die entfernung zum Star, Sie können Berechnung das Sterne Leuchtkraft: [Leuchtkraft = Helligkeit x 12,57 x (Abstand) 2 ]. Leuchtkraft hängt auch mit a . zusammen Sterne Größe. Das größere a Star ist, desto mehr Energie gibt sie ab und desto leuchtender ist sie.

Warum ist es schwierig, die Entfernung eines Sterns zu beurteilen, indem man nur seine Helligkeit misst?

Es gibt derzeit keine direkte Methode, um messen das Entfernung zu Sterne weiter als 400 Lichtjahre von der Erde entfernt, also verwenden Astronomen stattdessen Helligkeitsmessungen. Es stellt sich heraus, dass a Sterne Farbspektrum ist ein guter Hinweis auf es ist tatsächlich Helligkeit.


  • Das Lichtjahr - Entfernungen zu den Sternen
  • Die Namensgebung der Sterne
  • Scheinbare und absolute Helligkeit - Maße der stellaren Helligkeit
  • Mit einem Fernglas in die Sterne schauen
  • Ter Konstellationen
  • Ursa Major und Ursa Minor
  • Der Polarstern (Polaris)
  • Kassiopeia
  • Die Orion-Konstellation
  • Sternenhelligkeit - Orion und Canis Major
  • Sternsorte - Sirius, Rigel und Beteigeuze
  • Sterne, die den Verstand umhauen
  • Das Sommerdreieck
  • Albireo und Algol
  • Das Kreuz des Südens und Centaurus
  • Alpha Centauri
  • Unser Stern - Unsere Sonne
  • Eine totale Sonnenfinsternis
  • Erweitern Sie Ihr Wissen
  • Schlussfolgerungen

Eine der großen Faszinationen der Astronomie ist die überwältigende Größe von allem. Die Statistiken - mehr als in jedem anderen Bereich von menschlichem Interesse - sind im wahrsten Sinne des Wortes astronomisch. Einige dieser Statistiken sind auf dieser und der nächsten Seite enthalten, aber natürlich gibt es eine Maßeinheit, die nicht auf irdische Fakten und Zahlen angewendet wird, die gleichbedeutend mit Astronomie ist, und das ist die Lichtjahr. Ich habe auf Seite 1 dieser Serie über das Lichtjahr geschrieben, aber ich denke, es wird an dieser Stelle nützlich sein, nur die Skala der Sternentfernungen in Bezug auf das Lichtjahr noch einmal zu relativieren.

Was ist ein Lichtjahr? Nun, ein Lichtjahr ist KEIN Zeitmaß. Es ist ein Maß für die Entfernung. Es ist einfach die Entfernung, die Licht in einem Jahr zurücklegen kann. Die Lichtgeschwindigkeit ist unglaublich schnell – schneller als alles andere, was wir wissen – möglicherweise sogar die schnellste, die alles reisen kann. Es sind 300.000 Kilometer pro Sekunde (186.000 Meilen pro Sekunde).

Nun zu einigen Statistiken, die zeigen, wie weit die Sterne von der Erde entfernt sind.

  • Die Entfernung von der Erde zum Mond ist ungefähr 1,5 Lichtsekunden. Das Licht braucht nur 1,5 Sekunden, um zum Mond zu reisen.
  • Die Entfernung von der Erde zur Sonne ist mehr als 8 Lichtminuten. Die Sonne ist etwa 400 mal weiter entfernt als der Mond.
  • Die durchschnittliche Entfernung vom Erde zum Planeten Neptun, der am weitesten entfernte der Planeten, ist 4.2 Lichtstunden. (Pluto gilt nicht mehr als Planet).
  • Die Entfernung von der Die Erde (oder Sonne) zum nächsten Stern ist mehr als 4 Lichtjahre entfernt.

Mit anderen Worten, der nächste Stern ist etwa 280.000 Mal weiter von uns entfernt als unsere Sonne. Und wenn Sie eine anschaulichere Darstellung wünschen, nehmen wir an, wir reduzieren die Erde auf die Größe einer Erbse. Auf dieser Skala wäre der Mond etwa 18 cm (7 Zoll) entfernt. Die Sonne wäre etwa 72 Meter (80 Yards) entfernt. Und der nächste Stern? Nun, das wäre auf der anderen Seite der Welt, 20.000 Kilometer (12.500 Meilen) entfernt. Und die meisten Sterne sind noch viel weiter weg. Die Sterne sind in wahrhaft immensen Entfernungen.


Was ist der Unterschied zwischen der scheinbaren Helligkeit eines Sterns und seiner absoluten Helligkeit?

Das scheinbare Helligkeit ist, wie viel Energie aus dem Star pro Quadratmeter pro Sekunde, gemessen auf der Erde. Die Einheiten sind Watt pro Quadratmeter (W/m 2 ). Astronomen verwenden normalerweise ein anderes Maß, Größe . (Unser Buch nennt es scheinbare Helligkeit .)

Was bedeutet auch absolute Helligkeit? absolute Helligkeit: Das scheinbare Helligkeit ein Stern würde haben, wenn es in einem Standardabstand von 10 Parsec von Eart platziert würde. Seite 1. A. absolute Helligkeit: Das scheinbare Helligkeit ein Stern würde haben, wenn es in einem Standardabstand von 10 Parsec von der Erde platziert würde.

Welcher Stern hat dabei die größte absolute Helligkeit?

Die hellsten Sterne, von der Erde aus gesehen

Gemeinsamen Namen Wissenschaftlicher Name Scheinbare Größe
Sonne -26.72
Sirius Alpha CMa -1.46
Canopus Alpha-Auto -0.72
Rigil Kentaurus Alpha Cen -0.27

Wie misst man die scheinbare Helligkeit eines Sterns?

Was du eigentlich messen mit einem Teleskop (oder mit deinen Augen) ist keine Leuchtkraft, sondern eine andere Größe, genannt scheinbare Helligkeit. Das scheinbare Helligkeit eines Sterns ist die Geschwindigkeit, mit der Energie (in Form von Licht) Ihr Teleskop erreicht, geteilt durch die Fläche des Spiegels oder der Linse Ihres Teleskops.


Entfernung und absolute Helligkeit - Astronomie


Normalerweise charakterisieren wir die scheinbare Helligkeit eines Sterns durch seine scheinbare Helligkeit, mv. Die hellsten Sterne am Himmel haben eine Helligkeit von ungefähr 0, während die dunkelsten Sterne, die Sie von einem klaren, dunklen Ort aus mit bloßem Auge sehen können, eine Helligkeit von ungefähr 6 haben. Beachten Sie, dass hellere Sterne kleinere Helligkeiten haben. Die meisten Cepheiden in M100 haben scheinbare Helligkeiten um 25, was 40 Millionen Mal dunkler ist als die dunkelsten Sterne, die Sie mit bloßem Auge sehen können!

Wie können wir die Eigenhelligkeit eines Sterns in Größenordnungen ausdrücken? Eine Möglichkeit besteht darin, sich vorzustellen, den Stern in eine vorbestimmte Entfernung zu bewegen. Das absolute Größe eines Sterns, Mv, ist definiert als die scheinbare Helligkeit eines Sterns, wenn der Stern eine Entfernung von 10 pc (32,6 Lichtjahre) hat. Der Unterschied zwischen scheinbarer Helligkeit und absoluter Helligkeit liefert (fast) genug Informationen, um die Entfernung zum Stern zu berechnen. Wenn Sie interessiert sind, können Sie mehr über scheinbare und absolute Helligkeiten lesen.

Um die Entfernung zu M100 zu bestimmen, müssen Sie die absoluten Helligkeiten für jeden der Cepheiden ermitteln. Henrietta Leavitt vom Harvard College Observatory entdeckte die Beziehung zwischen der Periode der Cepheiden und ihrer durchschnittlichen scheinbaren Helligkeit mv. Sie hatte Cepheiden in den Großen und Kleinen Magellanschen Wolken studiert, kannte aber die Entfernung zu den Cepheiden nicht und konnte daher keine absoluten Helligkeiten oder Helligkeiten für die Cepheiden bestimmen. Harlow Shapley hat die erforderliche Kalibrierung bestimmt, um die Leavitt-Periode - scheinbares Helligkeitsdiagramm (P-mv Relation) in eine Periode-Leuchtkraft-Relation (P-L-Relation) für Cepheiden. Da die Leuchtkraft eines Sterns mit seiner absoluten visuellen Größe (Mv), können wir die P-L-Beziehung als P-M . ausdrückenv Beziehung. Die P-Mv Beziehung für M100 ist unten grafisch dargestellt:

Die Beziehung wird durch die Gleichung (von Ferrarese et al., 1996)

wobei P in Tagen ist. Wenn Logarithmen ein schwaches Gedächtnis sind, möchten Sie vielleicht eine Auffrischung der Protokolle durchgehen.

Verwenden Sie für jede entdeckte Cepheide die obige Gleichung, um die absolute Größe der Cepheiden aus ihrer Periode zu bestimmen.

Bei der Demonstration der Cepheid-Jagd haben Sie beispielsweise Cepheid C46 gefunden. Teil I, Abschnitt B Ihres Laborbogens für diese Cepheid sieht so aus: Ab Spalte 4 beträgt die Periode der Cepheid 25,3 Tage. Unter Verwendung der obigen Gleichung ist die durchschnittliche absolute Helligkeit von C46

Geben Sie die absolute Helligkeit in Spalte 5 von Teil I, Abschnitt B Ihres Laborblatts ein. Der Eintrag für C46 sieht nun so aus:

Finden Sie die absoluten Helligkeiten für alle Ihre Cepheiden und tragen Sie das Ergebnis in Spalte 5 von Teil I, Abschnitt B Ihres Laborblatts ein.


Entfernung und absolute Helligkeit - Astronomie

In den 1540er Jahren entfernte Nicolaus Copernicus die Erde aus dem Zentrum des Universums. Er stellte die Sonne in den Mittelpunkt. Die Ansicht von Kopernikus hielt den Beobachtungen über Hunderte von Jahren stand. In den 1910er Jahren wurde die Sonne aus dem Zentrum des Universums entfernt und auf einen typischen Fleck in der galaktischen Scheibe weit vom Zentrum der Galaxie verbannt. Harlow Shapley (lebte 1885-1972) machte diese Entdeckung durch die Bestimmung der Entfernungen zu sehr alten Sternhaufen. Er verwendete das inverse quadratische Gesetz der Lichthelligkeit auf einen bestimmten Typ von veränderlichen Sternen in diesen alten Sternhaufen.

Einige Sterne sind sehr nützlich, um Entfernungen zu Haufen und anderen Galaxien zu bestimmen, da sie eine bekannte Leuchtkraft haben, die groß ist, sodass sie aus großer Entfernung gesehen werden können. Helle Objekte bekannter Leuchtkraft heißen Standardkerzen (obwohl wir sie in unserer heutigen Zeit vielleicht "Standardbirnen" nennen sollten). Standard-Kerzenobjekte werden verwendet, um große Entfernungen zu messen. Das Besondere Standardkerze Die von Shapley verwendeten Sterne befinden sich in den letzten Stadien ihres Lebens und pulsieren durch ihre Größe. Sie versuchen, das hydrostatische Gleichgewicht wiederherzustellen, aber der thermische Druck stimmt nicht mit der Gravitationskompression überein. Der expandierende Stern überschießt den Gleichgewichtspunkt. Dann holt die Schwerkraft ein und zieht den Stern zusammen. Aber die Schwerkraft zieht den Stern über den Gleichgewichtspunkt hinaus zusammen. Der thermische Druck steigt zu stark an und der Zyklus geht weiter.

Cepheiden

Astronomen mussten einige Jahre warten, bis Harlow Shapley kalibrieren Leavitt-Beziehung anhand von Cepheiden in unserer Galaxie, für die die Entfernungen bestimmt werden konnten. In dem Kalibrierung Prozess Shapley hat dem Helligkeitsteil der Periode-Leuchtkraft-Beziehung tatsächliche Werte hinzugefügt. Mit einer kalibrierten Periode-Leuchtkraft-Beziehung könnten Astronomen Cepheiden-Variablen als Standardkerzen verwenden, um die Entfernungen zu entfernten Haufen und sogar anderen Galaxien zu bestimmen.

    stammen von jungen "hochmetallischen" Sternen (aus Gas mit erheblichen Mengen an verarbeiteten Materialien früherer Sternengenerationen) und sind etwa 4-mal leuchtender als Typ-II-Cepheiden. Unten ist die Lichtkurve (das Diagramm der Helligkeit gegen die Zeit) eines klassischen Cepheiden aus der Hipparcos-Datenbank veränderlicher Sterne.

stammen von älteren Sternen mit niedriger Metallizität (aus weniger verschmutztem, mehr ursprünglichem Gas) und sind etwa viermal weniger leuchtend als Typ I. Unten ist die Lichtkurve eines W Virginis Cepheid aus der Hipparcos-Datenbank für variable Sterne. Beachten Sie die Unterschiede in der Form der Lichtkurve. Die beiden Arten von Cepheiden unterscheiden sich voneinander durch die gestalten des Lichtkurvenprofils. Um die Formen zu vergleichen, ohne sich um die Pulsationsperioden kümmern zu müssen, wird die Zeitachse durch die gesamte Pulsationsperiode geteilt, um die "Phase" zu erhalten: eine Pulsationsperiode = eine "Phase".

Da die Leuchtkraft von Cepheiden leicht aus der Pulsationsperiode ermittelt werden kann, sind sie sehr nützlich, um Entfernungen zu den Sternhaufen oder Galaxien zu bestimmen, in denen sie sich befinden. Indem Sie die scheinbare Helligkeit eines Cepheiden mit seiner Leuchtkraft vergleichen, können Sie die Entfernung des Sterns aus dem inversen quadratischen Gesetz der Lichthelligkeit bestimmen. Das inverse quadratische Gesetz der Lichthelligkeit sagt den Abstand zum Cepheiden = (Kalibrierungsabstand) × Quadratisch[(Kalibrierungshelligkeit)/(scheinbare Helligkeit)]. Denken Sie daran, dass Helligkeiten im Größensystem angegeben werden, sodass die Kalibrierungshelligkeit (absolute Helligkeit) die Helligkeit ist, die Sie messen würden, wenn die Cepheide in der Kalibrierungsentfernung von 10 Parsec (33 Lichtjahre) wäre. In einigen Fällen kann die Kalibrierungsentfernung die bereits bekannte Entfernung zu einem anderen Cepheiden mit derselben Periode sein, an der Sie interessiert sind. Wie unten beschrieben, sind die variablen Sterne der Cepheiden ein entscheidendes Glied bei der Festlegung der Skala des Universums.

Frühe Messungen der Entfernungen zu Galaxien berücksichtigten die beiden Arten von Cepheiden nicht und Astronomen unterschätzten die Entfernungen zu den Galaxien. Edwin Hubble maß 1923 die Entfernung zur Andromeda-Galaxie anhand der Perioden-Leuchtkraft-Beziehung für Typ-II-Cepheiden. Er fand heraus, dass es etwa 900.000 Lichtjahre entfernt war. Die von ihm beobachteten Cepheiden waren jedoch Typ I (klassische) Cepheiden, die etwa viermal leuchtender sind. Später, als zwischen den beiden Typen unterschieden wurde, wurde die Entfernung zur Andromeda-Galaxie um etwa . vergrößert zwei mal auf etwa 2,3 Millionen Lichtjahre. Jüngste Studien mit verschiedenen Arten von Objekten und Techniken haben eine größere Entfernung von 2,5 bis 3 Millionen Lichtjahren zur Andromeda-Galaxie ergeben (eine Messung mit verdunkelnden Binärdateien ergibt eine Entfernung von 2,52 Millionen Lichtjahren eine andere Messung mit Roten Riesen ergibt eine Entfernung von 2,56 Millionen Lichtjahre eine andere Messung mit Cepheiden ergibt 2,9 Millionen Lichtjahre und Messungen mit RR-Lyrae ergeben 2,87 bis 3,00 Millionen Lichtjahre).

RR Lyrae

RR-Lyrae werden in alten Sternhaufen, sogenannten Kugelsternhaufen, und im stellaren Halo unserer Galaxie gefunden. Alle RR-Lyrae-Sterne in einem Cluster haben das gleiche durchschnittlich scheinbare Größe. In verschiedenen Clustern war die durchschnittliche scheinbare Helligkeit unterschiedlich. Dies liegt daran, dass alle RR-Lyrae ungefähr den gleichen Durchschnitt haben absolut Magnitude (=+0,6, oder 49 Sonnenleuchtkräfte). Wenn der Haufen weiter von uns entfernt ist, haben die RR-Lyrae darin größere scheinbare Helligkeiten (denken Sie daran, dass schwächere Objekte größer Größenordnungen!).

RR-Lyrae-Sterne können als Standardkerzen verwendet werden, um Entfernungen bis zu etwa 760.000 Parsec (etwa 2,5 Millionen Lichtjahre) zu messen. Die leuchtenderen Cepheiden-Variablen können verwendet werden, um Entfernungen von bis zu 40 Millionen Parsec (etwa 130 Millionen Lichtjahre) zu messen. Diese Entfernungen sind viele tausend Mal größer als die Entfernungen zu den nächsten Sternen, die mit der trigonometrischen Parallaxenmethode gefunden wurden. Die Methode der Standardkerzen (Inverse Square Law) stellt eine entscheidende Verbindung zwischen den geometrischen Methoden der trigonometrischen Parallaxe und der Methode des Hubble-Lemaître-Gesetzes für sehr weit entfernte Galaxien her. (Das Hubble-Lemaître-Gesetz wird später weiter erläutert.) Tatsächlich war diese Verbindung zwischen der Parallaxe und dem Hubble-Lemaître-Gesetz so entscheidend, dass der Durchmesser des Spiegels des Hubble-Weltraumteleskops hauptsächlich durch die Größe eines Spiegels (sein Auflösungsvermögen) bestimmt wurde und Lichtsammelkraft) benötigt würde, um Cepheiden in den anderen Galaxien zu erkennen, und die Cepheiden-Entfernungsmessung von 18 Galaxien war eines der drei Schlüsselprojekte für das Hubble-Weltraumteleskop während seines ersten Jahrzehnts in Betrieb (siehe auch). All die hübschen Bilder von anderen Objekten während dieser Zeit waren nur ein zusätzlicher Bonus.


Helligkeit und Helligkeit in der Astronomie

Magnitude ist ein astronomischer Begriff, der verwendet wird, um genau zu beschreiben, wie hell ein stellares Objekt ist. Dies kann sowohl mit objektiven wissenschaftlichen Messungen als auch mit einer qualitativeren Klassifizierung der Helligkeit des Objekts am Himmel erfolgen. Die Helligkeit wird auf einer umgekehrten Skala gemessen, wobei niedrigere Zahlen einem helleren Objekt entsprechen. Die traditionelle Größenskala, die in der Astronomie verwendet wird, reicht von 1 bis 6.

Die beiden großen Größenskalen sind die visuelle Größe und die absolute Größe. Absolute Magnitude ist eine wissenschaftliche Skala dafür, wie viel Licht ein Objekt abgeben würde, wenn der Beobachter genau 10 Parsec von ihm entfernt wäre. Diese Entfernung entspricht etwa 33 Lichtjahren oder 200 Billionen Meilen, und der genaue absolute Helligkeitswert eines Himmelskörpers wird durch komplexe Berechnungen der elementaren Zusammensetzung des Objekts, der Lichtmenge, die es in Lumen abgibt, und anderen wissenschaftlichen Überlegungen bestimmt. Die absolute Größe wird außerhalb des wissenschaftlichen Kontexts selten verwendet.

Scheinbare Größe, auch als visuelle Größe bekannt, ist eine intuitivere Form der Klassifizierung. Es misst, wie hell das Objekt ist, bis sein Licht die Erde erreicht. Dieser Wert kann mit Lichtmessern und Teleskopen genau gemessen oder durch bloßes Betrachten der stellaren Objekte mit dem Fernglas oder bloßem Auge angenähert werden.

Tatsächlich wurde die Größenskala der stellaren Helligkeit Tausende von Jahren vor Teleskopen oder Ferngläsern erfunden. Die Skala der scheinbaren Helligkeit, die wir heute verwenden, wurde von den antiken griechischen Astronomen Hipparchos und Ptolemäus festgelegt, die die Himmelsobjekte in sechs Helligkeitskategorien einteilten. Sie wählten etwa zwanzig der Sterne aus, die ihnen am hellsten erschienen, und ordneten sie der Kategorie der ersten Größe zu. Die nächsthellste Gruppe von stellaren Objekten wurde der zweiten Größenordnung zugeordnet, bis hin zu den kaum sichtbaren, die alle in der sechsten Größenordnung gruppiert wurden.

Als Teleskope, Prismen und andere optische Geräte erfunden wurden, brachten sie zwei wichtige Entdeckungen in Bezug auf die Größe mit sich. Der erste war, dass es viel mehr Sterne unter der sechsten Kategorie gab, als irgendjemand jemals erwartet hatte. Das Teleskop zeigte unzählige winzige Lichter, die viel zu schwach waren, um mit dem bloßen Auge gesehen zu werden. Darüber hinaus ermöglichte das Teleskop es, die Helligkeit eines bestimmten Sterns mit immer größerer Genauigkeit zu messen. Da die erste Größe eine so gut definierte Kategorie war und die sechste Größe verwendet wurde, um auf eine große Anzahl von Objekten am äußersten Rand der menschlichen Entscheidung angewendet zu werden, wurde die willkürliche Entscheidung getroffen, die Helligkeit der sechsten Größe auf 100-mal niedriger einzustellen als die 1. Größe. Dadurch wurde die Magnitudenskala in eine logarithmische Skala umgewandelt, was bedeutet, dass die gemessenen Größen mit arithmetischer Zunahme der Messwerte exponentiell zunahmen.

Diese historische Tradition der Astronomie erklärt, warum die Sterngrößenkarte fast auf dem Kopf steht. Da die Skala erweitert wurde, um Dinge weit außerhalb des ursprünglichen Umfangs abzudecken, und da die gemessene Helligkeit mit steigender Helligkeit abnimmt, kann das Diagramm manchmal auf eine nicht intuitive Weise funktionieren. Solange man sich jedoch daran erinnert, dass ein heller Stern eine Größe von etwa eins hat, ist es leicht, den Rest durchzudenken.

Das Magnitudendiagramm wurde auch in die andere Richtung erweitert. Es wurde möglich, genau zu messen, wie viel heller Planeten wie die Venus waren als die sie umgebenden Himmelskörper. Mit anderen Worten, sie haben genau aufgezeichnet, wie viel Licht von der Venus kam, wenn sie ihre größte Helligkeit hatte. Es wurde festgestellt, dass es etwa hundertmal heller war als die Objekte, aus denen die traditionelle erste Größe bestand, daher wurde die Skala einfach in die negativen Zahlen erweitert, um dies aufzunehmen. Venus hat eine visuelle Größe von etwa -4. Der Mond, der mit Abstand hellste der Planeten, die wir am Himmel sehen können, hat eine Helligkeit von etwa -12, wenn er voll ist. Die Sonne gibt etwa 400.000 Mal so viel Licht ab wie der Vollmond. Dies bedeutet, dass seine visuelle Größe etwa -26 beträgt.

Wie zu sehen ist, stellt diese Skala eine hervorragende Möglichkeit dar, mit den weit auseinandergehenden Lichtern am Himmel umzugehen. Obwohl die lokalen atmosphärischen Bedingungen immer von größter Bedeutung sind, sollte es in einer klaren Nacht möglich sein, Sternkörper bis zur Größe 6 zu sehen. Ein typisches Feldfernglas sollte ausreichen, um Objekte bis zu einer Helligkeit von 9,5 zu sehen, was mehr als ist hundertmal dunkler, als die Augen allein sehen können. Ein Teleskop wird diese Fähigkeit, dunklere Objekte zu erkennen, natürlich in einem fast unvorstellbaren Ausmaß verbessern. Je größer der Durchmesser des Teleskops ist, desto mehr Licht wird erfasst und desto größere Objekte können gesehen werden. Dem sind nur der Durchmesser der zu beschaffenden Linsen und die atmosphärischen Bedingungen am Betrachtungsort Grenzen gesetzt. Das Hubble-Weltraumteleskop ist in der Lage, unter seinen nahezu perfekten Beobachtungsbedingungen außerhalb der Erdatmosphäre Objekte bis zu einer Größe von 31,5 aufzulösen.


6) Zusammenfassung

  • Geometrische Parallaxen wurden auf Entfernungen gemessen, die bereits die weniger als 10.000 Jahre alte "Hypothese des jungen Universums" in Frage stellen. In den nächsten Jahren, mit der Einführung von GAIA, werden die Ergebnisse auf mehr als 30.000 Lichtjahre hinausgehen.
  • Geometrische Messungen an Objekten, die Tausende, Millionen und sogar Milliarden Lichtjahre entfernt sind, stehen zur Verfügung, wobei sinnvolle physikalische Modelle für die beobachteten Objekte verwendet werden.
  • Andere Methoden stützen sich auf ein gut etabliertes Modell dafür, was Sterne sind und wie sie sich während ihrer Lebensdauer verändern. Zumindest müssen die Milliarden von Sternen in unserer Galaxie, wenn es sich überhaupt um Sterne (und nicht nur um mysteriöse Lichtpunkte) handelt, viele zehntausend Lichtjahre entfernt sein.
  • Die Methoden zur Entfernungsbestimmung zu sehr weit entfernten Objekten beruhen auf gut untersuchten „Standardkerzen“.
  • Alle bisherigen Ergebnisse stimmen mit Vorhersagen der Theorie der Sternentstehung und der Urknalltheorie überein.

Schließlich muss man erkennen, dass, obwohl die Methoden zur Bestimmung von Entfernungen stark voneinander abhängig zu sein scheinen (wie ich in der Einleitung erwähnte, verwendet man eine Art "Leiter" verschiedener Methoden), stattdessen ein ganzes Netz von Selbst existiert -Korrektur- und ineinandergreifende Methoden, die alle zu den gleichen Schlussfolgerungen kommen. Die Annahmen, die in die Methoden eingehen, werden dadurch begründet, dass wir konsistent Ergebnisse, wenn wir diese Annahmen verwenden.


Inhalt

Astronomische Einheit Bearbeiten

Die astronomische Einheit ist der mittlere (durchschnittliche) Abstand der Erde von der Sonne. Das wissen wir ganz genau. Die Keplerschen Gesetze geben die Verhältnisse der Entfernungen von Planeten an, und Radar gibt die absolute Entfernung zu inneren Planeten und künstlichen Satelliten in ihrer Umlaufbahn an.

Parallaxe Bearbeiten

Parallaxe ist die Verwendung der Trigonometrie, um die Entfernungen von Objekten in der Nähe des Sonnensystems zu bestimmen.

Während die Erde um die Sonne kreist, scheint sich die Position der nahen Sterne gegenüber dem weiter entfernten Hintergrund leicht zu verschieben. Diese Verschiebungen sind Winkel in einem rechtwinkligen Dreieck, wobei 2 AE den kurzen Schenkel des Dreiecks und die Entfernung zum Stern den langen Schenkel bilden. Die Verschiebung ist recht gering und beträgt 1 Bogensekunde für ein Objekt in einer Entfernung von 1 Parsec (3,26 Lichtjahre).

Diese Methode funktioniert für Entfernungen bis zu einigen hundert Parsec.

Objekte bekannter Helligkeit heißen Standardkerzen. Die meisten physischen Entfernungsindikatoren sind Standardkerzen. Dies sind Objekte, die einer Klasse mit bekannter Helligkeit angehören. Durch den Vergleich der bekannten Leuchtkraft des letzteren mit seiner beobachteten Helligkeit kann die Entfernung zum Objekt nach dem inversen-quadratischen Gesetz berechnet werden.

In der Astronomie wird die Helligkeit eines Objekts durch seine absolute Helligkeit angegeben. Diese Größe ergibt sich aus dem Logarithmus seiner Leuchtkraft aus einer Entfernung von 10 Parsec. Die scheinbare Helligkeit ist die Helligkeit, die der Beobachter sieht. Es kann verwendet werden, um die Entfernung zu bestimmen D zum Objekt in Kiloparsec (Kiloparsec = 1.000 Parsec) wie folgt:

wo ich die scheinbare Helligkeit und M die absolute Größe. Damit dies genau ist, müssen beide Größen im gleichen Frequenzband liegen und es darf keine Relativbewegung in radialer Richtung geben.

Es werden auch einige Mittel benötigt, um die interstellare Extinktion zu berücksichtigen, die auch Objekte lichtschwächer und roter erscheinen lässt. Der Unterschied zwischen absoluten und scheinbaren Helligkeiten wird als Entfernungsmodul bezeichnet, und astronomische Entfernungen, insbesondere intergalaktische, werden manchmal auf diese Weise tabellarisch dargestellt.

Probleme Bearbeiten

Für jede Klasse von Standardkerzen gibt es zwei Probleme. Der wichtigste ist die Kalibrierung, um die absolute Größe der Kerze genau herauszufinden.

Die zweite besteht darin, die Mitglieder der Klasse anzuerkennen. Die Standard-Kerzenkalibrierung funktioniert nur, wenn das Objekt zur Klasse gehört. Bei extremen Entfernungen, wo man am meisten einen Entfernungsindikator verwenden möchte, kann dieses Erkennungsproblem sehr ernst sein.

Ein wesentliches Problem bei Standardkerzen ist die Frage, wie Standard sie sind. Zum Beispiel scheinen alle Beobachtungen darauf hinzudeuten, dass Supernovae vom Typ Ia mit bekannter Entfernung die gleiche Helligkeit haben, aber es ist möglich, dass entfernt Supernovae vom Typ Ia haben andere Eigenschaften als in der Nähe Supernovae vom Typ Ia. [1]

Mit wenigen Ausnahmen sind Entfernungen, die auf direkten Messungen basieren, nur bis zu etwa tausend Parsec verfügbar, was ein bescheidener Teil unserer eigenen Galaxie ist. Für darüber hinausgehende Entfernungen hängen die Maße von physikalischen Annahmen ab, das heißt von der Behauptung, dass man das fragliche Objekt erkennt und die Klasse der Objekte homogen genug ist, um ihre Mitglieder für eine sinnvolle Entfernungsschätzung verwenden zu können.

Physische Entfernungsindikatoren, die auf zunehmend größeren Entfernungsskalen verwendet werden, umfassen:

    — In den letzten zehn Jahren bietet die Messung von verdunkelnden Doppelsternen eine Möglichkeit, die Entfernung zu Galaxien zu messen. Genauigkeit auf dem 5%-Niveau bis zu einer Entfernung von etwa 3 Millionen Parsec. [2] — sind periodisch veränderliche Sterne, die häufig in Kugelsternhaufen zu finden sind und oft als Standardkerzen verwendet werden, um galaktische Entfernungen zu messen. Diese Roten Riesen werden verwendet, um Entfernungen innerhalb der Galaxie und in nahegelegenen Kugelsternhaufen zu messen.
  • In der galaktischen Astronomie werden Röntgenblitze (thermonukleare Blitze auf der Oberfläche eines Neutronensterns) als Standardkerzen verwendet. Beobachtungen von Röntgenstrahlen zeigen manchmal Röntgenspektren, die eine Radiusausdehnung anzeigen. Daher sollte der Röntgenfluss an der Spitze des Bursts der Eddington-Leuchtkraft entsprechen, [3] die berechnet werden kann, sobald die Masse des Neutronensterns bekannt ist (1,5 Sonnenmassen ist eine häufig verwendete Annahme). und novae
    • Cepheiden sind eine Klasse von sehr leuchtenden veränderlichen Sternen. Die starke direkte Beziehung zwischen der Leuchtkraft und der Pulsationsperiode einer Cepheiden-Variablen sichert den Cepheiden ihren Status als wichtige Standardkerzen für die Etablierung der Galaktischen und extragalaktische Entfernungsskalen. [4]
    • Novae haben einige Versprechen für die Verwendung als Standardkerzen. Zum Beispiel ist die Verteilung ihrer absoluten Helligkeit bimodal, mit einem Hauptpeak bei einer Stärke von -8,8 und einem kleineren bei -7,5. Novae haben auch 15 Tage nach ihrem Höhepunkt ungefähr die gleiche absolute Helligkeit (−5,5). Diese Methode ist ungefähr so ​​genau wie die Methode der variablen Sterne von Cepheiden. [5]
      . Da die Weißen Zwergsterne, die zu Supernovae werden, eine einheitliche Masse haben, erzeugen Supernovae vom Typ Ia eine konsistente Spitzenleuchtkraft. Die Stabilität dieses Wertes ermöglicht es, diese Explosionen als Standardkerzen zu verwenden, um die Entfernung zu ihren Wirtsgalaxien zu messen, da die visuelle Größe der Supernovae in erster Linie von der Entfernung abhängt. [6] und das Hubble-Gesetz Mit Hilfe des Hubble-Gesetzes, das die Rotverschiebung mit der Entfernung in Beziehung setzt, kann man die Entfernung einer bestimmten Galaxie abschätzen.
  • Anpassung der Hauptsequenz Bearbeiten

    In einem Hertzsprung-Russell-Diagramm wird die absolute Helligkeit für eine Gruppe von Sternen gegen die spektrale Klassifizierung der Sterne aufgetragen. Es werden evolutionäre Muster gefunden, die sich auf Masse, Alter und Zusammensetzung des Sterns beziehen. Insbesondere liegen Sterne während ihrer Wasserstoffverbrennungszeit entlang einer Kurve im Diagramm, die als Hauptreihenfolge bezeichnet wird.

    Durch Messung der Eigenschaften aus dem Spektrum eines Sterns kann die Position eines Hauptreihensterns im H-R-Diagramm gefunden werden. Daraus wird die absolute Helligkeit des Sterns geschätzt. Ein Vergleich dieses Wertes mit der scheinbaren Helligkeit erlaubt es, die ungefähre Entfernung zu bestimmen, nachdem die interstellare Extinktion der Leuchtkraft durch Gas und Staub korrigiert wurde.

    In einem gravitativ gebundenen Sternhaufen wie den Hyaden sind die Sterne etwa im gleichen Alter entstanden und liegen in der gleichen Entfernung. Dies ermöglicht eine relativ genaue Hauptsequenzanpassung, die sowohl eine Alters- als auch eine Entfernungsbestimmung ermöglicht.

    Dies ist keine vollständige Liste von Methoden, aber sie zeigt, wie Astronomen die Entfernung astronomischer Objekte schätzen.


    Sternhelligkeit versus Sternleuchtkraft

    Die alten Astronomen glaubten, die Sterne seien an einer gigantischen Kristallkugel befestigt, die die Erde umgibt. In diesem Szenario befanden sich alle Sterne in der gleichen Entfernung von der Erde, und so hing für die Alten die Helligkeit oder Dunkelheit der Sterne nur von den Sternen selbst ab.

    In unserer Kosmologie befinden sich die Sterne, die wir in einer dunklen Nacht allein mit dem Auge sehen, in sehr unterschiedlichen Entfernungen von uns, von mehreren Lichtjahren bis zu über 1.000 Lichtjahren. Teleskope zeigen das Licht von Sternen, die Millionen oder Milliarden Lichtjahre entfernt sind.

    Wenn wir heute über die Helligkeit eines Sterns sprechen, meinen wir vielleicht eines von zwei Dingen: intrinsisch Helligkeit oder seine ersichtlich Helligkeit. Wenn Astronomen von der . sprechen Helligkeit von einem Stern, sie sprechen von einem Stern Eigenhelligkeit, wie hell es wirklich ist. Ein Star scheinbare Helligkeit – seine Helligkeit, wie sie von der Erde aus erscheint – ist etwas anderes und hängt davon ab, wie weit wir von diesem Stern entfernt sind.

    Astronomen führen die Leuchtkraft von Sternen oft in Bezug auf die Sonnenleuchtkraft auf. Die Sonne hat einen Radius von etwa 696.000 Kilometern und eine Oberflächentemperatur von etwa 5800 Kelvin oder 5800 Grad über dem absoluten Nullpunkt. Gefrierpunkt von Wasser = 273 Kelvin = O o Celsius

    Zum Beispiel ist fast jeder Stern, den Sie mit bloßem Auge sehen, größer und leuchtender als unsere Sonne. Die überwiegende Mehrheit der Sterne, die wir nachts allein mit dem Auge sehen, sind Millionen – sogar Hunderte von Millionen – –-mal weiter entfernt als die Sonne. Unabhängig davon können diese fernen Sonnen von der Erde aus gesehen werden, weil sie hundert- oder tausendmal leuchtender sind als unser lokaler Stern.

    Das soll nicht heißen, dass unsere Sonne ein Leichtgewicht unter den Sternen ist. Tatsächlich wird angenommen, dass die Sonne heller ist als 85% der Sterne in unserer Milchstraße. Die meisten dieser weniger leuchtenden Sterne sind jedoch zu klein und zu schwach, um ohne optische Hilfe zu sehen.

    Die Leuchtkraft eines Sterns hängt von zwei Dingen ab:

    1. Radiusmaß
    2. Oberflächentemperatur

    Radiusmaß

    Nehmen wir an, ein Stern hat die gleiche Oberflächentemperatur wie die Sonne, aber einen größeren Radius. In diesem Szenario beansprucht der Stern mit dem größeren Radius die größere Leuchtkraft. Im Beispiel unten sagen wir, dass der Radius des Sterns 4 Sonnen (4-mal der Radius der Sonne) beträgt, aber die gleiche Oberflächentemperatur wie unsere Sonne hat.

    Wir können die Leuchtkraft des Sterns – relativ zur Sonne’s – mit der folgenden Gleichung berechnen, wobei L = Leuchtkraft und R = Radius:

    L = R2
    L = 4 2 = 4 x 4 = 16-fache Leuchtkraft der Sonne

    Obwohl der Stern VY Canis Majoris im Sternbild Canis Major eine viel kühlere Oberflächentemperatur als unsere Sonne hat, macht ihn die schiere Größe dieses Sterns zu einem superleuchtenden Stern. Sein Radius soll etwa 1400-mal größer sein als der unserer Sonne und seine Leuchtkraft 270.000 größer als die unserer Sonne.

    Oberflächentemperatur

    Also, if a star has the same radius as the sun but a higher surface temperature, the hotter star exceeds the sun in luminosity. The sun’s surface temperature is somewhere around 5800 Kelvin (9980 o Fahrenheit). That’s 5800 degrees above absolute zero, the coldest temperature possible anywhere in the universe. Let’s presume a star is the same size as the sun but that its surface temperature is twice as great in degrees Kelvin (5800 x 2 = 11600 Kelvin).

    We use the equation below to solve for the star’s luminosity, relative to the sun’s, where L = luminosity and T = surface temperature, and the surface temperature equals 2 solar.

    L = T 4
    L = 2 4 = 2 x 2 x 2 x 2 = 16 times the sun’s luminosity

    Luminosity of Star = R 2 x T 4

    The HR Diagram categorizes stars by surface temperature and luminosity. Hot blue stars, over 30,000 Kelvin, at left and cool red stars, less than 3,000 Kelvin, at right. The most luminous stars – over 1,000,000 solar – are at top, and the least luminous stars – 1/10,000 solar – at bottom.

    The luminosity of any star is the product of the radius squared times the surface temperature raised to the fourth power. Given a star whose radius is 3 solar and a surface temperature that’s 2 solar, we can figure that star’s luminosity with the equation below, whereby L = luminosity, R = radius and T = surface temperature:

    L = R 2 x T 4
    L = (3 x 3) x (2 x 2 x 2 x 2)
    L = 9 x 16 = 144 times the sun’s luminosity

    Color and surface temperature

    Have you ever noticed that stars shine in an array of different colors in a dark country sky? If not, try looking at stars with binoculars sometime. Color is a telltale sign of surface temperature. The hottest stars radiate blue or blue-white, whereas the coolest stars exhibit distinctly ruddy hues. Our yellow-colored sun indicates a moderate surface temperature in between the two extremes. Spica serves as prime example of a hot blue-white star, Altair: moderately-hot white star, Capella: middle-of-the-road yellow star, Arcturus: lukewarm orange star and Betelgeuse: cool red supergiant.

    Bottom line: Some extremely large and hot stars blaze away with the luminosity of a million suns! But other stars look bright only because they’re near Earth. Astronomers call the true, intrinsic brightness of a star its Helligkeit.


    Schau das Video: . Scheinbare u. absolute Helligkeit - Entfernungsmodul Cepheiden Teil 3 (Dezember 2021).