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Ich habe eine Aufgabe, bei der ich die Temperatur eines Sterns auf mindestens zwei verschiedene Arten schätzen soll und bestimmen soll, welcher der Ansätze die zuverlässigste Schätzung liefert. Alles, was angegeben wird, ist die Helligkeit des Sterns bei einigen zufälligen Wellenlängen. Eine Möglichkeit zum Schätzen wäre, die Spitzenhelligkeit aus den Daten zu ermitteln und die entsprechende Wellenlänge als Spitzenwellenlänge zu verwenden und . zu lösen
$$T = frac{b}{lambda_{max}}$$
Ich habe also 20 verschiedene Wellenlängen, die von 90 nm bis 1000 nm reichen. Wie würde man T aus einem Schwarzkörperspektrum abschätzen? Sollte ich einen mit den gegebenen Wellenlängen grafisch darstellen und verschiedene Werte für T ausprobieren, bis er zu den Daten passt?
Allerdings fallen mir mit so wenig Daten keine anderen Ansätze ein.
Verwenden Sie das Verschiebungsgesetz von Wien - wie Sie es vorschlagen.
Nehmen wir an, dass das Spektrum, das Sie erhalten haben, fast den gesamten Fluss des Sterns enthält. Dies könnte in Ordnung sein, solange der Fluss in Richtung kleiner Zahlen an jedem Ende des Spektrums geht? Wenn dies der Fall ist, können Sie die temperaturunabhängige Form einer Schwarzkörperfunktion verwenden, um zu argumentieren, dass ein bestimmter Bruchteil des Flusses unterhalb einer Wellenlänge enthalten ist, die nur von der Temperatur abhängt. Dies ist eine robustere Version des Wienschen Gesetzes.
Zum Beispiel sollten 50% des Flusses unterhalb einer Wellenlänge von . liegen $4107/T$ $mu$m.
So summieren Sie Ihre 20 Punkte nach der Simpson-Regel oder der Trapez-Regel, wenn sie ungleichmäßig verteilt sind oder Lücken aufweisen. Dann berechnen Sie der Reihe nach, wie viel Fluss bis zur Wellenlänge jedes der Wellenlängenpunkte vorhanden ist. Wenn Sie den Punkt erreichen, bei dem 50% des Gesamtflusses darunter liegen, beträgt die Temperatur $4107/lambda$, wo $lambda$ ist in $mu$m.
Prinzipiell ist Methode 2. robuster, da Sie immer versuchen, die Wirksam Temperatur - das ist die Temperatur eines schwarzen Körpers, der das gleiche beobachtete ergibt integriert Fluss. Da Methode 2 eine integrale Methode ist, ist sie weniger empfindlich gegenüber der detaillierten Form des Spektrums. Was gut ist, denn Sterne sind keine schwarzen Körper.
Im Gegensatz dazu ist Methode 1 wirklich der Gnade ausgeliefert, wie nah das Spektrum an einem schwarzen Körper ist.
Ein mögliches Problem bei Methode 2 besteht jedoch darin, dass Ihr Spektrum nicht den gesamten Fluss enthält. In diesem Fall wird Ihre Temperatur zu hoch geschätzt (vorausgesetzt, der fehlende Fluss ist länger als 1000 nm).
Genaue Messung der Temperatur von roten Überriesensternen
Rote Überriesen sind eine Klasse von Sternen, die ihr Leben in Supernova-Explosionen beenden. Ihre Lebenszyklen sind nicht vollständig verstanden, teilweise aufgrund von Schwierigkeiten bei der Messung ihrer Temperaturen. Astronomen entwickeln erstmals eine genaue Methode zur Bestimmung der Oberflächentemperaturen von Roten Überriesen. Sterne gibt es in einer Vielzahl von Größen, Massen und Zusammensetzungen. Unsere Sonne gilt als relativ kleines Exemplar, insbesondere im Vergleich zu Beteigeuze, die als roter Überriese bekannt ist. Rote Überriesen sind Sterne mit der neunfachen Masse unserer Sonne, und all diese Masse bedeutet, dass sie, wenn sie sterben, mit extremer Heftigkeit in einer riesigen Explosion, der sogenannten Supernova, sterben, insbesondere einer sogenannten Typ-II-Supernova. Supernovae vom Typ II säen den Kosmos mit lebenswichtigen Elementen aus, daher sind die Forscher sehr daran interessiert, mehr über sie zu erfahren. Derzeit gibt es keine Möglichkeit, Supernova-Explosionen genau vorherzusagen. Ein Teil dieses Puzzles besteht darin, die Natur der roten Überriesen zu verstehen, die den Supernovae vorausgehen. Obwohl rote Überriesen extrem hell und aus großer Entfernung sichtbar sind, ist es schwierig, wichtige Eigenschaften, einschließlich ihrer Temperaturen, zu ermitteln. Dies liegt an den komplizierten Strukturen ihrer oberen Atmosphären, die zu Inkonsistenzen bei Temperaturmessungen führen, die mit anderen Sternenarten funktionieren könnten. „Um die Temperatur der Roten Überriesen zu messen, mussten wir eine sichtbare oder spektrale Eigenschaft finden, die von ihren komplexen oberen Atmosphären nicht beeinflusst wurde“, sagte Daisuke Taniguchi von der Fakultät für Astronomie der Universität Tokio. "Chemische Signaturen, die als Absorptionslinien bekannt sind, waren die idealen Kandidaten, aber es gab keine einzige Linie, die allein die Temperatur enthüllte. Wenn wir jedoch das Verhältnis zweier verschiedener, aber verwandter Linien - der von Eisen - betrachteten, fanden wir das Verhältnis selbst verwandt auf Temperatur. Und das auf konsistente und vorhersehbare Weise." Taniguchi und sein Team beobachteten Kandidatensterne mit einem Instrument namens WINERED, das an Teleskopen befestigt wird, um spektrale Eigenschaften entfernter Objekte zu messen. Sie maßen die Eisenabsorptionslinien und berechneten die Verhältnisse, um die jeweiligen Temperaturen der Sterne abzuschätzen. Durch die Kombination dieser Temperaturen mit genauen Entfernungsmessungen des Weltraumobservatoriums Gaia der Europäischen Weltraumorganisation ESA berechneten die Forscher die Leuchtkraft oder Leistung der Sterne und stellten fest, dass ihre Ergebnisse mit der Theorie übereinstimmen. "Wir müssen noch viel über Supernovae und verwandte Objekte und Phänomene lernen, aber ich denke, diese Forschung wird den Astronomen helfen, einige der Lücken auszufüllen", sagte Taniguchi. „Der Riesenstern Beteigeuze (auf Orions Schulter) könnte 2019 zu unseren Lebzeiten zur Supernova werden und 2020 verdunkelte er sich unerwartet. Es wäre faszinierend, wenn wir vorhersagen könnten, ob und wann er zur Supernova werden könnte. Ich hoffe, unsere neue Technik trägt dazu bei Bemühen und mehr." Isaac Newton benutzte ein Prisma, um weißes Licht in verschiedene Farben aufzuteilen. Astronomen verwenden ein Spektrometer, das nach demselben Prinzip die chemische Zusammensetzung, die Temperatur und sogar die Geschwindigkeit eines Sterns von der Erde weg oder zur Erde untersucht. Wenn wir Newtons Experiment verwenden, bei dem ein abgedunkelter Raum, ein geschlitzter Karton und ein Prisma verwendet werden, können wir sehen, dass zwei verschiedene Lichtquellen, sei es die Sonne oder eine Kerze oder eine Tischlampe, ein unterschiedliches Farbspektrum erzeugen. Wenn wir verschiedene Sterne mit einem Spektrometer betrachten, das an ein Teleskop angeschlossen werden kann, sehen wir ein anderes Spektrum. Wir können anhand verschiedener farbiger Linien im Spektrum erkennen, welche Atome im Stern vorhanden sind. Diese werden Spektrallinien genannt. Einige Linien sind dunkel und werden Absorptionslinien genannt. Diese zeigen, welche Atome das Licht absorbieren. Einige Linien sind hell und werden als Emissionslinien bezeichnet. Diese zeigen, welche Atome Licht emittieren. Wenn es beispielsweise dunklere Linien gibt, die Wasserstoff anzeigen, und helle Linien, die Helium anzeigen, können wir sagen, dass der Stern seinen Wasserstoff verbrennt und begonnen hat, Helium zu verbrennen. Ein roter Riese würde diesem Beweis entsprechen. Wir können die Oberflächentemperatur des Sterns schätzen. Durch die Messung seiner Temperaturverteilung über einen langen Zeitraum können wir sogar seinen Sonnenflecken- oder Sternfleckenzyklus abschätzen. Aus dem Sternspektrum können wir auch die Umdrehung eines Sterns bestimmen, genauso wie wir mit einem Spektrometer die unterschiedliche Rotation unserer eigenen Sonne messen können. Wir können die Radialgeschwindigkeit von Sternen messen. Indem wir den Abstand zwischen bestimmten Spektrallinien messen, können wir seine Wellenlänge messen und feststellen, ob und um wie viel es Rotverschiebung (längere Wellenlängen zeigen, dass es sich von uns entfernt) oder Blauverschiebung (kürzere Wellenlängen zeigen, dass es sich auf uns zu bewegt) zeigt. . Wenn wir das Spektrum eines Doppelsterns betrachten, kann es für uns Probleme bereiten, da wir das kombinierte Spektrum für beide Sterne sehen werden. Große Präzision ist erforderlich, um die verschiedenen Teile zu studieren. Astronomie und Astrophysik In diesem Versuchsaufbau für die optische Astronomie verwenden wir hochauflösende Teleskope, digitale Photometer und ladungsgekoppelte Geräte (CCDs). Hauptbeobachtungen liegen im Bereich von 400 nm bis 700 nm Wellenlänge. Die gleiche Ausrüstung kann auch verwendet werden, um Nah-Ultraviolett- und Nahinfrarot-Strahlung zu beobachten. Experimente dienen der Beobachtung von Himmelsobjekten unter Verwendung von Teleskopen und anderen astronomischen Messgeräten. Das Studium der Astronomie mit direkten Experimenten ist nicht immer möglich, da die Eigenschaften des fernen Universums meist unbekannt sind. Dies wird jedoch teilweise dadurch ausgeglichen, dass Astronomen eine Vielzahl von sichtbaren Beispielen für stellare Phänomene haben, die untersucht werden können. Auf diese Weise können Beobachtungsdaten in Diagrammen aufgezeichnet und allgemeine Trends aufgezeichnet werden. Nahegelegene Beispiele für bestimmte Phänomene, wie zum Beispiel veränderliche Sterne, können verwendet werden, um auf das Verhalten weiter entfernter Vertreter zu schließen. Diese entfernten Maßstäbe können dann verwendet werden, um andere Phänomene in dieser Umgebung zu messen, einschließlich der Entfernung zu einer Galaxie. Um die Temperatur eines künstlichen Sterns photometrisch abzuschätzen Kennlinienstudie einer CCD-Kamera Um den Verdunkelungseffekt der Sonnenglieder zu untersuchen Polarausrichtung eines astronomischen Teleskops Um die relative Größe einer Gruppe von Sternen abzuschätzen Um die atmosphärische Extinktion für verschiedene Farben zu untersuchen Um die effektive Temperatur von Sternen durch B-V-Photometrie zu untersuchen Um die Helligkeit des Nachthimmels mit einem Photometer abzuschätzen Um die Entfernung zum Mond mit der Parallaxenmethode zu schätzen So schätzen Sie den Abstand zu einer Cepheiden-Variablen Um die Variabilität von Sternen vom Typ Delta Scuti zu untersuchen Um die Variabilität von RS CVn-Binärdateien zu untersuchen Polarisation von Tag-/Mondlicht Rayleigh-Streuung Empfohlene Holmarc-Newton-Reflexionsteleskope für Sternmessungen Modell: HO-AAP-SV315 Reflektierende Teleskope 300 mm Durchmesser 1500 mm FL Automatisiertes Newton-Teleskop Optik: Beugungsfreie Hochleistungsoptikoptic Beschichtung: Metallische Aluminiumbeschichtung mit SiO-Überzug für Haltbarkeit Bewegung: Motorisiertes horizontales und vertikales Scannen Zusätzliche Features: Filterrad mit ND-Filtern, Farbfilterhalter, Laserleiteinheit für LIDAR-Upgradation und Star Spotting (DPSS-Laser), Scansoftware mit Software Development Kit (Visual C++ [MatLAB und LAB View Command können ausgeführt werden]) etc. Modell: HO-AAP-SV418 Reflektierende Teleskope 400 mm Durchmesser 1800 mm FL Automatisiertes Newton-Teleskop Optik: Beugungsfreie Hochleistungsoptikoptic Beschichtung: Metallische Aluminiumbeschichtung mit SiO-Überzug für Haltbarkeit Bewegung: Motorisiertes horizontales und vertikales Scannen Zusätzliche Features: Filterrad mit ND-Filtern, Farbfilterhalter, Laserleiteinheit für LIDAR-Upgradation und Star Spotting (DPSS-Laser), Scansoftware mit Software Development Kit (Visual C++ [MatLAB und LAB View Command können ausgeführt werden]) etc. Modell: HO-AAP-SV522 Reflektierende Teleskope 500 mm Durchmesser 2200 mm FL Automatisiertes Newton-Teleskop Optik: Beugungsfreie Hochleistungsoptikoptic Beschichtung: Metallische Aluminiumbeschichtung mit SiO-Überzug für Haltbarkeit Bewegung: Motorisiertes horizontales und vertikales Scannen Zusätzliche Features: Filterrad mit ND-Filtern, Farbfilterhalter, Laserleiteinheit für LIDAR-Upgradation und Star Spotting (DPSS-Laser), Scansoftware mit Software Development Kit (Visual C++ [MatLAB und LAB View Command können ausgeführt werden]) etc. Festkörper-Sternphotometer Für jedes Objekt können verschiedene Daten beobachtet werden. Die Positionskoordinaten lokalisieren das Objekt am Himmel mit den Techniken der sphärischen Astronomie, und die Größe bestimmt seine Helligkeit von der Erde aus gesehen. Die relative Helligkeit in verschiedenen Teilen des Spektrums liefert Informationen über die Temperatur und Physik des Objekts. Fotografien der Spektren ermöglichen die Untersuchung der Chemie des Objekts. Ein hochauflösendes Festkörper-Sternphotometer wird für die Messung der Sterntemperatur, der Helligkeit des Nachthimmels, der Untersuchung variabler Sterne usw. verwendet. Es kann direkt am Teleskop befestigt werden. Die gesamte Elektronik, einschließlich Detektor, Elektrometerverstärker, Spannungs-Frequenz-Umwandlungselektronik und Digitalanzeige, ist in einer einfach zu handhabenden Einheit enthalten. Dieses Modell Stellar Photometer macht das Konzept eines "tragbaren Observatoriums" Wirklichkeit. Mit Hilfe eines großen Teleskops können wir genaue und aussagekräftige Messungen von veränderlichen Sternen durchführen. Folgende Experimente können mit HO-ED-AAP-SM02 durchgeführt werden. 6,1 MP 1,8" gekühlte CCD-Kamera Dieses Experiment untersucht die Art und Weise, wie Licht von Partikeln gestreut wird, und zeigt den Effekt der Polarisation. Durch Fokussieren des Lichts auf einen Fotodetektor können wir den Polarisationswinkel des Streulichts genau messen. Die Streuung von Licht durch schwebende Moleküle im Wasser erzeugt linear polarisiertes Licht in der Ebene senkrecht zum einfallenden Licht. Wenn die Ladungen in einem Molekül, wie in der Abbildung gezeigt, entlang der y-Achse oszillieren, strahlt es nicht entlang derselben Achse. Daher ist das Streulicht bei 90° von der Strahlrichtung linear polarisiert. Temperaturbestimmung eines künstlichen Sterns durch Photometrie Die Farbtemperatur ist eine Eigenschaft des sichtbaren Lichts, die wichtige Anwendungen in der Astrophysik hat. Die photometrische BV-Technik wird verwendet, um die Temperatur eines künstlichen Sterns (Wolfram-Halogen-Lampe) zu bestimmen. Für das Experiment werden die BV-Größen für verschiedene Spannungen genommen. Farbtemperatur wird üblicherweise in der Einheit der absoluten Temperatur, dem Kelvin, mit dem Einheitssymbol K angegeben. Abb. Versuchsaufbau zur photometrischen Bestimmung der Temperatur eines künstlichen Sterns. Datenschutz | Allgemeine Geschäftsbedingungen Wir sind eine Organisation, die sich dem Design, der Entwicklung und der Herstellung von Optik, Optomechanik, Bildungsprodukten und Positionierungsgeräten widmet. Wir verfügen über interne Infrastrukturkapazitäten für alle Prozesse, die bei der Herstellung unserer Produkte beteiligt sind. Dies hilft uns, die Qualität unserer Produkte und Dienstleistungen vollständig zu kontrollieren. Unsere Kernkompetenz liegt in der Prototypenentwicklung und Kleinserienfertigung von optomechanischen Geräten und Systemen, bei denen qualifizierte Arbeitskräfte im Vordergrund stehen. Unser Standort in INDIEN ermöglicht es uns, in diesem Bereich im Vergleich zu jedem anderen Unternehmen der Welt am kostengünstigsten zu sein. Die auf dieser Website beschriebenen Produkte stellen nur die Standardartikel dar, die wir für den Forschungs- und Industriemarkt herstellen. Eine unserer Hauptaktivitäten ist der OEM-Markt, wo wir opto-mechanische Geräte und Positionierungen in kleinen Stückzahlen nach kundenspezifischem Design entwickeln und liefern. Wir übernehmen auch die Auftragsfertigung von optomechanischen Produkten in Standard- und Sonderspezifikationen. Wir versuchen bei jeder Sendung, die wir versenden, die Qualität unserer Produkte zu verbessern. Unsere Kunden können damit rechnen, bei jeder Bestellung bei uns bessere Produkte zu erhalten. Unsere Stärke sind unsere zufriedenen Kunden weltweit. Wir bitten um Ihre fortgesetzte Unterstützung in unserem Bestreben, Ihnen einen besseren Service zu bieten. Wir schätzen das Feedback zu unseren Produkten und Dienstleistungen. Bitte mailen Sie uns an [email protected] Wir danken Ihnen, dass Sie sich die Zeit genommen haben, unsere Website zu besuchen, und warten auf eine Gelegenheit, in naher Zukunft für Sie da zu sein. Mit den besten Wünschen und Grüßen, Personal & Management, B.7., H.M.T. Gewerbegebiet, H.M.T. Postfach Kauforder: Schriftliche, gefaxte und E-Mail-Bestellungen werden akzeptiert. Alle Bestellungen bedürfen der unverzüglichen schriftlichen Bestätigung. Produktgarantie: Unsere Garantie für alle unsere mechanischen Komponenten und Systeme beträgt EIN Jahr ab Versanddatum. Produkte mit Material- und Verarbeitungsfehlern werden während dieser Zeit kostenlos repariert oder ersetzt. Für unsere optischen Komponenten beträgt unsere Garantie 30 Tage ab Versanddatum. Defekte Artikel werden kostenlos ersetzt. Der Kunde muss jeden Defekt an optischen Komponenten innerhalb von 48 Stunden nach Erhalt rügen. Für jeden Garantieersatz wird eine schriftliche Erklärung mit autorisierter Unterschrift unter Angabe des Ablehnungsgrundes und Prüfberichten angefordert, die den zurückgegebenen Teilen beigefügt werden. Alle defekten Artikel müssen innerhalb von 10 Tagen nach Versanddatum in ihrer Originalverpackung zurückgesendet werden. Zitate: Alle Angebote sind 90 Tage ab Ausstellungsdatum gültig. Zahlung: 100% Vorauszahlung vor Versand. Kunden, die per internationaler Überweisung bezahlen, müssen alle Bankgebühren einschließlich aller Gebühren, die von Korrespondenz- oder Zwischenbanken erhoben werden, im Voraus bezahlen. Versand & Lieferung: Die Versandkosten, Zollgebühren und eventuelle Landesteuern usw. werden extra berechnet. Der Liefertermin ist nur eine Schätzung und wir übernehmen keine Haftung für verspätete oder Teillieferungen. Wir können jede Bestellung aus irgendeinem Grund ablehnen. Katalogartikel werden in der Regel sofort ab Lager versandt. Für den Fall, dass die Artikel nicht vorrätig sind, wird zum Zeitpunkt der Bestellung ein voraussichtlicher Liefertermin angegeben. Die meisten Artikel können innerhalb von 45 Tagen versendet werden. Installation: Die Installation unserer Geräte vor Ort kann auf Rechnung des Käufers erfolgen. Spezifikationen: HOLMARC behält sich das Recht vor, alle Artikel in den Katalogspezifikationen ohne vorherige Ankündigung zu modifizieren, zu ändern oder anderweitig zu verbessern. Steuern: Auf Sendungen erheben wir die allgemeine Umsatzsteuer, es sei denn, der Käufer übergibt uns mit der Bestellung eine unterschriebene amtliche Umsatzsteuerbefreiung. Käufe, die außerhalb unserer Region getätigt werden, unterliegen der staatlichen oder lokalen Verkaufs-/Gebrauchssteuer, falls vorhanden, und anderen Steuern, die aufgrund dieser Transaktion zu zahlen sind. Instandsetzung: Wenn Ihr Gerät keine Garantie mehr hat, aber repariert werden muss, kontaktieren Sie uns bitte mit Details zum Schaden. Welche Sterne gibt es hier? Ein Stern in dieser Region des Hertzsprung-Russell-Diagramms hat eine Temperatur von etwa 4.000 Kelvin (4.000 K), eine hundertmal schwächere Leuchtkraft als die Sonne (0,01 × L) und einen Radius von einem Drittel des die Sonne (R = 0,3 × R). Dieser Stern liegt entlang der Hauptreihe, wo die meisten Sterne (einschließlich der Sonne) zu finden sind. Die niedrige Temperatur weist auf ziemlich rote Farben hin. Versuchen Sie, die Werte von L, T und R selbst aus dem Diagramm abzulesen. Schätzen Sie ähnliche Werte für Helligkeit, Temperatur und Größe des Sterns wie oben aufgeführt? Die grundlegenden Eigenschaften der Sterne, die entlang der Hauptreihe liegen, unterscheiden sich in vorhersehbarer Weise voneinander. Sie sind alle eng um eine zentrale Linie gruppiert, die in der Mitte des Hertzsprung-Russell-Diagramms verläuft. Aus diesem Grund ist der Bereich möglicher Radien und Temperaturen für Hauptreihensterne für jede einzelne Leuchtkraft extrem klein. In ähnlicher Weise ist auch der Bereich möglicher Radien und Leuchtstärken für Hauptreihensterne für jede Temperatur ziemlich klein. (Erst bei Temperaturen unter 4.000 K beginnt sich die Verteilung der Sterne entlang der Hauptreihe zu verbreitern, wobei viele Sterne unterschiedlicher Leuchtkraft und Radien bei gleicher Temperatur gefunden werden). Wie können wir diese enge Verteilung nutzen, um die Radien eines Hauptreihensterns allein aus der Leuchtkraft L abzuschätzen? Betrachten wir den Fall eines Hauptreihensterns mit einer Leuchtkraft von etwas mehr als einem Hundertstel der Sonne. Wir werden das Hertzsprung-Russell-Diagramm verwenden, um seinen Radius R abzuschätzen. Wenn wir der horizontalen grünen Linie folgen, die von 0,013 auf der y-Achse übergeht, sehen wir, dass einige rot gefärbte Hauptreihensterne entlang ihm liegen (wir schließen alle roten -farbige Sterne, die knapp über und knapp unter dem grünen Kreuz liegen). Dies sind alle Hauptreihensterne, die eine Leuchtkraft von 0,013 L haben. Diese Sterne sind alle in ihrer physikalischen Größe miteinander verwandt. Wie oben erwähnt, repräsentieren diagonale Linien, die auf dem Diagramm gezeichnet sind, die Positionen von Sternen, die alle die gleiche Größe haben. Hauptreihensterne mit einer Leuchtkraft von 0,013 L erstrecken sich somit nur über einen kleinen Radiusbereich. Untersuchen Sie den Hertzsprung-Russell selbst, um abzuschätzen, welche zwei diagonalen Linien die Position dieser Hauptreihensterne am besten begrenzen. Diese Sterne liegen alle unterhalb der Linie, die die Position aller Sterne mit dem gleichen Radius wie die Sonne anzeigt, und sie liegen oberhalb der Linie, die die Position aller Sterne mit einem zehnmal kleineren Radius als dem der Sonne anzeigt. Es ist leicht zu erkennen, dass alle Hauptreihensterne mit einer Leuchtkraft von 0,013 L einen Radius zwischen einem Zehntel und einem Mal dem der Sonne haben, aber wir können es besser machen! Um das Diagramm gut lesbar zu halten, haben wir Linien mit konstantem Radius im Sonnenradius, im zehnfachen Sonnenradius, im hundertfachen Sonnenradius und dergleichen gezeichnet, die nur Zehnerpotenzen markieren. Wir könnten jedoch genauso gut eine Linie mit konstantem Radius mit dem doppelten Sonnenradius oder dem zweihundertfachen Sonnenradius oder in jeder anderen Größenskala zeichnen. Füllen Sie in Gedanken den Bereich zwischen der diagonalen Linie bei einem Sonnenradius und der diagonalen Linie bei einem Zehntel der Sonnenradien mit zusätzlichen Linien aus, die alle parallel zu den beiden auf dem Diagramm zu finden sind. Diese Linien markieren die Position von Sternen, die neun Zehntel so groß sind wie die Sonne, acht Zehntel so groß wie die Sonne, sieben Zehntel so groß wie die Sonne und so bis auf zwei Zehntel (ein- fünftens) die Größe der Sonne. Sie können Ihre Beobachtungsgabe nutzen, um zu sehen, dass die Hauptreihensterne mit einer Leuchtkraft von 0,013 L alle oberhalb der Linie liegen, an der Sterne zwei Zehntel so groß wie die Sonne sind, und unterhalb der Linie, an der Sterne halb so groß sind wie die Sonne. Wir haben mit wenigen Informationen viel erreicht! Wir verwenden nur die Leuchtkraft eines Sterns und die Tatsache, dass er auf der Hauptreihe liegt, und haben seinen Radius auf ein Fünftel bis die Hälfte des Sonnenradius begrenzt. Es ist aus vielen Gründen wichtig, die Temperatur des Sterns zu kennen: Astronomen haben herausgefunden, dass die Oberflächentemperaturen der meisten Sterne zwischen 2.000 K und 40.000 K liegen. Unsere Sonne befindet sich im unteren Teil dieses Bereichs mit einer Oberflächentemperatur von etwa 5.800 K. Institut für Astronomie, University of Maryland Kommentare und Fragen können an den Webmaster gerichtet werden Astronomen verwenden verschiedene Techniken, um herauszufinden, wie weit ein Objekt entfernt ist. Die erste heißt trigonometrische Parallaxe und basiert auf der Geometrie, ist aber nur bis zu etwa 500 Lichtjahre gut. Das Prinzip hinter dieser Methode ist elegant einfach: Die Erde umkreist die Sonne mit einem bekannten Radius und wenn sich die Erde an entgegengesetzten Enden ihrer Umlaufbahn befindet, erscheint ein Stern in einer etwas anderen Position gegenüber entfernten Hintergrundsternen, die uns eine einfache Trigonometrie ermöglichen um zu berechnen, wie weit es entfernt ist (siehe Diagramm unten). Die Parallaxe (symbolisiert durch den griechischen Buchstaben &Theta) ist definiert als die Winkelgröße eines elliptischen Bogens, den der Stern vor dem Hintergrund des Weltraums zu ziehen scheint. Schon seit, wobei sich tan auf die Tangente eines Dreiecks bezieht, r der Radius der Erdbahn (entspricht 1 AE) und d die Entfernung zum Stern ist. Da ein Astronom die Parallaxe bestimmen kann, indem er beispielsweise im Juni und Dezember aufgenommene Fotos vergleicht und der Erdradius ein fester Wert ist, lässt sich die Entfernung leicht berechnen! Sie können sich die Idee der trigonometrischen Parallaxe schnell demonstrieren, indem Sie einen Finger vor sich halten und in dieser Position halten. Schließen Sie Ihr rechtes Auge und merken Sie sich die Position Ihres Fingers vor dem Hintergrund. Schließen Sie nun Ihr linkes Auge und betrachten Sie wieder Ihren Finger Beachten Sie, wie sich die Position vor dem Hintergrund verändert hat! Dies ist das gleiche Prinzip hinter der trigonometrischen Parallaxenmethode, die von Astronomen verwendet wird. So wie sich Ihr Finger aufgrund des geöffneten Auges zu bewegen scheint, scheint sich ein Stern aufgrund der Bewegung der Erde um die Sonne vor dem Hintergrund des Weltraums zu bewegen. Für Sterne, die über 500 Lichtjahre entfernt sind, müssen die Techniken zur Bestimmung von Entfernungen komplizierter werden, da die Messung winziger Änderungen der scheinbaren Positionsänderung eines Sterns begrenzt ist. Die erste derartige Technik, die als spektroskopische Parallaxe bezeichnet wird, nutzt eine bekannte Beziehung zwischen der Farbe eines Sterns und seiner Größe (d. h. seiner Helligkeit). Die Helligkeit eines Sterns kann auf zwei Arten gemessen werden: durch seine scheinbare Helligkeit (d. h. die Helligkeit, die wir von der Erde aus messen, die nicht nur von seiner Temperatur, sondern auch davon abhängt, wie weit er von uns entfernt ist) und durch seine absolute Helligkeit Magnitude (d. h. die Helligkeit, gemessen aus einer willkürlichen Standardentfernung von 10 Parsec (= 32,6 Lichtjahre), die nur von der Temperatur des Sterns abhängt). Wir können die absolute Helligkeit eines Sterns anhand der Tatsache bestimmen, dass zwei Astronomen, Ejnar Hertzsprung und Henry Norris Russell, Anfang des 20 Sterne ) zu ihrer Farbe/Temperatur. Da die meisten Sterne auf einer schmalen Linie liegen, die als „Hauptreihe“ bezeichnet wird, können Astronomen die absolute Helligkeit eines Sterns auf etwa eine Größenordnung ableiten. Solche Hauptreihensterne repräsentieren etwa 90% der Sterne (einschließlich unserer Sonne), die anderen 10% sind Weiße Zwerge und Rote Riesen. Unter Verwendung unserer eigenen Sonne als Kalibrierungsquelle können Astronomen die Temperatur eines Sterns aus seiner Farbe bestimmen, und aus seiner Temperatur können wir die absolute Helligkeit im Hertzsprung-Russell-Diagramm nachschlagen. Da bekannt ist, dass die absolute Helligkeit eines Sterns um ein Quadrat seiner Entfernung von der Erde abnimmt, kann man die Entfernung zur Erde einfach mit der folgenden Gleichung berechnen: Dabei ist m die scheinbare Helligkeit, M die absolute Helligkeit und d die Entfernung zur Erde. Die spektroskopische Parallaxe funktioniert für Sterne, die bis zu 150.000 Lichtjahre entfernt sind – knapp jenseits der Milchstraße. Sterne sind unglaublich groß und unglaublich weit weg. Es gibt keine Möglichkeit, ihre Temperaturen mit einem Thermometer zu messen - aber trotzdem können wir ihre Temperaturen mit großer Genauigkeit kennen. Aus Experimenten auf der Erde wissen wir, dass alle heißen Objekte Licht abgeben. Die Objekte geben Licht bei vielen verschiedenen Wellenlängen ab, aber jedes Objekt hat eine Kontinuumsspitzenwellenlänge, bei der sie mehr Licht emittieren als bei jeder anderen Wellenlänge. Die Kontinuumspeakwellenlänge wird symbolisiert durch &lambdaGipfel (mit dem griechischen Buchstaben "lambda"). Aus Experimenten auf der Erde wissen wir, dass die Kontinuumsspitzenwellenlänge des von einem Objekt emittierten Lichts umgekehrt proportional zu seiner Temperatur ist. Dieser Anteil kann durch die Gleichung symbolisiert werden: Beachten Sie, dass die Temperatur umso niedriger ist, je länger die Peakwellenlänge ist, da dies eine umgekehrte Beziehung ist. Denken Sie auch daran, dass sich das Kontinuum auf die Gesamtform eines Spektrums bezieht. Ein Spektrum, das nur auf die Temperatur zurückzuführen war, ist links im Bild dargestellt, unten rechts das Spektrum eines echten Sterns. Sehen Sie sich das Spektrum eines echten Sterns oben rechts an. Die Gesamtform des Spektrums hat seinen Spitzenwert bei etwa 4500 &mgr;ngström, so dass seine Kontinuums-Spitzenwellenlänge 4500 &mgr;ngström beträgt. Frage 8. Was ist heißer: ein Stern mit einem Höchstwert von 5000 Ångström oder ein Stern mit einem Höchstwert von 6000 Ångström? Woher weißt du das? Entdecken Sie 4. Schaue auf die Spektren dieser sieben Sterne (Seite wird in einem neuen Fenster geöffnet). Dies sind die gleichen sieben Sterne bei der Klassifizierung nach Linienstärke. Sie sind als FlashPaper-Datei (erfordert kostenlosen Flash Player) oder als PDF (erfordert kostenlosen Adobe Reader) verfügbar. Für diese Übung können Sie die Vergrößerung unter jedem Bereich ignorieren. Verfolgen Sie für jedes Spektrum die zugrunde liegende Kontinuumsform - so würde das Spektrum aussehen, wenn es keine Emissions- oder Absorptionslinien hätte. Finden Sie die Kontinuumspeakwellenlänge für jeden Stern. Wenn der Peak nicht in der Grafik angezeigt wird, schätzen Sie ab, wo er Ihrer Meinung nach seinen Höhepunkt erreichen könnte. Ordnen Sie die Sterne nach der Spitzenwellenlänge des thermischen Kontinuums jedes Sterns an, indem Sie die folgende Tabelle verwenden. Entdecken Sie 5. Verwenden Sie nun die umgekehrte Beziehung zwischen der Kontinuumsspitzenwellenlänge und der Temperatur, um die Sterne nach der Temperatur zu ordnen. 
Sternenlicht
Schätzung der Sterntemperatur - Astronomie
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Schätzung der Sterntemperatur - Astronomie
Eine horizontale Linie, die quer durch das Diagramm verläuft, repräsentiert alle der Orte, an denen Sterne mit gleicher Leuchtkraft gefunden werden. Jeder Stern, der entlang der oben gezeichneten horizontalen grünen Linie liegt, hat eine Leuchtkraft von 0,01 L. (Dazu gehören eine Reihe von Weißen Zwergen sowie ein schmales Band entlang der Hauptreihe.)
Schätzung der Sterntemperatur - Astronomie
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Schätzung der Sterntemperatur - Astronomie
Schätzung der Sterntemperatur - Astronomie
Temperatur Sternzahl Spektraltyp Am heißesten &darr &darr &darr &darr &darr Coolste
Ich möchte die Studierenden die OBAFGKM-Ordnung selbst entdecken lassen, aber dies ist möglicherweise nicht praktikabel. Kann ich auf diesen Absatz verzichten?
Astronomen klassifizieren Sterne nach der Temperatur, wobei die heißesten Sterne als 'O'-Sterne, die nächsten heißesten Sterne als 'B'-Sterne, die nächsten 'A' und so weiter nach dem Schema O,B,A,F,G bezeichnet werden. K und M. Der einem Stern zugeordnete Buchstabe wird als Spektralklasse bezeichnet. Jedes der sieben Spektren entspricht einer der Sternenklassen. Markieren Sie in der dritten Spalte der Tabelle den Spektraltyp, der jedem Stern entspricht, indem Sie das oben beschriebene Schriftschema verwenden.
Star Facts: Procyon
Procyon von F. Espenak [astropixels.com] Procyon ist der leuchtendste Stern im Sternbild Canis Minor und der 8. leuchtendste Stern am gesamten Nachthimmel. Der Stern mag gelblich-weiß erscheinen, aber Procyon ist in Wirklichkeit ein binäres System, das einen Hauptreihenstern im Spätstadium und einen toten Weißen Zwerg umfasst. Es ist auch einer unserer nächsten Nachbarn mit nur etwa 11 Lichtjahren Entfernung, was bedeutet, dass Sie keine optischen Hilfsmittel benötigen, um es am Himmel leuchten zu sehen. Sie müssen nur aufblicken, um es zu sehen, also gehen Sie raus und suchen Sie es heute Nacht!
Procyon bedeutet “vor dem Hund” im Griechischen, da er jede Nacht vor dem Hundestern (Sirius in Canis Major) aufging. Aufgrund der Präzession im Laufe der Zeit gilt dies nur noch ab mittleren nördlichen Breitengraden.
Schnelle Fakten
• Sternbild: Canis Minor
• Koordinaten: RA 07h 39m 18,1/17,7s | Dez +05° 13′ 29/20
• Entfernung zur Erde: 11,46 Lichtjahre
• Sterntyp: Weißer Hauptstrang Procyon A (F5 IV–V), Weißer Zwerg Procyon B (DQZ)
• Masse: Procyon A: 1,499 Sonnenmasse | Procyon B: 0,602 Sonnenmasse
• Radius: Procyon A : 2.048 Sonnenradien | Procyon B: 0,01234 Sonnenradius
• Scheinbare Größe: Procyon A: 0,34 | Procyon B: 10.7
• Leuchtkraft: 6,93 Sonnenleuchtkraft (Procyon A)
• Oberflächentemperatur: Procyon A: 6.530K | Procyon B: 7.740K
• Rotationsgeschwindigkeit: 3,16 km/s (Procyon A)
• Alter: Procyon A: 1,87 Milliarden Jahre | Procyon B: 1,37 Milliarden Jahre
• Andere Bezeichnungen: Elgomaisa, Algomeysa, Antecanis, Alpha Canis Minoris
Das Winterdreieck
Procyon in Canis Minor, Sirius in Canis Major und Beteigeuze in Orion bilden zusammen eine Ansammlung von Sternen erster Größe, die als Winterdreieck bekannt sind und daher kaum zu übersehen sind. Procyon hat einen Farbindex von 0,42, was ihm einen schwachen Gelbstich verleiht, der scharf mit dem brillanten Weiß von Sirius und dem roten Leuchten von Beteigeuze kontrastiert. Suchen Sie im Spätwinter nach dem Winterdreieck und besonders nach Procyon, wenn der Stern am 24. Januar um Mitternacht gipfelt.
Physikalische Eigenschaften des Procyon-Systems
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.
Proper Motion
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.
