الفلك

ما هو أبعد نجم يمكننا قياس قطره؟

ما هو أبعد نجم يمكننا قياس قطره؟


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.

إذا كان النجم قريبًا بما يكفي بحيث يمكننا قياس المنظر الخاص به ولا يبدو وكأنه نقطة ، فيمكننا استنتاج قطره. هل يمكننا قياس قطر كل النجوم التي يمكننا قياس اختلاف المنظر لها ، أم أن القطر الزاوي عامل مقيد؟ إلى أي مدى يمكن قياس قطر النجم؟


ليس القطر الزاوي أو دقة prallax هي العامل المحدد ، ولكن حقيقة أنه من الصعب الحصول على قياسات التداخل للنجوم الباهتة.

تُقاس الأقطار الزاويّة الحديثة عن طريق قياس التداخل بالأشعة تحت الحمراء (على سبيل المثال باستخدام مصفوفة CHARA - Gordon et al. 2019). أكثر القياسات دقة للأقطار الزاويّة لها عدم يقين يبلغ حوالي 17 ميكرو ثانية قوسية في تلك الورقة. هذا يعني أن أصغر الأقطار الزاويّة التي يمكن أن تسفر عن كشف صلب لقرص النجم موجودة تقريبًا $ ثيتا = 50 دولارًا ميكرو ثانية قوسية. لكن مثل هذه القياسات لا يمكن تحقيقها إلا للنجوم حتى حوالي $ الخامس سيم 6 دولار.

يمكننا كتابة معادلة للعلاقة بين $ ثيتا $نصف قطر النجم $ R $ وبعدها $ D $. $$ D = frac {2R} { theta} = 186 left ( frac {R} {R _ { odot}} right) left ( frac { theta} {50 mu { rm as}} right) ^ {- 1} { rm pc} $$

هذا يعني أنه إذا أ 1 ريال _ { odot} دولار أمريكي النجم له مسافة معروفة بدقة أكبر من $ سيم 30 دولار٪ خطأ في القطر الزاوي ، ثم يمكن قياس نصف قطرها إلى مسافات تبلغ حوالي 200 قطعة (بدقة تصل إلى حوالي 30 ٪). يمكن تحقيق ذلك بسهولة - أ 1 ريال _ { odot} دولار أمريكي نجم من النوع الشمسي على مسافة 200 جهاز كمبيوتر له سطوع $ الخامس سيم 11 دولار ولديه عدم يقين في اختلاف المنظر في كتالوج Gaia لحوالي 0.1 mas فقط (غالبًا خطأ منهجي في الوقت الحالي) ، مما يعني أن المسافة معروفة بحوالي 2٪. وبالتالي ، فإن عدم اليقين في اختلاف المنظر ليس هو العامل المحدد. ومع ذلك ، فإن نجمًا من النوع الشمسي قوته 6 درجات سيكون عند $ D sim 20 دولار كمبيوتر. بعيدًا جدًا عن هذا والمصدر ليس ساطعًا بدرجة كافية للحصول على قياس القطر الزاوي باستخدام CHARA.

من ناحية أخرى ، نجم عملاق أحمر كبير ، مع $ R sim 200 R _ { odot} $ يمكن من حيث المبدأ أن يقاس نصف قطرها بنسبة 30٪ إلى مسافة 37 كيلوبتامين مع الدقة الزاوية المتاحة. ومع ذلك ، لن يكون لمثل هذا النجم اختلاف في المنظر يمكن قياسه في الوقت الحاضر. سيكون المنظر 27 ميكرو ثانية قوسية ، والتي يجب أن تكون قابلة للحل فقط في تخفيض بيانات Gaia النهائي في غضون بضع سنوات. ومع ذلك ، فإن النجم سيكون كذلك $ الخامس سيم 14 دولار وهو طريق ضعيف جدًا بالنسبة لقدرات قياس التداخل الحالية لـ CHARA. عملاق أحمر قوته السادسة في $ D sim 500 دولار الكمبيوتر ، وهي المسافة التي يمكن قياس قطرها الزاوي ومنظرها بدقة.

لذا فإن الجواب هو أن التحديد ليس الدقة الزاوية أو اختلاف المنظر. هو حد السطوع لمقاييس التداخل المستخدمة لإجراء القياسات. يعني هذا القيد أنه يمكنك قياس أقطار الأقزام من النوع الشمسي إلى بضع 10 ثوانٍ من أجهزة الكمبيوتر ، وأقطار أكبر العمالقة الحمراء إلى حوالي 1 كيلو بايت.

تحديث: هناك مقاييس تداخل أخرى يمكن استخدامها. يستخدم مقياس التداخل VLTI / Amber في تشيلي تلسكوبات أكبر من CHARA ويمكنه من حيث المبدأ أن يعمل على تقليل الأحجام. ورقة بقلم Chesneau et al. (2014) يقيس القطر الزاوي لـ HR5171A (عملاق أحمر) ليكون 3.39 دولار / مساءً 0.02 دولار ماس ، على مسافة 3.6 كيلوبتيرة. https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2014/03/aa22421-13/aa22421-13.html

على الرغم من أن هذا النجم الضخم بعيدًا جدًا ، إلا أنه مشرق بدرجة كافية ($ الخامس سيم 6.5 دولار) أنه لا يزال من الممكن تحقيق قياس القطر الزاوي. لاحظ على الرغم من أن القيد هنا لا يزال سطوع الكائن ، وليس المسافة أو الحجم الزاوي.


من السهل دائمًا قياس المنظر مقارنة بالحجم الزاوي لأي كوكب. هذا صحيح أيضًا بالنسبة لمعظم النجوم ، باستثناء العمالقة الفائقة وبعض العمالقة العملاقة. يتم إعطاء المنظر بواسطة

$ displaystyle theta_ {p} = frac {d_e} {d} $

أين $ d_e $ هي المسافة بين الأرض والشمس وهي $ د $ مسافة النجم. بدلاً من ذلك ، الحجم الزاوي لجسم نصف قطره $ r $ هو

$ displaystyle theta_ {r} = frac {r} {d} $

يترك $ theta_ {min، p} $ و $ theta_ {min، r} $ هي أفضل دقة زاوية يمكننا الحصول عليها لقياس المنظر والحجم الزاوي على التوالي. من الواضح أن الحجم الزاوي سيكون العامل المحدد إذا

$ displaystyle frac {r} { theta_ {min، r}} < frac {d_e} { theta_ {min، p}} $

الآن ، دعونا نأخذ $ theta_ {min، p} حوالي 10 ^ {- 5} $ مثل (دقة مهمة Gaia) و $ theta_ {min، r} حوالي 2 cdot 10 ^ {- 6} $ مثل (مقياس التداخل البصري للنموذج البحري). لذلك ، فإن شرط الحجم الزاوي ليكون العامل المحدد هو (لأقرب ترتيب من حيث الحجم):

$ r

بالطبع لا يمكن أن يكون هناك كوكب بنصف قطر أكبر من عُشر المسافة بين الأرض والشمس ، وبالتالي فإن الحجم الزاوي هو دائمًا العامل المحدد للكواكب.

أكبر تسلسل رئيسي للنجوم (نجوم من النوع O) يبلغ نصف قطرها حوالي 20 ريالاً سعوديًا {⊙} دولارًا أمريكيًا، في حين أن المسافة بين الأرض والشمس تزيد قليلاً 200 دولار_ {⊙} دولار. لذلك ، تجلس النجوم من النوع O عبر الحدود ، في حين أن الحجم الزاوي هو العامل المحدد لجميع نجوم التسلسل الرئيسي الأخرى.

الآن ، دعونا نفحص النجوم خارج التسلسل الرئيسي. أكبر النجوم هي Hypergiants ، مع نصف قطر أكبر من 1000 ريال_لندي {⊙} دولار. أكبر نجم معروف حتى الآن هو VY Canis Majoris ، بنصف قطر 1420 دولارًا أمريكيًا {⊙} دولارًا أمريكيًا. عادة ما تتراوح المواد الفائقة من 50 ريالاً سعوديًا {⊙} دولارًا أمريكيًا ل 500 دولار_ {⊙} دولار، لذلك في هذه الحالة المسافة هي العامل المحدد. باستخدام أفضل مقاييس التداخل حتى الآن ، سنتمكن من قياس الأقطار حتى 200 $ mu $بدقة 1٪. هذا يتوافق مع قياس قطر عملاق نموذجي يصل إلى مسافة 2kpc. كان أول نجم تم قياس قطره الزاوي هو Betelgeuse.


إن نجم Methuselah & # 039 s ليس أقدم من الكون بعد كل شيء. لكنها لا تزال قديمة جدًا.

هناك أوقات في العلم تحصل فيها على نتيجة تعلم أنها خاطئة ، لكنك لا تعرف لماذا. يمكن أن يؤدي هذا إلى بعض الافتراضات المثيرة للاهتمام وفي كثير من الأحيان إلى علم مثير للاهتمام.

مثل ، على سبيل المثال ، عندما تجد نجمًا يبدو أنه أقدم من الكون.

المزيد من علم الفلك السيئ

هذا هو HD 140283 ، نجم مشابه للشمس يقع على بعد 200 سنة ضوئية من الأرض - قريب جدًا من النجوم. لقد عُرف منذ بعض الوقت بكونه نوعًا خاصًا من النجوم ، ونقول إنه نوع خاص من النجوم.

باختصار ، كان الكون المبكر يتكون في الغالب من الهيدروجين والهيليوم وعناصر أثقل (ما يسميه علماء الفلك المعادن لأسباب تاريخية) لم تبدأ في الظهور حتى جعلتها النجوم الضخمة في نواتها ، وانفجرت ، وأرسلتها تتساقط في الفضاء لتندمج في النجوم الأحدث.

ما يعنيه هذا هو أن النجوم الأكبر سنا تميل إلى أن تحتوي على عدد أقل من العناصر الثقيلة ، والنجوم الأصغر لديها المزيد نحن نستخدم الشمس كمعيار ، فلماذا لا. بهذا المقياس ، فإن HD 140283 لها درجة معدنية تبلغ 1/250 (0.004) من معدن الشمس!

هذا قديم للغاية ، مما يعني أن هذا النجم قد تقدم في السن. يبدو أن القياسات الأخرى تدعم ذلك ، ولهذا أطلق عليها اسم نجمة ميثوشالح. أحد القياسات ، باستخدام هابل في عام 2013 ، قدّر عمره بحوالي 14.5 ± 0.8 مليار سنة.

هذه مشكلة صغيرة. يبلغ عمر الكون 13.77 ± 0.04 مليار سنة فقط. هل هذا النجم أقدم من الكون؟

HD 140283 ، نجمة Methuselah ، شوهد في مسح السماء. الائتمان: NASA / GSFC / SkyView / DSS2

حسنًا ، قم بضخ الفرامل هنا. الشكوك في هذه الأرقام (الجزء ±) تحمل الكثير من الوزن. 14.5 - 0.8 = 13.7 ، لذلك من الممكن تمامًا أن يكون عمر النجم أقل مما كان يُعتقد. لا يوجد عالم فلك على هذا الكوكب ، أراهن ، من يعتقد أن النجم في الواقع أقدم من الكون نفسه! بالطبع ، إذا نظرت ، ستجد الكثير من المقالات التي تبالغ في تقدير عمرها ، وبعضها من مواقع أقل شهرة تقول إن HD 140283 يأتي من عالم سابق نجا من الانفجار العظيم إلى عالمنا. كيف يعمل ذلك بالضبط غير واضح (لأنه علم مستوى الأرض المسطحة).

المشكلة هي تضييق نطاق عدم اليقين. أحد الأشياء التي تساعد في الحصول على المسافة ، حتى نعرف مدى سطوعها حقًا (يمكننا قياس السطوع هنا على الأرض ، ثم تصحيح المسافة لمعرفة مقدار الضوء الذي ينبعث منه بالفعل ، ويسمى لمعان). ساعدت التطورات الحديثة هنا ، لذلك عالجت مجموعة من علماء الفلك هذا النجم مرة أخرى. باستخدام أفضل القياسات حتى الآن ، استخدموا برنامجًا ينشئ نماذج لكيفية تغير النجوم بمرور الوقت نظرًا للخصائص الأساسية لها مثل الكتلة واللمعان والمحتوى العنصري (هذا مهم هنا ، بسبب المحتوى المعدني المنخفض للنجم) ، وهكذا على.

ما وجدوه هو أن كتلة النجم تبلغ 0.81 ± 0.05 مرة من كتلة الشمس ، وعمره (من فضلك أسطوانة). 12.01 ± 0.05 مليار سنة.

آه ، هذا أفضل. أصغر من الكون بشكل مريح ، وبالتالي تكونت بعد الانفجار الكبير.

لكن نعم ، لا يزال حقا فراكينج القديم. يبلغ عمر الشمس 4.6 مليار سنة ، للمقارنة. يبلغ عمر مجرة ​​درب التبانة نفسها حوالي 12 مليار سنة مما يعني أنها كانت من أوائل النجوم التي ولدت فيها ، وربما حتى عندما كانت المجرة نفسها تتشكل. هذا مذهل.

نظرًا لعمرها المتقدم ، فليس من المستغرب أن يموت النجم الآن. لقد نفد وقود الهيدروجين في نواته لبعض الوقت الآن ، وبدأ في التوسع إلى عملاق أحمر. في الوقت الحالي ، بدأت هذه العملية للتو ، لذا فهي ما نطلق عليه اسم عملاق. إنه بالفعل حوالي ضعف قطر الشمس ، وسوف يتضخم في النهاية أكثر من ذلك بقليل. بعد ذلك سيخضع لعملية طويلة من فقدان الكتلة من خلال رياح الجسيمات دون الذرية ، ويتقلص ، ويتوسع مرة أخرى ، وفي النهاية ينفخ كل طبقاته الخارجية ليصبح قزمًا أبيض منخفض الكتلة. عند هذه النقطة ستبرد وتتلاشى على مدى بلايين السنين لتصبح قزمًا أسود. الوقت الذي سيستغرقه في الواقع أطول بكثير مما كان على قيد الحياة بالفعل ، لذلك من هذا المنطلق ، أمامه مستقبل طويل جدًا جدًا.

لذلك يبدو أن مفارقة العصر الكوني لنجم ميثوشالح قد تم حلها الآن.

ما قد يبدو عليه نجم Methuselah عن قرب (تصوير الفنان). الائتمان: ناسا ، SDO ، وفريق AIA. تم التعديل بواسطة Phil Plait

لكن ، سألاحظ ، أنه من غير المحتمل أن يكون أقدم نجم في المجرة. يبلغ عرض مجرة ​​درب التبانة 120000 سنة ضوئية ، فما هي احتمالات أن يقع أقدم نجم على بعد 200 سنة ضوئية؟ تصادف أن تكون قريبة بما يكفي للدراسة بشكل جيد ، والمسافة تشير إلى وجود العديد من النجوم مثلها ، وربما أقدم ، في المجرة ، أحد الأجيال الأولى من النجوم في الكون. سيضيف العثور عليها وتحليلها إلى فهمنا لكيفية تصرف هؤلاء المقيمين النجميين القدامى.

النجوم قديمة ، لكن اليوم ما زال شابًا. هناك الكثير من الأشياء التي تجدها وتدرسها.


كيف شوهدت؟

كانت مجموعة من علماء الفلك ترصد مستعر أعظم بعيد المنال - الموت المتفجر لنجم عملاق - باستخدام تلسكوب هابل الفضائي عندما رأوا بقعة ضوء جديدة.

تم تعزيز وهجها بفضل ما يسمى بعدسة الجاذبية. يحدث هذا عندما تعمل الجاذبية من جسم سماوي ضخم مثل العدسة المكبرة ، حيث تنحني وتضخم الضوء من الأجسام الموجودة خلفها.

على بعد خمسة مليارات سنة ضوئية من الأرض ، توجد مجموعة مجرية بين كوكبنا وإيكاروس. وفقًا لنموذج تم توضيحه هذا الأسبوع في علم الفلك الطبيعي، تم تضخيم إيكاروس عندما تحرك نجم في مجموعة المجرات أمام النجم الأبعد ، مما زاد سطوعه الفعلي 2000 مرة.

"المصدر لا يزداد سخونة ولا ينفجر. يتم فقط تكبير الضوء. وهذا ما تتوقعه من عدسة الجاذبية "، كما قال قائد الدراسة باتريك كيلي من جامعة مينيسوتا ، توين سيتيز في بيان صحفي.

وأضاف أن إيكاروس يبعد ما لا يقل عن مائة مرة عن أقرب نجم تالي ، على الأقل بين أولئك الذين لم يموتوا بعد في حالات الوفاة المتفجرة. لاحظ العلماء المجرات على مسافات أكبر لكنهم لم يتمكنوا من التقاط نجومهم الفردية.


ما هو أبعد نجم عن الأرض؟

لن يعرف العلماء أبدًا أبعد نجم عن الأرض ، لأن النجم بعيد جدًا لدرجة أن ضوءه لم ولن يكون لديه الوقت الكافي للوصول إلى الأرض. حتى النجوم الموجودة في الكون المرئي كثيرة جدًا بحيث لا يمكن عدها ، ولكن أبعد ما اكتشفه البشر على الإطلاق هو حوالي 55 مليون سنة ضوئية. يسمى هذا النجم البعيد بشكل لا يصدق SDSS J 122952.66 +112227.8.

أبعد شيء اكتشفه العلماء هو مجرة ​​باسم UDFj-39546284. هذه مجرة ​​قديمة جدًا تبعد حوالي 13.2 مليار سنة ضوئية. ومع ذلك ، يعمل العلماء باستمرار على تحسين تقنية التصور لديهم ، ويأملون في العثور على المزيد من الأشياء البعيدة في المستقبل القريب.

النجم دينب هو أبعد نجم يمكن رؤيته بسهولة بالعين المجردة. يُعتقد أنها تبعد ما بين 1400 و 3000 سنة ضوئية عن الأرض. ذنب هو أحد ألمع السماء الشمالية وهو جزء من كوكبة الدجاجة ، البجعة.

الشمس هي أقرب نجم لكوكب الأرض. تدور الأرض حول الشمس على مسافة حوالي 93 مليون ميل. يستخدم العلماء هذه المسافة كوحدة قياس ملائمة للمسافات الفلكية. يطلق العلماء على هذه المسافة واحدة & ldquoastronomical unit ، & rdquo غالبًا ما تختصر AU.


18.3 أقطار النجوم

من السهل قياس قطر الشمس. قطرها الزاوي - أي الحجم الظاهر في السماء - يبلغ حوالي 1/2 درجة. إذا علمنا الزاوية التي تأخذها الشمس في السماء ومدى بُعدها ، فيمكننا حساب قطرها الحقيقي (الخطي) ، والذي يبلغ 1.39 مليون كيلومتر ، أو حوالي 109 أضعاف قطر الأرض.

لسوء الحظ ، فإن الشمس هي النجم الوحيد الذي يمكن قياس قطره الزاوي بسهولة. جميع النجوم الأخرى بعيدة جدًا لدرجة أنها تبدو مثل نقاط الضوء من خلال أكبر التلسكوبات الأرضية. (غالبًا ما تبدو أكبر ، لكن هذا مجرد تشويه ناتج عن الاضطرابات في الغلاف الجوي للأرض). لحسن الحظ ، هناك العديد من التقنيات التي يمكن لعلماء الفلك استخدامها لتقدير أحجام النجوم.

النجوم يحجبها القمر

إحدى التقنيات ، التي تعطي أقطارًا دقيقة جدًا ولكن لا يمكن استخدامها إلا لعدد قليل من النجوم ، هي مراقبة تعتيم الضوء الذي يحدث عندما يمر القمر أمام نجم. ما يقيسه علماء الفلك (بدقة كبيرة) هو الوقت اللازم لانخفاض سطوع النجم إلى الصفر بينما تتحرك حافة القمر عبر قرص النجم. نظرًا لأننا نعرف مدى سرعة تحرك القمر في مداره حول الأرض ، فمن الممكن حساب القطر الزاوي للنجم. إذا كانت المسافة إلى النجم معروفة أيضًا ، فيمكننا حساب قطرها بالكيلومترات. تعمل هذه الطريقة فقط مع النجوم الساطعة التي تقع على طول دائرة الأبراج ، حيث يمكن للقمر (أو كوكب نادر جدًا) أن يمر أمامها كما يُرى من الأرض.

كسوف النجوم الثنائية

تأتي الأحجام الدقيقة لعدد كبير من النجوم من قياسات كسوف الأنظمة النجمية الثنائية ، ولذا يجب علينا إجراء منعطف قصير من قصتنا الرئيسية لفحص هذا النوع من النظام النجمي. تصطف بعض النجوم الثنائية بطريقة ، عند مشاهدتها من الأرض ، يمر كل نجم أمام الآخر أثناء كل ثورة (الشكل 18.10). عندما يحجب أحد النجوم ضوء الآخر ، مما يمنعه من الوصول إلى الأرض ، يتناقص لمعان النظام ، ويقول علماء الفلك إن الكسوف قد حدث.

ساعد اكتشاف أول ثنائي خسوف في حل لغز طويل الأمد في علم الفلك. النجم Algol ، في كوكبة Perseus ، يغير سطوعه بطريقة غريبة ولكن منتظمة. عادةً ما يكون Algol نجمًا ساطعًا إلى حد ما ، ولكن على فترات من يومين ، و 20 ساعة ، و 49 دقيقة ، يتلاشى إلى ثلث سطوعه المعتاد. بعد بضع ساعات ، يضيء ليعود إلى طبيعته مرة أخرى. يمكن رؤية هذا التأثير بسهولة ، حتى بدون تلسكوب ، إذا كنت تعرف ما الذي تبحث عنه.

في عام 1783 ، أجرى عالم فلك إنكليزي شاب يُدعى جون جودريك (1764-1786) دراسة متأنية لـ Algol (انظر الميزة على John Goodricke لمناقشة حياته وعمله). على الرغم من أن Goodricke لم يستطع أن يسمع ولا يتكلم ، إلا أنه قام بعدد من الاكتشافات الكبرى في 21 عامًا من حياته القصيرة. وأشار إلى أن الاختلافات غير العادية في سطوع ألغول قد تكون ناتجة عن رفيق غير مرئي يمر بانتظام أمام النجم الأكثر إشراقًا ويمنع ضوءه. لسوء الحظ ، لم يكن لدى Goodricke أي طريقة لاختبار هذه الفكرة ، حيث لم تصبح المعدات جيدة بما يكفي لقياس طيف Algol إلا بعد حوالي قرن.

في عام 1889 ، أوضح عالم الفلك الألماني هيرمان فوغل (1841-1907) أن ألغول ، مثل ميزار ، هي ثنائي طيفي. لم يلاحظ أن الخطوط الطيفية لـ Algol مزدوجة لأن النجم الخافت للزوج يعطي القليل من الضوء مقارنة بالنجم الأكثر إشراقًا لأن خطوطه تكون واضحة في الطيف المركب. ومع ذلك ، فإن التحول الدوري للخلف وللأمام لخطوط النجم الأكثر سطوعًا أعطى دليلاً على أنه كان يدور حول رفيق غير مرئي. (لا يلزم أن تكون خطوط كلا المكونين مرئية حتى يتم التعرف على النجم على أنه ثنائي طيفي.)

أثبت اكتشاف أن Algol ثنائي طيفي فرضية Goodricke. يتحول المستوى الذي تدور فيه النجوم إلى جانب خط بصرنا تقريبًا ، ويمر كل نجم أمام الآخر أثناء كل ثورة. (إن كسوف النجم الخافت في نظام Algol ليس ملحوظًا جدًا لأن الجزء المغطى منه يساهم قليلاً في الضوء الكلي للنظام. ومع ذلك ، يمكن اكتشاف هذا الكسوف الثاني بقياسات دقيقة).

ينتج أي نجم ثنائي خسوفًا إذا نظر إليه من الاتجاه الصحيح ، بالقرب من مستوى مداره ، بحيث يمر أحد النجوم أمام الآخر (انظر الشكل 18.10). ولكن من وجهة نظرنا على الأرض ، فإن عددًا قليلاً فقط من أنظمة النجوم الثنائية يتم توجيهها بهذه الطريقة.

يصنع علاقات

علم الفلك والأساطير: Algol the Demon Star و Perseus the Hero

يأتي اسم Algol من اللغة العربية رأس الغول، تعني "رأس الشيطان". 3 كلمة "ghoul" في اللغة الإنجليزية لها نفس الاشتقاق. كما تمت مناقشته في مراقبة السماء: ولادة علم الفلك ، فإن العديد من النجوم الساطعة لها أسماء عربية لأنه خلال العصور المظلمة الطويلة في أوروبا في العصور الوسطى ، كان علماء الفلك العرب هم الذين حافظوا على المعرفة اليونانية والرومانية للسماء ووسعوها. الإشارة إلى الشيطان هي جزء من الأسطورة اليونانية القديمة للبطل Perseus ، الذي يحيي ذكرى الكوكبة التي نجد فيها Algol والتي تضم مغامراتها العديد من الشخصيات المرتبطة بالأبراج الشمالية.

كان Perseus واحدًا من العديد من الأبطال نصف الآلهة الذين ولدوا من قبل زيوس (كوكب المشتري في النسخة الرومانية) ، ملك الآلهة في الأساطير اليونانية. كان لدى زيوس ، على نحو دقيق ، عين متجولة وكان دائمًا أبًا لشخص ما أو آخر مع عذراء بشرية لفتت خياله. (فرساوس مشتق من لكل زيوس، التي تعني "ولد من قبل زيوس.") تاه مع والدته من قبل زوج أمه المنزعج (بشكل مفهوم) ، نشأ Perseus على جزيرة في بحر إيجه. حاول الملك هناك ، مع اهتمامه بوالدة بيرسيوس ، التخلص من الشاب بتكليفه بمهمة صعبة للغاية.

في لحظة فخر عارم ، قارنت شابة جميلة تدعى ميدوسا شعرها الذهبي بشعر الإلهة أثينا (مينيرفا للرومان). لم تقبل الآلهة اليونانية مقارنتها بالبشر ، وحوَّلت أثينا ميدوسا إلى جورجون: مخلوق شرير شرير له ثعابين متلوية من أجل شعره ووجه يحول كل من ينظر إليه إلى حجر. تم تكليف Perseus بمهمة قتل هذا الشيطان ، والتي بدت وكأنها طريقة أكيدة لإبعاده عن الطريق إلى الأبد.

ولكن نظرًا لأن فرساوس كان لديه إله لأب ، فقد أعطته بعض الآلهة الأخرى أدوات للوظيفة ، بما في ذلك درع أثينا العاكس وصندل هيرميس المجنح (عطارد في القصة الرومانية). من خلال التحليق فوقها والنظر فقط إلى انعكاس صورتها ، تمكنت Perseus من قطع رأس Medusa دون النظر إليها مباشرة. أخذ رأسها (الذي ، بشكل ملائم ، لا يزال بإمكانه تحويل المتفرجين إلى الحجر حتى دون الالتصاق بجسدها) معه ، واصلت Perseus في مغامرات أخرى.

جاء بعد ذلك إلى شاطئ صخري ، حيث تسبب التباهي في وقوع عائلة أخرى في مشكلة خطيرة مع الآلهة. تجرأت الملكة كاسيوبيا على مقارنة جمالها بجمال نيريد ، حوريات البحر اللواتي كن بنات بوسيدون (نبتون في الأساطير الرومانية) ، إله البحر. شعر بوسيدون بالإهانة لدرجة أنه خلق وحشًا بحريًا اسمه سيتوس لتدمير المملكة. استشار الملك سيفيوس ، زوج كاسيوبيا المحاصر ، أوراكل ، الذي أخبره أنه يجب أن يضحي بابنته الجميلة أندروميدا للوحش.

عندما جاء Perseus ووجد أندروميدا مقيدة بالسلاسل إلى صخرة بالقرب من البحر ، في انتظار مصيرها ، أنقذها عن طريق تحويل الوحش إلى حجر. (يتتبع علماء الأساطير في الواقع جوهر هذه القصة إلى أساطير أقدم بكثير من بلاد ما بين النهرين القديمة ، حيث يقهر البطل الإلهي مردوخ وحشًا اسمه تيامات. رمزًا ، يرتبط بطل مثل Perseus أو Marduk عادةً بالشمس ، وحش بقوة الليل ، والعذراء الجميلة بجمال الفجر الهش الذي تطلقه الشمس بعد صراعها الليلي مع الظلام.)

يمكن العثور على العديد من الشخصيات في هذه الأساطير اليونانية كأبراج في السماء ، لا تشبه بالضرورة تسمياتها ولكنها تعمل بمثابة تذكير بالقصة. على سبيل المثال ، يُحكم على Cassiopeia عبثًا بأن تكون قريبة جدًا من القطب السماوي ، وتدور دائمًا حول السماء وتتدلى رأسًا على عقب كل شتاء. تخيل القدماء أندروميدا لا تزال مقيدة بالسلاسل إلى صخرتها (من الأسهل بكثير رؤية سلسلة النجوم بدلاً من التعرف على العذراء الجميلة في مجموعة النجوم هذه). برساوس بجانبها مع رأس ميدوسا يتأرجح من حزامه. يمثل Algol رأس جورجون هذا ولطالما ارتبط بالشر وسوء الحظ في مثل هذه الحكايات. تكهن بعض المعلقين بأن التغير في سطوع النجم (والذي يمكن ملاحظته بالعين المجردة) ربما يكون قد ساهم في سمعته غير السارة ، مع اعتبار القدماء مثل هذا التغيير نوعًا من "غمزة" شريرة.

أقطار النجوم الثنائية الكسوف

نعود الآن إلى الموضوع الرئيسي لقصتنا لمناقشة كيفية استخدام كل هذا لقياس أحجام النجوم. تتضمن هذه التقنية عمل منحنى ضوئي لثنائي خسوف ، رسم بياني يوضح كيف يتغير السطوع بمرور الوقت. دعونا نفكر في نظام ثنائي افتراضي تختلف فيه النجوم اختلافًا كبيرًا في الحجم ، مثل تلك الموضحة في الشكل 18.11. لتسهيل الحياة ، سنفترض أن المدار يُنظر إليه تمامًا.

على الرغم من أننا لا نستطيع رؤية النجمين بشكل منفصل في مثل هذا النظام ، إلا أن منحنى الضوء يمكن أن يخبرنا بما يحدث. عندما يبدأ النجم الأصغر بالمرور خلف النجم الأكبر (نقطة نسميها الاتصال الاول) ، يبدأ السطوع في الانخفاض. يصبح الكسوف كليًا (النجم الأصغر مخفيًا تمامًا) عند النقطة التي يطلق عليها الاتصال الثاني. في نهاية الكسوف الكلي (الثالث اتصل), يبدأ النجم الأصغر في الظهور. عندما يصل النجم الأصغر آخر اتصال، انتهى الكسوف تمامًا.

لترى كيف يسمح لنا هذا بقياس الأقطار ، انظر بعناية إلى الشكل 18.11. خلال الفترة الزمنية بين التلامس الأول والثاني ، تحرك النجم الأصغر مسافة مساوية لقطره. خلال الفترة الزمنية من الاتصال الأول إلى الثالث ، تحرك النجم الأصغر مسافة مساوية لقطر النجم الأكبر. إذا كانت الخطوط الطيفية لكلا النجمين مرئية في طيف الثنائي ، فيمكن قياس سرعة النجم الأصغر بالنسبة للنجم الأكبر من خلال انزياح دوبلر. لكن معرفة السرعة التي يتحرك بها النجم الأصغر والوقت الذي استغرقه لقطع مسافة ما يمكن أن يخبرنا عن مدى تلك المسافة - في هذه الحالة ، أقطار النجوم. السرعة مضروبة في الفترة الزمنية من الاتصال الأول إلى الثاني تعطي قطر النجم الأصغر. نضرب السرعة في الوقت بين الاتصال الأول والثالث للحصول على قطر النجم الأكبر.

في الواقع ، غالبًا ما يكون الموقف مع خسوف الثنائيات أكثر تعقيدًا بعض الشيء: لا تُرى المدارات بشكل عام تمامًا على الحافة ، وقد يتم حجب الضوء من كل نجم جزئيًا فقط من قبل الآخر. علاوة على ذلك ، فإن مدارات النجوم الثنائية ، تمامًا مثل مدارات الكواكب ، هي أشكال بيضاوية وليست دوائر. ومع ذلك ، يمكن فرز كل هذه التأثيرات من القياسات الدقيقة للغاية لمنحنى الضوء.

ارتباط بالتعلم

يسمح لك Eclipsing Binary Simulator باستكشاف كيف يمكن استخدام توقيت الكسوف لتحديد حجم النجوم في زوج ثنائي. يمكن استكشاف سمات أخرى أيضًا ، مثل كتلتها وفصلها ودرجات حرارة سطحها.

باستخدام قانون الإشعاع للحصول على القطر

تستخدم طريقة أخرى لقياس أقطار النجوم قانون ستيفان بولتزمان للعلاقة بين الطاقة المشعة ودرجة الحرارة (انظر الإشعاع والأطياف). في هذه الطريقة ، تدفق الطاقة (الطاقة المنبعثة في الثانية لكل متر مربع بواسطة جسم أسود ، مثل الشمس) يتم الحصول عليها من خلال

حيث σ ثابت و تي هي درجة الحرارة. يتم إعطاء مساحة سطح الكرة (مثل النجم) بواسطة

اللمعان (إل) من النجم من خلال مساحة سطحه بالمتر المربع مضروبة في تدفق الطاقة:

في السابق ، حددنا كتل النجمين في النظام الثنائي لسيريوس. يعطي نجم الشعرى اليمانية طاقة 8200 مرة أكثر من النجم المرافق له الخافت ، على الرغم من أن كلا النجمين لهما درجات حرارة متطابقة تقريبًا. يرجع الاختلاف الكبير للغاية في اللمعان إلى الاختلاف في نصف القطر ، نظرًا لأن درجات الحرارة وبالتالي تدفقات الطاقة للنجمين متماثلة تقريبًا. لتحديد الأحجام النسبية للنجمتين ، نأخذ نسبة اللمعان المقابل:

لذلك ، يمكن إيجاد الأحجام النسبية للنجمين بأخذ الجذر التربيعي للسطوع النسبي. بما أن 8200 = 91 8200 = 91 ، فإن نصف قطر سيريوس أكبر بـ 91 مرة من نصف قطر رفيقه الباهت.

تتطلب طريقة تحديد نصف القطر الموضح هنا أن يكون كلا النجمين مرئيين ، وهذا ليس هو الحال دائمًا.

ارتباط بالتعلم

استخدم محاكاة اللمعان النجمي لاستكشاف العلاقة بين درجة حرارة سطح النجم واللمعان ونصف القطر. حرك أشرطة التمرير لترى ما سيحدث. حاول أن تصنع نجمين بنفس اللمعان لكن درجات حرارة سطح مختلفة.

أقطار نجمية

أظهرت نتائج العديد من قياسات الحجم النجمي على مر السنين أن معظم النجوم القريبة تقارب حجم الشمس ، بأقطار نموذجية تبلغ مليون كيلومتر أو نحو ذلك. النجوم الخافتة ، كما كنا نتوقع ، عادة ما تكون أصغر من النجوم الأكثر سطوعًا. ومع ذلك ، هناك بعض الاستثناءات الدراماتيكية لهذا التعميم البسيط.

عدد قليل من النجوم شديدة السطوع ، تلك التي تكون حمراء أيضًا (تشير إلى درجات حرارة سطح منخفضة نسبيًا) ، تبين أنها هائلة حقًا. تسمى هذه النجوم ، بشكل مناسب بما فيه الكفاية ، بالنجوم العملاقة أو النجوم العملاقة. مثال على ذلك منكب الجوزاء ، وهو ثاني ألمع نجم في كوكبة الجبار وواحد من عشرات النجوم اللامعة في سمائنا. قطرها ، بشكل ملحوظ ، أكبر من 10 AU (1.5 مليار كيلومترات!) ، كبيرة بما يكفي لملء النظام الشمسي الداخلي بأكمله بعيدًا مثل كوكب المشتري. في النجوم من المراهقة إلى الشيخوخة ، سننظر بالتفصيل في العملية التطورية التي تؤدي إلى تكوين مثل هذه النجوم العملاقة والعملاقة.

ارتباط بالتعلم

شاهد فيديو مقارنة حجم النجوم هذا للحصول على صورة مذهلة تبرز حجم النجوم مقابل الكواكب ونطاق الأحجام بين النجوم.


هذا النجم هو الأبعد الذي شوهد على الإطلاق. إنها تبعد 9 مليارات سنة ضوئية.

اكتشف علماء الفلك الذين يستخدمون تلسكوب هابل الفضائي أبعد نجم تم رصده على الإطلاق ، نقطة مضيئة على بعد 9 مليارات سنة ضوئية. انسَ شكر نجومهم المحظوظين: تطلب هذا الاكتشاف المحاذاة العرضية لمجموعة مجرية ضخمة. قام العنقود بتشويه ضوء النجم ، مما جعله ينحني باتجاه الأرض بينما يكبر النجم 2000 مرة.

رسميًا ، اسم النجم هو MACS J1149 + 2223 Lensed Star 1. لكن علماء الفلك يسمونه Icarus. كان إيكاروس بعيدًا بمئة ضعف عن أي نجم وحيد آخر تم اكتشافه سابقًا ، وفقًا لباتريك إل كيلي ، عالم الفيزياء الفلكية بجامعة مينيسوتا. في العادة ، لا يمكن اكتشاف سوى الظواهر مثل المستعرات الأعظمية - الانفجارات النجمية الكارثية - أو المجرات بأكملها في مثل هذه المسافات الشاسعة.

لم يكن كيلي قد شرع في التجسس على النجوم الذين حطموا الأرقام القياسية. لم يتم رؤية أي نجم فردي آخر في مثل هذه المسافة. كان عالم الفيزياء الفلكية وزملاؤه يدرسون صور هابل لمستعر أعظم يسمى SN Refsdal. لكن في عام 2016 ، وجدوا نقطة ضوئية ظهرت في نفس المجرة التي تضم المستعر الأعظم. هذه الومضة الضوئية ، كما كتب كيلي ومؤلفوه المشاركون في تقرير نُشر مؤخرًا في مجلة Nature Astronomy ، لم تكن مستعرًا أعظمًا آخر بل نجمًا عملاقًا أزرق.

في منتصف المسافة تقريبًا بين مجرة ​​إيكاروس الحلزونية ومجرتنا ، كان هناك جسم ثالث ، مجموعة ضخمة من المجرات التي عملت كعدسة للعدسة المكبرة. قال كيلي إنه حدث أن إيكاروس مر "على طول المنحنى الحرج" للعنقود ، مما أدى إلى تشويه ضوء النجوم في اتجاهنا - وهي عملية تسمى عدسة الجاذبية. كان التأثير مثل "تلسكوب طبيعي ، أقوى بكثير من أي شيء يمكننا بناؤه."

حدد مؤلفو الدراسة الجديدة إيكاروس كنجم مستقر وليس انفجارًا لأن درجة حرارته لا تبدو متذبذبة. السوبرنوفا "تبدأ ساخنة جدًا وتهدأ. قال كيلي: "لم نر أي دليل على حدوث تغير في درجة الحرارة". ومع ذلك ، كان إيكاروس ضخمًا ، وأسخن من الشمس ، وربما أكثر إشراقًا بآلاف المرات.

وقال كيلي إنه لم يعد موجودًا أيضًا. النجوم الزرقاء العملاقة ليس لها فترات حياة تصل إلى تسعة مليارات سنة. كان يشتبه في أن إيكاروس إما انهار في ثقب أسود أو انتهى به المطاف كنجم نيوتروني.


يمكن استخدام كرة صغيرة يتم لصق العديد من المرايا الصغيرة عليها لمراقبة دوران الأرض ، وقياس القطر الزاوي للشمس وانحراف المدار الإهليلجي للأرض. عندما تشرق الشمس من خلال النافذة ، تقوم المرايا بإسقاط الصور على الحائط أو على قطعة من الورق الأبيض في الظل أو في النهاية البعيدة لممر مظلمة من خلال باب مفتوح.

من خلال معرفة نصف قطر مدار الأرض وقياس الحجم الظاهر للشمس ، يمكننا بسهولة تحديد قطر الشمس وانحراف مدار الشمس باستخدام علم المثلثات أو الهندسة البسيطة.

1 المقدمة

لم تُعرف مسافة الشمس وقطرها بالضبط حتى لاحظ الكابتن البريطاني جيمس كوك عبور كوكب الزهرة في عام 1769. تم اشتقاق قيمة دقيقة معقولة من بيانات عام 1835 بواسطة عالم الفلك إنكه. المسافة الفعلية بين الأرض والشمس تختلف من 149797 كم كحد أدنى إلى 152086000 كم كحد أقصى بسبب مدار الأرض الإهليلجي. نستخدم 15000000 كم (= 1 AU) كمسافة.

2. طرق الإسقاط لرصد الشمس

يمكنك استخدام مناظير مثبتة على حامل ثلاثي الأرجل يشير إلى الشمس ، ويمكن إغلاق كوب واحد أو يمكنك حمل زجاجة سعة 2 لتر في حامل ولصق قطعة صغيرة من المرآة (أقل من 0.5 سم × 0.5 سم ) بالقرب من منتصف الزجاجة بطول الاسطوانة. املأ الزجاجة بالماء قبل استخدامها. تتبع صورة الشمس على شاشة عرض تقع على بعد عدة أمتار من المرآة. لا تنظر للشمس مباشرة.

The easiest way is to buy at Christmas time a sphere with many tiny hot glued mirrors, used as decoration for the tree. Fix the sphere in a stand near the window in a stand. If the sun is shining at the ball images of the sun appear onto the wall behind. The important points are that the mirror must be small compared to the distance of projection which should be at least 2 m, and you must get an image bright enough to measure. The projection from the mirror should be flat on to the surface of projection. If the image is round, then it is being projected correctly. Keep in mind that the projected image of the sun will be faint, so it needs to be projected into a darkened area. If the distance is too short, the image will to be faint. If it is too large, the edges of the image will be fuzzy. Look for an image which is round, sharp enough, and bright enough to measure.

3. Measuring the apparent angular diameter

Onto a piece of paper draw a circle bigger than the images of the sun. Trace the image in the middle of the circle. Using a stopwatch start timing at the first contact: circle / edge of the image. Stop timing when the image of the sun has moved completely out of the circle you have traced. See Fig. 1. Try this several times. Make at least 5 measurements.

4. Explanations

The rotation of the Earth causes the image of the Sun to appear to move across the screen. The angular velocity of the daily rotation is easily determined. If the earth spins 360 degrees per 24 hours, then it spins 15 degrees per hour or 1/4 degrees per minutes. The time, it takes for the sun's image to move "one Sun diameter", is about 2 minutes. For larger or smaller images, the time will be constant, as it is a measure of an other constant, the spin of the earth. The apparent angular diameter of the sun can be found using the proportion:

15 degrees / 60 minutes = x degrees / 2 minutes

The small mirror acts like the hole of a big pinhole camera. The development of a normal pinhole camera projecting the image of the sun on a screen to a model reflecting the sun's light using a tiny mirror is shown in Fig. 2.

Locally you see the pictures of the rectangular mirrors.

Only at the equator the angular velocity of the sun is 1°/4 min.

If the sun stands above or below the celestial equator, its velocity is smaller. Polaris does not move, but the stars of Orion near the celestial equator move a lot concerning the spin of the earth.

As far as the declination of the sun d is concerned the path of the sun is given by s = 1°/4 min × cos δ × t . Measuring t minutes for the passage of the sun you can determine the its diameter.

Because -23,3º < δ < 23,5º the mistake ignoring the position of the Sun is at maximum 9%. During the equinox the mistake is minimal.

The tiny mirror is reflecting light from the sun and is producing an image of the sun on the screen. There are two similar triangles in this experiment. One is an triangle whose base is the diameter of the sun, and whose congruent sides are rays from each side of the sun to your mirror. The base of the second triangle is the diameter of the sun's image on the screen. Its congruent sides are rays coming from the mirror. Since these are similar triangles, the angular diameter of the image on the screen is the same as the angular diameter of the sun in the sky.

5. Sun's Diameter in km

Younger students who are not yet able to use trigonometric functions can use similar triangles and proportions to determine the diameter in km. They draw a symmetric triangle: basis angle d = 10° at the top, length of the height (distance: basis - top of the triangle) d(E,S) = h = 15 cm. The basis b of the drawn triangle is then measured as 2,6 cm. See Fig. 3.

Because the distance D from the Earth to the Sun is nearly 150 Mil km, h is easily stretched to that scale. The goal is to change the value of h and also the triangle by calculation to the real distance D. First the angle has to be diminished to 1/2 degree by calculation. The steps are shown below.

Using trigonometry we get the same result: sin δ/2 = tan d/2 = δ/2 / D(E,S).

The distance to the sun varies through the year, ranging from a minimum of 147 097 000 km (0,983 28 AU) to a maximum of 152 086 000 km (1,016 67 AU). You could find out the exact distance on the day of your observation, but the level of accuracy of this observation doesn't warrant it.

The semi-diameter has been observed since 1985 with the Tokyo Photoelectric Meridian Circle (Tokyo PMC) at Mitika. The mean value of the apparent diameter of 1 919,66 arcsec leads to an actual diameter of the sun of 1 391 000 km. The diameter variations are found to have amplitude larger than 0,08 arcsec. Most of them have a period longer than 130 days.

Although the Sun is spinning around its axis the difference between the radius from the equator to the centre and from the pole to the centre varies at maximum only some 10 kilometers. The sun is therefore nearly a perfect sphere. The sun's diameter is about 109 times the diameter of the earth.

6. The eccentricity of the Earth

The actual distances of planets from the sun are continually changing, because their orbits are ellipses governed by Kepler's laws. The first states that planets move in ellipses with the Sun in one focus.

It is convenient to start with the construction of ellipses by the gardeners. With two fixpoints and a string you can easily trace some ellipses on the blackboard. The dimensions and shape of an ellipse are described by the semimajor axis a, the eccentricity e and the numerical eccentricity e. Another useful quantity is the closest distance to the sun called perihelion distance. Figure 4 shows these quantities. In detail e = e/a, rص + rأ = 2a.

The changes in the distance to sun can be determined by the different angular diameters of the sun. For good results series of continuous observations are to be made during one year. In the easiest case two observation weeks are needed: the first week in January and first week in July.

Remember the sun stands in general above or below the celestial equator. The fact is described by the declination of the sun d. Therefore t real = t × cos δ / 4 min. (In January d = -23° and in July d = +23°). The mistake ignoring the position of the Sun is max 9%.

Figure 4 shows measurements the apparent radius of Sun ( closed line astronomical reference book and crosses observations of the students during one year time using a telescope).

1 - The orbit of the Earth is no circle with the Sun in the middle. Because the apparent angle diameter f is very small, the relation is fأ × rأ = fص × rص.

صأ: aphel distance, rص: perihel distance, fأ and fص are the angle diameter at aphel and perihel.

2 - If the earth's orbit is elliptic the Sun can not stand in the centre of the ellipse (different diameters in January and July).

3 - By comparing the maximum and minimum diameter the numeric eccentricity can be estimated.

The exact value is e (Earth) = 0,0167

Proposals for didactical activities: Sun's Diameter

Measure the apparent diameter of the sun by measuring the transit time of the sun's image.

Calculate the apparent diameter f in arcsec.

Determine the diameter in km by using trigonometric relations.

Determine the eccentricity of the earth using the given data of the sun in the year 1999.

Diagram: month versa apparent diameter f

Bibliography

[1] Dieter Vornholz, Astronomie auf Klassenfahrten, Westermann 1992.

[2] Peter Kniesel, Physikalische Experimente in der Astronomie, Päd Zentrum Berlin.


Scale models

One way to understand size scales is by considering a model. Notice that it is not possible to view the relative size of the sun and Earth and also their distance apart in this small diagram. There is just too big of a difference in the relative length scales. One thing we can do to better understand the real sizes and distances of objects is to build a scale model.

Let's build a generic scale model as an illustration.

In this diagram, we have a real system and a scale model system. Let's think about what needs to be true for our scale model to be accurate.

In the real system, the blue ball is three times as big as the diameter of the red ball. So, in our scale model, the diameter of the blue model ball needs to be three times as big as the diameter of the red model ball.

In the real system, the Distance between the blue and red ball is four times the diameter of the blue ball. So, in our scale model, the Distance between the model balls needs to be four times the diameter of the model blue ball.

We could build a smaller scale model as well, as long as we kept the relative sizes the same between the diameters and distances.

How do we figure out how big to make the balls and distances in our model, to keep it accurate? We need to start by choosing one model object's size and compare it to the real object. This will determine the other sizes for our model.

We need to measure the diameter of the real red ball and the distance between the real blue ball and real red ball to figure out how big to make these sizes in our model.

Now we can calculate the sizes we need for our model.

The ratio (fraction) of the model red ball to the real red ball is the same as the ratio of the model blue ball to the real blue ball.

We solve for the diameter of the model red ball, and then insert values to find the diameter we need for the red ball in our model.

We can find the Distance between the blue and red balls in our model the same way. This was easy, since we could just use a very similar equation. Once we set the scale using the blue model ball compared to the blue real ball, we have the scale for anything in the model compared to the real system. If we had nine balls, all different distances apart, we could use the same scale to find the correct sizes and distances in our model.

Now, let's build a scale model of our Solar system.

Let's assume that in our model, the sun is the size of a bowling ball. Comparing the size of a bowling ball will allow us to calculate the other relative distances in our scale model.

Deciding to use a bowling ball, with a diameter of about 22 cm (2.2 x 10-1 m) sets the scale for our scale model.

We also need to know the other real distances involved. Now we can use the scale set by the bowling ball to find the diameter of our model earth and how far away from our model sun to place it.

Using the scale set by the bowling ball compared to the real size of the Sun, we calculated the size of Earth in our model. In our model, Earth is the size of a small bead, a couple of millimeters in diameter.

We can use the same formula to find out how far apart the bead would be from the bowling ball in our model. Here, we calculate that the distance in our model would be 24 meters.

Now, if the true distance to the nearest star, Alpha Centauri, is 4.0 x 10 16 m, how far away would it be in our model?


How can you measure a star's size? Wait for an asteroid to block it.

One of the things I like about science is how — if you know your tools well and are clever enough — it allows you to solve a problem that would otherwise seem impossible. Even more fun is when the method itself feels like a Rube Goldberg machine * .

Astronomers really want to be able to know how big, physically, stars are. Our understanding of how stars behave (like how they shine, how hot they are, how bright they are, and even (especially) how big planets are that are orbiting them) depends a lot on how big they are.

Now, you can figure this out if you know how far away they are and how big they يظهر to be. A little high school trig solves that problem easily. But how do you measure their apparent size, how big they seem to be in the sky?

Stars are big objects, millions of kilometers wide, but (except for the Sun) they’re inconveniently located trillions or quadrillions of kilometers away. That makes them look very small. For example, one of the stars in the Alpha Centauri system (the closest star system to us) is about the same physical size of the Sun. But it’s also nearly 270,000 times farther from Earth than the Sun is, so it only looks 1/270000 times the size. That makes it only about a millionth of a degree across — far too small to resolve even using Hubble. And that’s the closest نجمة.

But there’s another way. Instead of measuring the star’s size directly, you can wait for some object to pass in front of it, and see how long it takes the star’s light to fade. If you know how fast the object moves, you use that to figure out the star’s size.

Artwork depicting an asteroid occulting a distant star, with the diffraction pattern of the star exaggerated for effect. Credit: DESY, Lucid Berlin

You can do this with the edge of the Moon, but there are lots of issues with that that limit the accuracy. However, there are other solid objects in the solar system that do this too: asteroids!

The problem there is that asteroids are small and relatively far away from us, so the odds of seeing one passing in front of a star aren’t that high. Worse, if you want to use a big, unmovable telescope, that reduces the chance even more.

But it is possible, and some astronomers did just that. I think my favorite part of all this, too, is that they used a telescope designed to do something completely different!

The four VERITAS telescopes, each made up of 350 smaller mirrors, watch the skies for flashes of light from gamm and cosmic rays blasting down into Earth’s atmosphere. Credit: VERITAS

In southern Arizona there’s an observatory called VERITAS: the Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System. It consists of four separate telescopes, and each of those telescopes is itself made up of a collection of 350 smaller mirrors, each about 60 centimeters across.

The telescopes are designed to look for brief flashes of light in the sky when very energetic gamma rays and cosmic rays from space slam into our atmosphere. When these hit an atom or molecule of air, they create a shower of subatomic particles that move faster than light in air, creating a sort-of optical shock wave called Cherenkov radiation. This creates a detectable flash of light that can be used to learn more about such interesting objects as black holes, exploding stars, and so forth.

The thing is, that makes VERITAS very sensitive to faint sources, which means it can take really short exposures of stars. That’s important, because an asteroid passing in front of a star only takes about a tenth of a second to block it! So if you can take very rapid exposures you can actually measure dimming of starlight accurately.

Ocean waves diffract and spread out as they enter the narrow opening, spreading out and interfering with each other, similar to how light behaves. Credit: Google Earth via Exploring Our Fluid Earth

But there’s a catch. A star doesn’t just fade away, it actually fluctuates in brightness, up and down, brightening and dimming rapidly as it gets blocked out. That’s because of a phenomenon called diffraction. Under these circumstances, light behaves like a wave, and when it passes by something with a sharp edge the waves interfere with each other and change the way they behave (not to get into an inception of analogies, but this is like when you move back and forth in a bathtub, and the waves can add to each other causing water to slosh out of the tub).

But that’s OK! The physics of how the light behaves depends on the apparent size of the star, so by measuring that behavior very carefully, the math can be turned around to calculate just how big the star is in the sky.

Knowing this, a team of astronomers determined that, in 2018, two different asteroids would block (or as astronomers call it, occult) two different stars. On February 22 asteroid (1165) Imprinetta occulted the star TYC 5517-227-1, and then on May 22 (201) Penelope occulted TYC 278-748-1. Both stars were bright enough to allow VERITAS to take very rapid exposures: 3 milliseconds each for the first occultation, and 0.4 ms for the second.

Here’s what they saw for Imprinetta occulting TYC 5517-227-1:

The brightness of the star TYC 5517-227-1 goes up and down as the asteroid Imprinetta passes in front of it (left) and then leaves (right), the diffraction pattern causing the rapid fluctuations. Credit: Benbow et al.

Because there are four telescopes there are four measurements (labeled T1 – T4). As you can see, the star whipped up and down in brightness before dropping to zero. By fitting that measurement with known physics, they were able to get an apparent size of the star: 0.125 milliarcseconds (with about a 15% uncertainty). That’s an incredibly small angle there are 3600 arcseconds in a degree, and the Moon for example is about 1800 arcseconds in size on the sky. This star’s apparent disk is so small it’s like seeing a U.S. quarter from 40,000 kilometers away!

The star’s distance is known to be 2,670 light years, so that makes its actual, physical diameter about 11 times that of the Sun. That’s a big star! In fact, follow up observations showed it to be an orange star, slightly cooler than the Sun. That means this must be a red giant, a star that was once like the Sun but is at the end of its life, now swollen and huge. This was not known before these observations no one knew if this was a normal star just churning away, or one nearer the end of its life. Now we know.

The second star VERITAS observed turns out to have an apparent diameter of 0.094 milliarcseconds, and given its distances of 700 light years, it turns out to be about 2.2 times the size of the Sun. It has the same temperature as the Sun, so this means it must be a subgiant, a star nearing the end of its life, heading toward becoming a red giant in the next few million years or so.

Interestingly, the astronomers calculate that from a given site on Earth, roughly 5 stars bright enough to perform this measurement are occulted by asteroids every year. You can’t pick the stars, unfortunately — orbital mechanics does that for you — but this is still a decent number. And it’s not that hard to make the measurement if you have the right equipment. VERITAS has an advantage because it’s big, is used just to stare at big portions of the sky anyway, and has four telescopes to work with, giving you some redundancy. And while other observatories could do this, it’s a low priority for big ones compared to the other science they do.

Still, it’s pretty neat we can do this at all, and as time goes on I bet the technique will improve. I wonder what other observatories will give this a try… and what other interesting low-level but important science can be done when we think a little differently?


The farthest galaxy in the universe

A team of astronomers used the Keck I telescope to measure the distance to an ancient galaxy. They deduced the target galaxy GN-z11 is not only the oldest galaxy but also the most distant. It's so distant it defines the very boundary of the observable universe itself. The team hopes this study can shed light on a period of cosmological history when the universe was only a few hundred million years old.

We've all asked ourselves the big questions at times: "How big is the universe?" or "How and when did galaxies form?" Astronomers take these questions very seriously, and use fantastic tools that push the boundaries of technology to try and answer them. Professor Nobunari Kashikawa from the Department of Astronomy at the University of Tokyo is driven by his curiosity about galaxies. In particular, he sought the most distant one we can observe in order to find out how and when it came to be.

"From previous studies, the galaxy GN-z11 seems to be the farthest detectable galaxy from us, at 13.4 billion light years, or 134 nonillion kilometers (that's 134 followed by 30 zeros)," said Kashikawa. "But measuring and verifying such a distance is not an easy task."

Kashikawa and his team measured what's known as the redshift of GN-z11 this refers to the way light stretches out, becomes redder, the farther it travels. Certain chemical signatures, called emission lines, imprint distinct patterns in the light from distant objects. By measuring how stretched these telltale signatures are, astronomers can deduce how far the light must have traveled, thus giving away the distance from the target galaxy.

"We looked at ultraviolet light specifically, as that is the area of the electromagnetic spectrum we expected to find the redshifted chemical signatures," said Kashikawa. "The Hubble Space Telescope detected the signature multiple times in the spectrum of GN-z11. However, even the Hubble cannot resolve ultraviolet emission lines to the degree we needed. So we turned to a more up-to-date ground-based spectrograph, an instrument to measure emission lines, called MOSFIRE, which is mounted to the Keck I telescope in Hawaii."

The MOSFIRE captured the emission lines from GN-z11 in detail, which allowed the team to make a much better estimation on its distance than was possible from previous data. When working with distances at these scales, it is not sensible to use our familiar units of kilometers or even multiples of them instead, astronomers use a value known as the redshift number denoted by z. Kashikawa and his team improved the accuracy of the galaxy's z value by a factor of 100. If subsequent observations can confirm this, then the astronomers can confidently say GN-z11 is the farthest galaxy ever detected in the universe.


3 إجابات 3

In the first case, in regards to star measurement, I believe you're thinking of how the diameter of very large stars are measured using interferometry. Because light waves from the edges of these stars arrive at us in parallel, and they are waves, we can determine the diameter of the star by measuring the interference pattern between these light waves. (That's probably what you were thinking of — the "peaks" and "troughs" in the interference pattern.)

Stars like Betelgeux, Antares and Aldebaran have been measured in this way and the size agrees with the Stefan–Boltzmann law which can be used to calculate the radius of a spherical body if the luminosity and temperature are known.

I found this 1921 Popular Science article which describes it in detail.

The black hole pulsing thing is a completely different concept. I'm not sure what the logic of that is, perhaps it was talking of the doppler shifts of light rotating around the black hole or its interaction with a binary companion star?

I don't know what "ER peaks" means, but I think I get the idea. (Did you mean "EM", i.e., electromagnetic?)

Suppose you see a spiral galaxy that's 100,000 light-years across, and you're seeing it nearly edge-on. Suppose the entire galaxy's brightness increases and decreases significantly with a 1-year cycle.

It's not possible (or rather, it's vanishingly unlikely) that this is the result of all the stars pulsating in unison. The near edge of the galaxy is 50,000 light-years closer to us than the center, which is 50,000 light-years closer than the far edge. That means that the light that we're seeing الآن from the far edge must have originated 100,000 years sooner than the light we're seeing now from the near edge. Since nothing can travel faster than light, there is no natural phenomenon that could keep all the stars over that 100,000 light-year expanse synchronized with each other. And even if there were, they would appear to be synchronized فقط as seen from one particular direction.

If a 100,000 light-year galaxy appears to pulse with a 1-year cycle, then the pulses are coming from a much smaller body, probably at the galaxy's core. And that body is probably substantially smaller than 1 light-year, because the waves within it that cause it to pulsate are probably moving substantially أبطأ than the speed of light.

If you see a light source pulsating with a 1-year cycle, then it must be less than 1 light-year across. If it's any bigger, then (a) whatever waves cause it to pulsate will take more than a year to cross it, so it can't stay synchronized with itself, and (b) even if it could, the pulses would be "blurred out" because we simultaneously see parts of the light source at different distances.

In your example, you got it backwards. If a black hole visibly pulses on a 10-minute cycle, then the body that's emitting the light must be smaller than 10 light-minutes.


شاهد الفيديو: كيف يلحد مؤمن! د. عدنان ابراهيم (يونيو 2022).


تعليقات:

  1. Morgan

    اشتركت أكتب أكثر

  2. Arashilkis

    وفقا لي ، في شخص ما الرسالة اليكسي :)

  3. Alpin

    الجواب المختص ، إنه مضحك ...



اكتب رسالة