الفلك

نجم ثنائي مرئي مع مدار ظاهر دائري

نجم ثنائي مرئي مع مدار ظاهر دائري



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.

هل يعرف أي شخص مثالًا جيدًا للمدار الظاهر للنجم الثنائي المرئي (أو قياس التداخل) والذي يبدو دائريًا بسبب الإسقاط رغم أنه في الواقع بيضاوي الشكل بشكل ملحوظ؟ أحتاج ذلك للتدريس.


إزالة الميل من مدار ثنائي بصري

في معظم الحالات ، لن نرى مدار النجم الثنائي وجهاً لوجه وهذا يعني أنه لا يمكننا استخدام المدار المرصود لاشتقاق كتلة النظام. الجرذان.

تذكر أن خطتنا هي استخدام شكل من أشكال قانون كبلر الثالث ، مثل هذا:

من السهل قياس الفترة ص: نحن فقط ننتظر الثانوية لإكمال ثورة واحدة حول المرحلة الابتدائية. كلما لاحظنا المزيد من الثورات ، كلما تمكنا من القياس بدقة أكبر ص. لكن شبه المحور الرئيسي أ من المدار هو المشكلة. ما لم نلاحظ المدار وجهاً لوجه ، فلن نرى المحور شبه الرئيسي الحقيقي ، وبالتالي لا يمكننا حساب الكتلة الكلية الحقيقية م النظام.

إذن ، السؤال هو ، بالنظر إلى المدار الملحوظ للثانوي حول الابتدائي ، مثل هذا:

كيف يمكننا إلغاء الإمالة واستعادة المحور شبه الرئيسي أ؟ بالإضافة إلى ذلك ، قد نرغب (لبعض الأغراض) في تحديد محور الدوران ومقدار الميل بالضبط ، من أجل استعادة الاتجاه الدقيق للمدار الحقيقي في الفضاء.

هذه مشكلة شغلت علماء الفلك لعدة قرون. هناك العديد من الأساليب المختلفة ، بعضها مصمم لظروف معينة ، والبعض الآخر أكثر عمومية. يمكنك أن تقرأ عن بعضها في المراجع المدرجة في نهاية هذه المحاضرة. سأعرض هنا واحدة من أبسط الطرق ، وهي طريقة رسومية لا يمكن إجراؤها سوى باستخدام مسطرة وقلم رصاص.

خلفية صغيرة: الدائرة اللامتراكزة

  • لها نفس مركز القطع الناقص
  • نصف قطر يساوي المحور شبه الرئيسي للقطع الناقص

الآن ، إذا بدأنا بقطع ناقص ه = 0.8 ودائرتها اللامتراكزة ،

وإخضاعهما لإمالة تعسفية (في هذه الحالة أنا = 60 درجة) حول خط تعسفي من العقد (في هذه الحالة تميل بواسطة & أوميغا = 30 درجة بالنسبة إلى المحور الرئيسي الحقيقي) ، نقوم بإنشاء قطعتين جديدتين مسقطتين:

  • لم تعد محاوره الرئيسية تتماشى مع محاور القطع الناقص المداري المسقط
  • لكنها لا تزال تشترك في مركزها مع القطع الناقص المداري المتوقع
  • يلامس القطع الناقص المداري المسقط عند نقطتين الخط الذي يربط بين هذه النقاط موازٍ لخط العقد

نسمي النسخة المسقطة للدائرة اللامتراكزة بـ القطع الناقص المساعد أو القطع الناقص غريب الأطوار الذي يتماشى مع القطع الناقص المداري المسقط. سنستخدم هذا القطع الناقص الإضافي على نطاق واسع في عملنا أدناه.

الخطوة 1: رسم القطع الناقص الظاهر للمدار

تتمثل الخطوة الأولى في رسم قياسات الفصل وزاوية الموضع على قطعة من الورق. يجب أن يحددوا القطع الناقص.

الخطوة 2: ابحث عن إسقاط المحور شبه الرئيسي ، والانحراف الحقيقي

الآن ، في المدار الحقيقي ، يمكننا رسم خط مستقيم يربط بين مركز القطع الناقص الحقيقي ، وموقع النجم الأساسي (عند بؤرة واحدة) ، وحضيض النجم الثانوي. يقع هذا الخط على طول المحور الرئيسي للمدار الحقيقي.

نسبة (المركز إلى التركيز) إلى (المركز إلى الحضيض الشمسي) هي ببساطة

الآن ، هذه النقاط الثلاث (المركز ، البؤرة ، الحضيض) تظل خطية في القطع الناقص المسقط ، وتحتفظ بمواقعها النسبية. هذا يعني أنه يمكننا رسم هذا الخط على القطع الناقص المسقط:

ستؤدي نسبة أطوال CS إلى CA مرة أخرى إلى الانحراف المركزي للقطع الناقص الحقيقي ، ه.

كان ذلك سهلا! لكن البتات التالية تتطلب المزيد من العمل.

الخطوة 3 أ: احسب الثابت k

سنقوم برسم إسقاط الدائرة اللامتراكزة ، أي القطع الناقص الإضافي. سوف يستغرق الأمر عدة خطوات.

أول شيء يجب فعله هو حساب قيمة ثابتة ، ك، على أساس غريب الأطوار ه من المدار الحقيقي.

الخطوة 3 ب: ارسم إسقاط المحور الصغير للمدار

    اختر أي وتر على القطع الناقص الملحوظ الذي يوازي المحور الرئيسي المسقط

هذا الخط ، المميز M-M في الشكل أعلاه ، هو إسقاط للمحور الصغير للمدار الحقيقي.

الخطوة 3 ج: المشروع للخارج لتحديد القطع الناقص المساعد

    اختر أي نقطة X على القطع الناقص المسقط

إذا كررنا هذا الإجراء في مواقع مختلفة حول القطع الناقص المسقط ، فيمكننا بناء مجموعة من النقاط التي تحدد القطع الناقص الإضافي.

يمكننا الآن توصيل النقاط لرسم القطع الناقص الإضافي.

  • يشترك في نفس مركز المدار المتوقع
  • يلامس المدار المسقط على المحور الرئيسي المتوقع
  • قد يتم تدوير محاور رئيسية بالنسبة إلى المحاور الرئيسية للمدار المسقط

الخطوة 4: ابحث عن محور النصف الرئيسي الحقيقي أ من المدار

بمجرد رسم القطع الناقص الإضافي ، قم بقياس محوره شبه الرئيسي (& alpha) و semiminor (& beta).

الآن ، تذكر أن القطع الناقص الإضافي هو إسقاط للدائرة اللامتراكزة. الدائرة اللامتراكزة لها نفس نصف قطر المحور الرئيسي للمدار الحقيقي أ. عندما قمنا بإمالتها ، قمنا بدفع تلك الدائرة إلى شكل بيضاوي. ما عدا على طول محور الدوران. لذلك يجب أن يظل القطر الأطول للقطع الناقص المساعد هو نفس نصف القطر الأصلي للدائرة اللامتراكزة ، لكن هذا أيضًا هو نفس المحور شبه الرئيسي أ من المدار الحقيقي. لجعل القصة الطويلة قصيرة ، محور الشبه الرئيسي &ألفا من القطع الناقص المساعد هو نفسه محور شبه الرئيسي أ من المدار الحقيقي!

في هذه المرحلة ، إذا كان كل ما نرغب فيه هو الكتلة الكلية لنظام النجوم الثنائي ، فيمكننا الإقلاع بعد كل شيء ، لدينا الآن المحور شبه الرئيسي الحقيقي أ حول مدار النجم الثنائي ، والذي يمكننا إدخاله في قانون كبلر الثالث.

الخطوة 5: ابحث عن زاوية الميل أنا

فكر مرة أخرى في الدائرة اللامتراكزة التي رسمناها حول المدار الحقيقي. عندما تميل الدائرة بزاوية الميل أنا، يتم سحقها في شكل بيضاوي. الحد الأقصى لمقدار السحق يحدث عموديًا على محور الدوران ، حيث نصف القطر الأصلي أ يتقلص بمعامل cos (i) ويتحول إلى المحور شبه المحوري (& beta) للقطع الناقص الإضافي. الحد الأدنى من السحق ، كما هو مذكور أعلاه ، يحدث على طول محور الدوران: نصف القطر الأصلي أ لم يتغير وهو نفس محور شبه رئيسي (& ألفا) للقطع الناقص الإضافي.

آها! يمكننا حساب زاوية الميل أنا من نسبة محوري نصف التخصص وشبه الجزئي للقطع الناقص المساعد.

الخطوة 6: ابحث عن خط العقد

آخر شيء نحتاج إلى معرفته لاستعادة اتجاه المدار الحقيقي في الفضاء هو المحور الذي تم إمالة المدار حوله بزاوية الميل. اسم آخر لهذا المحور هو خط العقد. كيف يمكننا وصف هذا؟ وكيف يمكننا استعادته من المدار المرصود؟

ارجع إلى المدار الأصلي ، ولاحظ وجهاً لوجه. دع خط العقد يظهر على أنه الخط الذي يربط بين & أوميغا ، فإنه يمر دائمًا من خلال موضع النجم الأساسي ، S.

يمكننا تحديد الزاوية ، & أوميغا (أوميغا) ، كزاوية بين متجه الحضيض والخط من النجم الأساسي إلى العقدة القريبة N.

هذه الزاوية تسمى حجة الحضيض.

كيف نجد هذه الزاوية في المدار المرصود؟ دعنا نعود إلى مخططنا للمدار المرصود والقطع الناقص الإضافي.

كما ذكرنا سابقًا ، فإن المحور الأطول للقطع الناقص المساعد هو القطر الوحيد للدائرة اللامتراكزة الذي لا يتم سحقه بإمالة المدار إلى خط بصرنا. نظرًا لأن هذا الميل تم إجراؤه حول خط العقد ، فهذا يعني أن المحور الرئيسي للقطع الناقص الإضافي موازٍ لخط العقد.

لذلك ، يجب أن يكون الخط الموازي للمحور الرئيسي للقطع الناقص المساعد ، والذي يمر عبر النجم الأساسي S ، هو خط العقد. لنرسم هذا الخط على المدار المسقط.

قم الآن بتكبير جزء المدار القريب من الحضيض الشمسي. يلتقي خط العقد مع المدار المتوقع في موقع سنسميه وأوميغا (العاصمة أوميغا). في هذا العرض المسقط ، يمكننا قياس الزاوية من العقدة وأوميغا إلى النجم الأساسي S والعودة إلى الحضيض A نسمي هذه الزاوية & لامدا.

هذا ليس ما نريده تمامًا ، لأننا نبحث عن نسخة متوقعة من المدار الحقيقي. إذا صححنا الميل ، فيمكننا استعادة الحجة الحقيقية للحضيض الشمسي:

ملخص

  • شذوذ ه
  • نصف المحور الرئيسي أ
  • زاوية الميل أنا
  • خط العقد وأوميغا
  • حجة الحضيض & أوميغا

هذه خمسة من المعايير السبعة التي تصف المدار بالكامل. الاثنان المتبقيان هما الفترة ص ووقت مرور الحضيض تي، والتي يمكننا تحديدها بناءً على الأوقات المرتبطة بجميع الملاحظات.

تذكر ، إذا كان كل ما نريده هو الكتلة الكلية للنجمين ، فكل ما نحتاج إلى حسابه هو أ.

للمزيد من المعلومات

  • تحتوي ملاحظات المحاضرة عبر الإنترنت لـ J.B Tatum على فصل حول اشتقاق الخصائص الحقيقية للمدار المرصود.
  • ال كتاب مدرسي عن علم الفلك الكروي بقلم دبليو إم سمارت يحتوي على فصل عن تحليل مدارات النجوم الثنائية.
  • مكتبة RIT لديها نسخة من الكتاب النجوم الثنائية بواسطة روبرت جرانت أيتكين. إنه منجم ذهب للمعلومات ، على الرغم من نشره في الأصل عام 1935.

حقوق النشر والنسخ مايكل ريتشموند. هذا العمل مرخص بموجب رخصة المشاع الإبداعي.


المدار الحقيقي

بينما يعتبر علماء الفلك أن العنصر الأكثر إشراقًا ثابتًا ورسم خريطة لحركة العنصر الخافت من حوله ، في الواقع ، يتحرك كلا النجمين في نظام ثنائي في شكل قطع ناقص حول مركز الثقل المشترك. حجم القطع الناقص يتناسب طرديًا مع كتلة النجم ، لذلك في نظام سيريوس ، على سبيل المثال ، الكتلة الأولية تبلغ 1.5 M0 ، والرفيق القزم الأبيض 1.0 M0 ، وبالتالي فإن حجم القطع الناقصة في السماء هي في النسبة 1.0 إلى 1.5 للمرحلتين الابتدائية والثانوية (الشكل 7.1). تتناسب نسبة الكتل عكسيًا مع حجم المدارات الظاهرة (انظر eqn 1.1 في الفصل 1) ، لذا فإن هذا يعطي علاقة واحدة بين الكتلتين. للحصول على مجموع الكتل يتطلب تحديد المدار الحقيقي من المدار الظاهري وهذا ما سيصفه هذا الفصل.

نحن نعتبر النجم الأساسي ثابتًا ونقيس حركة النجم الثانوي فيما يتعلق به ، وفي الفصل الأول رأينا أنه في النجوم الثنائية ، تكون حركة النجم الثانوي بالنسبة إلى النجم الأساسي عبارة عن قطع ناقص. وهذا ما يسمى بالقطع الناقص الظاهر أو المدار وهو إسقاط للمدار الحقيقي على مستوى السماء. نظرًا لأن الانحرافات المركزية في المدارات الحقيقية يمكن أن تختلف من دائري إلى بيضاوي للغاية (عمليا أعلى انحراف تم ملاحظته حتى الآن هو 0.975) ، فإن نطاق القطع الناقص الظاهر يكون أكثر تنوعًا لأن المدار الحقيقي يمكن إمالته في بعدين في أي زاوية إلى خط البصر. نحتاج إلى المدار الحقيقي من أجل تحديد مجموع كتل النجمين في

الشكل 7.1. المدارات الحقيقية للنجوم في نظام الجيوب الأنفية.

الثنائية. لا تزال هذه هي الوسيلة المباشرة الوحيدة للعثور على الكتل النجمية.

في ظاهر الأمر ، فإن القياسات التي نجريها لزاوية الفصل والموضع في نطاق من الحقب هي جميع المعلومات التي يتعين علينا محاولة فصل المدار الحقيقي عنها عن المدار الظاهري. ومع ذلك ، فإننا نعرف أيضًا الوقت الذي تم فيه إجراء كل ملاحظة بدقة أكبر بكثير من أي من الكميات المقاسة. هناك أدلة أخرى ، على سبيل المثال ، في الطريقة التي يتحرك بها الرفيق في المدار الظاهر.

في الشكل 7.2 ، أرسم الحركة الظاهرية للثنائي OX 363. في هذه الحالة ، تُستخدم إحداثيات مستطيلة (س ، ص) بدلاً من الإحداثيات القطبية 9 ، ص الأكثر دراية بالمراقب. تمثل كل نقطة على القطع الناقص الظاهر موضع الرفيق كل عامين. من الواضح على الفور أن الحركة ليست موحدة ولكنها أسرع بكثير في الربع الثالث ، أي بين الجنوب والغرب. تمثل النقطة التي تكون فيها الحركة أسرع الحضيض (أو أقرب نهج) في كل من المدارات الحقيقية والواضحة.

يخبرنا قانون كبلر الثاني أن المناطق التي اكتسحت في أوقات معينة يجب أن تكون متساوية وهذا ينطبق أيضًا على كل من المدار الحقيقي والظاهر. في الشكل 7.2 على الرغم من أن المناطق المظللة الثلاث تظهر في نقاط مختلفة في

المدار الظاهر لأنه تم تتبعها جميعًا خلال فترة عشر سنوات ، فإن المناطق هي نفسها. نعلم أيضًا أن مركز المدار الظاهر هو المركز المسقط للمدار الحقيقي. في معظم الحالات ، يتم وصف الحركة بواسطة النجم الخافت بالنسبة إلى النجم الأكثر إشراقًا والذي يتم تثبيته في بؤرة القطع الناقص كما لو كانت الكتلة الكلية مركزة في مركز الجذب الثابت.

في المدار الحقيقي ، يسمى مركز القطع الناقص C ، والبؤرة ، وحيث يوجد النجم الأكثر إشراقًا يسمى


نجم ثنائي بصري بمدار دائري ظاهر - علم الفلك

كانت ملاحظات الفلكي & # 8217s للثنائيات محورية في فهمنا لكتل ​​النجوم.

تتكون الثنائيات من عدة أنواع فرعية:

الثنائيات المرئية

في الثنائي البصري ، يتم حل كلا النجمين من الأرض ويمكن رؤيتهما يدوران حول بعضهما البعض خلال فترة ثنائية معينة.

تحتوي الثنائيات الطيفية أحادية الخط على خطوط انبعاث أو امتصاص مميزة تمكن علماء الفلك من تحديد مداراتهم باستخدام وظيفة الكتلة. في هذه الأنظمة ، يهيمن أحد النجمين على الطيف. عادة ما يتم الكشف عن الأنظمة الثنائية الطيفية بسبب حركة خطوط الانبعاث والامتصاص في الطيف المرصود ، والناجمة عن تأثير دوبلر أثناء تحرك النجوم في مدارها.

يمكن أن تحتوي الثنائيات الطيفية ثنائية الخط على ميزات طيفية من كلا النجمين المحدد والمتابعة حول المدار. تسمح هذه الثنائيات بتحديد نسبة الكتلة.

الثنائيات الفلكية

هذه النجوم لها وجود رفيق ثنائي مستنتج من حركتها عبر السماء بعد حساب الحركة المناسبة واختلاف المنظر.

كسوف الثنائيات

تعاني ثنائيات الكسوف من تغيرات في لمعانها الكلي بسبب انسداد خط بصرنا إلى أحد النجوم أو كليهما. يسمح هذا بإجراء استقطاعات حول ميلها المداري ، والذي يجب أن يكون شبه متقلب حتى يحدث الكسوف. عند دمجها مع منحنيات السرعة الشعاعية ووظيفة الكتلة ، يمكن الحصول على قيود قوية على كتل المكونات النجمية.

دراسة علم الفلك عبر الإنترنت في جامعة سوينبورن
جميع المواد محفوظة لشركة Swinburne University of Technology باستثناء ما هو محدد.


نجم ثنائي بصري بمدار دائري ظاهر - علم الفلك

النجوم المزدوجة أو الثنائية لها أهمية حيوية لعلم الفلك لأن الملاحظات المرئية أو قياس التداخل للنظام تسمح للشخص بتحديد مجموع كتل المكونات إذا عرفنا أيضًا اختلاف اختلاف النجوم. إذا كانت السرعات الشعاعية متاحة أيضًا ، فيمكن للمرء أن يحسب بشكل مستقل مسافة النظام والكتل الفردية. طريقة جديدة ، تعتمد على البرمجة شبه المحددة (SDP) ، تحسب المدار الظاهري لنجم ثنائي باستخدام الملاحظات المرئية / قياس التداخل والسرعات الشعاعية. يوفر SDP مزايا مقارنة بالطرق الأخرى: فالقطع الناقص المحسوب فريد من نوعه ، فهو يمثل حدًا أدنى عالميًا لمعيار التخفيض إذا كان هذا المعيار هو معيار L1 القوي ، ويسمح بخلط معايير مختلفة للبصرية ولبيانات السرعة الشعاعية. تتم مقارنة SDP مع الطرق البديلة مثل استخدام نموذج الاختزال الخطي واستخدام المربعات الصغرى غير الخطية. تم حساب مدار لكابيلا (Alpha Aurigae) ، استنادًا إلى 169 ملاحظة قياس التداخل التي تم إجراؤها بين عامي 1919 و 1999 و 221 سرعة شعاعية تمت بين عامي 1896 و 1991.


العنوان: TOI-503: أول ثنائي معروف بنجمة Am-star من بني قزم من مهمة TESS

أبلغنا عن اكتشاف قزم بني متوسط ​​الكتلة (BD) ، TOI-503b ، من مهمة TESS. TOI-503b هو أول BD اكتشفه TESS ، وله مدار دائري حول نجم من النوع A ذي الخط المعدني مع فترة P = 3.6772 ± 0.0001 يوم. يشير منحنى الضوء من TESS إلى أن TOI-503b يعبر نجمه المضيف بطريقة رعي ، مما يحد من الدقة التي نقيس بها نصف قطر BD (R=1.34ر). حصلنا على ملاحظات طيفية عالية الدقة باستخدام مطياف FIES و Ondřejov و PARAS و Tautenburg و TRES ، وقمنا بقياس كتلة TOI-503b لتكون M = 53.7 ± 1.2 م. النجم المضيف لديه كتلة م = 1.80 ± 0.06 م ، نصف قطر R = 1.70 ± 0.05R ، وهي درجة حرارة فعالة لـ T = 7650 ± 160 كلفن ، ومعدنية عالية نسبيًا تبلغ 0.61 ± 0.07 ديكس. استخدمنا متساوي الزمان النجمي لاشتقاق عمر النظام ليكون ∼180 Myr ، والذي يضع عمره بين عمر RIK 72b (∼10 Myr قديم BD في اتحاد النجوم العلوي Scorpius) و 3116b ميلادي ((600 Myr قديم BD. في مجموعة برايسيبي). نظرًا لصعوبة قياس تفاعلات المد والجزر بين BD ونجومها المضيفة ، لا يمكننا على وجه التحديد أن نقول ما إذا كان هذا BD قد تشكل في الموقع أو كان مداره دائريًا بواسطة نجمه المضيف على مدار العمر القصير نسبيًا للنظام. بدلاً من ذلك ، نقدم فحصًا للقيم المعقولة لعامل جودة المد والجزر للنجم و BD. ينضم TOI-503b إلى عدد متزايد من BDs قصيرة المدى ، متوسطة الكتلة تدور حول نجوم التسلسل الرئيسي ، وهو ثاني BD المعروف لعبور نجم A ، بعد HATS-70b. مع النمو السكاني في هذا النظام ، المنطقة الأكثر جفافاً في صحراء BD (35-55 مليونًاالخطيئة ط) هو إعادة التشجير. وقوو أقل


مسافة جاما ليبرا من الأرض

تبعد متوشالح 190.1 سنة ضوئية. الميزان: 21 سبتمبر - 20 أكتوبر. ينتج عن هذا أربع مناطق زمنية عبر الولايات المتحدة القارية. Librae zubeneschamali هو نجم قزم أزرق وهو أكثر سطوعًا من الشمس 130 مرة. استنادًا إلى تحول اختلاف المنظر السنوي بمقدار 19.99 ماسًا كما يُرى من الأرض ، يقع على بعد 163 سنة ضوئية من الشمس. هذا نجم أزرق من النوع الطيفي B8 (لكنه يبدو مخضرًا إلى حد ما) ويقع على بعد 160 سنة ضوئية من الأرض. حملت Gamma Librae الاسم التقليدي Zuben (el) Hakrabi (تم تقديمه أيضًا باسم Zuben-el-Akrab وفسد باسم Zuben Hakraki). الاسم هو تعديل للغة العربية زبانى العقرب "مخالب العقرب" ، وهو الاسم الذي يرجع تاريخه إلى ما قبل الميزان كان كوكبة مميزة من برج العقرب. إنه عملاق برتقالي بحجم 3.9 ، 152 سنة ضوئية من الأرض. تفضل بزيارتنا City West Center Corner Railway Street & Sutherland Street West Perth، Western Australia 6005. أقصى سطوع 1612 04550 Leonis +4.0 1670 CK Vulpeculae +2.6 1673 03846 Puppis +3.0 1678 V529 Orionis +6 1783 WY Sagittae +5.4 1848 V841 Ophiuchi +2.0. الأحد 7 يناير • الصليب الشمالي في Cygnus ، مع ذنب في قمته ، يزرع نفسه في وضع مستقيم تقريبًا في الأفق الشمالي الغربي حوالي الساعة 7 أو 8 مساءً. في هذا الوقت من السنة. يستغرق زحل ما يقرب من 30 عامًا على الأرض لإكمال ثورة واحدة حول الشمس ، لذلك فإن السنة على زحل أطول بمقدار 30 مرة من السنة على الأرض. بحلول هذا الوقت ، كان الكوكب يشرق في الظلام من جميع أنحاء نصف الكرة الشمالي. يقع Zubenelgenubi على بعد 65 سنة ضوئية من الأرض ويتكون في الواقع من ثلاثة نجوم قريبة جدًا من بعضها البعض بحيث يبدو أنها تتألق كنجم واحد ساطع. جاما ليبرا (γ Librae ، مختصر Gam Lib ، γ Lib) هو نظام نجمي ثنائي مشتبه به في كوكبة الميزان. Brachium - Librae (sigma Librae) Brachium ، والمعروف أيضًا باسم σ Librae (sigma Librae) ، هو نجم عملاق متغير في كوكبة الميزان. هذه نجمة زرقاء من

B8 (ولكن الذي يبدو مخضرًا إلى حد ما) والذي يقع على بعد 160 سنة ضوئية من الأرض. ثم هناك Gamma Librae (وتسمى أيضًا Zubenelakrab ، والتي تعني "Scorpion's Claw") والتي تكمل علامة Scorpion. Tau Librae Tau Librae (τ Lib ، τ Librae) هو نجم من الفئة B2.5 ، من الدرجة الرابعة في كوكبة الميزان. حدث خسوف القمر عندما كان القمر في الحضيض أو أقرب نقطة إلى الأرض في مداره. يبلغ قطر السديم E حوالي 0.5 درجة ، أو حجم البدر تقريبًا. تبلغ كثافة إيروس 2.4 جرام لكل سنتيمتر مكعب ، وهي تقريبًا نفس كثافة قشرة الأرض. يناير 2018 التقويم السماوي - منشور في الأحداث السماوية: التقويم السماوي لشهر يناير بواسطة Dave Mitsky جميع الأوقات هي UT (اطرح خمس ساعات ، ويوم تقويمي واحد عند الاقتضاء ، لـ EST) 1/1 عطارد هو أقصى استطالة غربية (22.7 درجة) عند 20 : 00 القمر في الحضيض ، أقرب نقطة في عام 2018 ، مقابل 33 31 من مسافة 356،565 كيلومترًا (221،559 ميلًا) ، عند ... يتم فصل الزوجين بنحو 5400 وحدة فلكية ولها فترة مدارية تزيد عن 200000 سنة. نظرًا لأن الأرض تدور حول الشمس خلال عام واحد ، فإن تغير موقعنا يؤدي إلى تحول الموقع الظاهري لنجم قريب بشكل دقيق. بولوكس ، التوأم الغربي ، هو نجم عملاق أحمر ، على بعد 33 سنة ضوئية من الأرض بينما يبعد كاستور حوالي 51 سنة ضوئية. مديرية العلوم والاستكشاف هي أكبر منظمة لبحوث علوم الأرض والفضاء في العالم. على الرغم من أنه ليس أحد النجوم الرئيسيين في الميزان ، إلا أن HD 140283 يستحق الذكر. الميزان أيضًا موطن لـ HD 140283 ، المعروف باسم Methuselah ، حاليًا أقدم نجم معروف في الكون. يتم تمثيل الكوكبة بالرمز. لا يحتوي على أي نجوم من الدرجة الأولى. الميزان هو الكوكبة رقم 29 في الحجم ، وتحتل مساحة 538 درجة مربعة. D s = متوسط ​​المسافة بين النجوم في هذا الحي (فرسخ فرسخ واحد تقريبًا في جوارنا) F = جزء من كل النجوم حيث تكون الحياة والذكاء متطورين على الأقل مثل الأرض ، أقول "أقل فائدة" لأنه من الصعب تحديد ذلك قيمة جيدة لـ F. Star Facts: Zubeneschamali. من pi Hydrae تحرك شرقًا حتى تصادف مجموعة من النجوم الخمسة التي تصطف تقريبًا بين الشمال والجنوب. . يمثل Alpha و Beta Librae عارضة التوازن للميزان ، وتمثل Gamma و Sigma Librae أحواض الوزن. إنه نجم آخر في كوكبة الميزان لديه نظام كوكبي مع كوكبين مؤكدين. . جاما ليبرا ويكيبيديا. على سبيل المثال ، 0 ، 15 ، 30 ، 45 وما إلى ذلك. يدور زحل حول الشمس على مسافة متوسطة تبلغ 9.6 وحدة فلكية (AU) وتتراوح المسافة بينه وبين الأرض من حوالي 8.5 إلى 10.5 وحدة فلكية. تغطي علامة الميزان 180 درجة إلى 210 درجة من خط الطول السماوي. تقع على مسافة 146 ليلي من الأرض. [9] هذه نجمة زرقاء


نهج "الكتلة المخفضة"

في نظامنا الشمسي ، تكون مدارات الكواكب بسيطة نسبيًا: تظل الشمس (تقريبًا) بلا حراك عند بؤرة واحدة على شكل بيضاوي دائري تقريبًا ، ويتحرك كل كوكب في مدار بيضاوي حوله. نظرًا لأن كتلة الشمس أكبر بكثير من كتلة معظم الكواكب ، يمكننا غالبًا التعامل مع الشمس على أنها ثابتة في موضعها. ثم تتبع الحركة المدارية قوانين كبلر.

لكن ماذا لو أخذنا في الاعتبار حالة يوجد فيها جسمان متساويان في الكتلة تقريبًا؟ لن يظل أي منهما ثابتًا في مكانه بدلاً من ذلك ، وسيتحرك كل منهما حول مركز الكتلة. لا تزال المدارات الناتجة بيضاوية ، نعم ، لكن ليس من السهل وصفها.

  • حركة النجم حول مركز الكتلة (جيد)
  • الحركة الصحيحة لمركز الكتلة (عفوًا)
  • التحول المناظري للنظام (لاف)

إنه لألم حقيقي التعامل مع هذه الحركات الإضافية. سيكون أجمل بكثير إذا تمكنا بطريقة ما من إيجاد طريقة للتخلص من كل الحركة المناسبة واختلاف المنظر ، دون ترك أي شيء سوى الحركة النسبية للنجمين في مداريهما.

ولكننا نستطيع! هناك طريقة بسيطة لعلماء الفلك لقياس الحركة المدارية للنجوم وحدها. كل شيء يتمحور عن هذا: قياس موضع نجمة واحدة بالنسبة للآخر.

الاستطراد: الميكرومتر الخيطي

في الماضي ، استخدم علماء الفلك أداة خاصة تسمى "الميكرومتر الخيطي" لإجراء هذه القياسات النسبية. كان في جوهره جهازًا بسيطًا: عدسة ذات علامة تصويب ثابتة ، بالإضافة إلى خيوط متحركة:

لاستخدامه ، عليك أولاً تحريك التلسكوب بحيث يتم توسيط النجم الأساسي (الأكثر إشراقًا) على التقاطع الثابت.

بعد ذلك ، تقوم بإدارة المسمار لتدوير الشعيرات المتصالبة بحيث تتطابق مع اتجاه النجمين. يحتوي الميكرومتر على آلية دقيقة للغاية تسمح لك بتحديد الزاوية التي تحتاج من خلالها إلى تحريف الشعيرات المتصالبة بدقة. نسمي الزاوية - المقاسة شرقًا بعيدًا عن الشمال - ال زاوية الموقف من الثنائي.

أخيرًا ، تقوم بإدارة المسمار الثاني لتحريك الفتيل المتحرك حتى يطابق المسافة الزاوية بين النجم الأساسي والنجم الثانوي. مرة أخرى ، يسمح لك الميكرومتر بقراءة هذا انفصال بدقة شديدة.

يمكن للمراقب الدقيق ، بعد معايرة الميكرومتر الخيطي ، قياس زوايا الموضع والفواصل بدقة شديدة. تذكر أن أي شخص ينظر من خلال تلسكوب من سطح الأرض سيرى أي نجم على أنه نقطة غامضة يبلغ قطرها حوالي 1 ثانية قوسية (ربما أصغر قليلاً في ليلة جيدة). ومع ذلك ، ضع في اعتبارك هذه القياسات ، التي أجراها إي إي بارنارد باستخدام منكسر يركيس 40 بوصة.

من الواضح أن هذه كانت أداة قوية في أيدي الخبراء!

كانت الميكرومترات الخيطية هي الأدوات الأساسية المستخدمة في دراسة النجوم المزدوجة لعقود عديدة. تمتلئ بعض كتالوجات النجمة المزدوجة بقياسات قام بها أشخاص أمضوا سنوات في الظلام ، وهم ينظرون من خلال العدسة ويديرون المسمار ببطء ذهابًا وإيابًا.

التحول إلى نظام الكتلة المختزلة

  • الفصل بين مكونات النجم الثنائي
  • زاوية الموقع بين مكونات النجم الثنائي

لكن - انتظر دقيقة. في الحياة الواقعية ، تمتلك معظم النجوم الثنائية كتلة مماثلة تقريبًا. هذا يعني أن كلا النجمين سوف يدوران حول مركز الكتلة سيتحرك كلا النجمين. ومع ذلك ، فإن قياساتنا تعطينا فقط الحركة النسبية لنجم واحد (ثانوي) حول الآخر (أساسي). إذا حاولنا تطبيق قوانين كبلر على قياساتنا ، فسنخلط التفاح والبرتقال.

الجواب هو تحويل الكميات النظرية - الكتلة المطلقة وموضع كل نجم - إلى مكافئات تتطابق بشكل أكبر مع كميات المراقبة - زاوية الفصل والموضع للثانوية بالنسبة إلى الأولية. يمكننا القيام بذلك من خلال تحديد ما يلي:

وهكذا ، فإن الحسابات التي نجريها على نظام الكتلة المخفضة ستعطي نفس النتائج التي سنحصل عليها إذا استطعنا (مثل المنظر) أن نطفو فوق نظام النجوم الثنائي الحقيقي في الفضاء.

الانتقال من المتغيرات المختزلة إلى المتغيرات العادية

حسنًا ، افترض أننا نجري سلسلة من القياسات النسبية الدقيقة لمكونات النجم الثنائي.

تعطينا المواضع النسبية المدار في نظام الكتلة المنخفضة. يمكننا القياس بسهولة أ, ب, هوالفترة ص. لكن ماذا عن الكتل النسبية للنجمين؟ في المثال أعلاه ، هل الأساسي ضعف حجم الثانوي؟ خمسة أضعاف الكتلة؟ عشرة أضعاف الضخامة؟

اتضح أنك لا تستطيع معرفة ذلك. إذا كان كل ما تعرفه هو المدار النسبي. تنهد.

    من المناصب: قياس مواقع كلا المكونين بالنسبة للنجوم الأخرى في السماء. سترى أن كل نجم يتحرك في مسار منحني يلتف حول حركة مركز كتلة النظام.

الإزاحة النسبية لكل نجم من مركز الكتلة يتناسب عكسيا مع كتلته النسبية.

للمزيد من المعلومات

    يوضح تصميم وبناء ميكرومتر فيلار كيف صنع كريس دي فيلير ميكرومتره الخاص.

حقوق النشر والنسخ مايكل ريتشموند. هذا العمل مرخص بموجب رخصة المشاع الإبداعي.


علم الفلك 12 - ربيع 1999 (إس تي مايرز)

لقد كنا نناقش النجوم الثنائية ، ولكن يمكن العثور على رفيق كوكبي كبير لنجم شبيه بالشمس باستخدام نفس الأساليب التي ناقشناها للنجوم الثنائية. اكتشاف كواكب خارج المجموعة الشمسية ورفاق قزم بني في منطقة نمو مهمة في علم الفلك ، وستوضح المشكلتان التاليتان الصعوبات.

في مجموعة المسائل 1 ، قمنا بنمذجة المشتري كجسم أسود بدرجة حرارة 122 كلفن بافتراض أن نصف قطر كوكب المشتري يبلغ 71400 كيلومترًا ، احسب اللمعان البوليومتري لكوكب المشتري. قارن هذا بإضاءة الشمس.

في أي طول موجي سيكون الحد الأقصى من طيف الجسم الأسود (بالميكرونات) للشمس والمشتري؟

إذا أردنا اكتشاف كوكب يشبه المشتري بالقرب من نجم بعيد يشبه الشمس ، فهذا هو مقدار خفته! إذا كان المقدار البوليومتري المطلق للشمس هو +4.75 ، فما هو المقدار البوليومتري المطلق لكوكب المشتري؟

يستطيع تلسكوب هابل الفضائي (HST) اكتشاف الأجسام ذات المقادير الظاهرة m = +30 أو أقل (أكثر سطوعًا) ، على الرغم من أنه قد يتطلب تعريضات تصل إلى مئات المدارات مثل حقل هابل العميق. هل سيكون كوكب المشتري ساطعًا بما يكفي لرؤيته مع HST من على بعد 10 أجهزة كمبيوتر؟ (لأغراض هذا السؤال ، سنتجاهل حقيقة أن ذروة اللمعان تظهر في الأشعة تحت الحمراء بينما تكون HST أكثر حساسية في النطاق المرئي.)

تبلغ الدقة الزاوية لـ HST 0.1 بوصة ، وبالتالي ستكون HST قادرة على فصل الصور إذا تم فصلها بمقدار 0.1 بوصة أو أكثر. ما هي المسافة القصوى في الفرسخ والتي يمكن عندها HST حل الشمس والمشتري عند الفصل النسبي بينهما 5.2 AU؟

بدلاً من رصد الشمس والمشتري بصريًا ، يمكن للمرء أن يأمل في اكتشاف السرعة المدارية للنجم الناتجة عن الحركة الانعكاسية فيما يتعلق بمدار الكوكب. احسب السرعة المدارية (م / ث) لكوكب المشتري في مداره 11.86 سنة بمحور شبه رئيسي قدره 5.203 AU من الشمس (افترض أن المدار دائري تقريبًا). إذا كانت كتلة كوكب المشتري 1.9 × 10 ^ 27 كجم ، فما السرعة المدارية المقابلة (م / ث) للشمس حول مركز باري سنتر الشمس والمشتري (تجاهل وجود جميع الكواكب الأخرى)؟

إذا كانت تقنية التحليل الطيفي الحالية تحد من قياس السرعات الشعاعية إلى 1 م / ث أو أكثر ، فعند أي مسافة مدارية قصوى (في الاتحاد الأفريقي) يمكن اكتشاف الحركة الانعكاسية للشمس من كوكب المشتري بسرعة 1 م / ق أو أكثر؟ ماذا عن كوكب كتلته الأرض حول نجم كتلته الشمسية؟

النجم Zeta Phoenicis هو ثنائي طيفي 1.67 يوم مع مدارات دائرية تقريبًا. الحد الأقصى لتحولات دوبلر المقاسة للنجوم الأولية والثانوية هي 121.4 كم / ثانية و 247 كم / ثانية على التوالي. احسب دالة الكتلة الكلية

والكتل الفردية m_1 sin ^ 3أنا و m_2 الخطيئة ^ 3أنا لمكونات هذا النظام.

كشفت الملاحظات الحديثة عن نظام نجمي ثنائي طيفي مزدوج الخط في الكوكبة غير المعروفة Linus Segmentus. يمتلك الزوجان فترة 8 سنوات وسرعة شعاعية مدارية كلية تبلغ 29.86 كم / ثانية ، وهي نفس السرعة المدارية للأرض حول الشمس. السرعة الشعاعية للنجم الأساسي المسبب للحكة هي 1/15 من السرعة الشعاعية للنجم الثانوي Scratchy. الكسوف لها حد أدنى منبسط ومفصولة جيدًا. أوجد الكتلة الكلية للنظام في الكتل الشمسية M_sun وكذلك الكتل الفردية للحكة والخدش.

الحكة والخدش هما أيضًا ثنائي بصري ، مع أقصى فاصل في السماء يبلغ 0.2 بوصة. ما هي المسافة ، في الفرسخ ، إلى النظام؟

لوحظ أن الحجم البوليومتري الظاهر M_bol للنجم الخافت Scratchy هو +10.4 ، في حين أن درجة الحكة الأكثر إشراقًا هي -0.5. درجة الحرارة الطيفية للحكة هي 18700 كلفن ، ودرجة حرارة سكراتشي هي 3850 كلفن. أوجد المقادير البوليومترية المطلقة للحكة والخدش ، لمعانها (في L_sun) ، وأنصاف أقطارها (في R_sun).

نعود إلى فحص النظام الثنائي Sirius A و B. من مجموعة المسائل السابقة ، كان يجب أن تكون قد وجدت الكتل (في الكتل الشمسية M_sun) واللمعان (في اللمعان الشمسي L_sun) لـ Sirius A و B. ، أو ارجع وأعد حسابها. في نهاية المشكلة ، لاحظنا أن M / L لهذه النجوم كان مختلفًا جدًا.

تظهر ملاحظات أطياف النجمين أن سيريوس أ تتمتع بدرجة حرارة جسم أسود فعالة تبلغ 9200 كلفن ، وأن درجة حرارة سيريوس ب تبلغ 27000 كلفن (مقارنة بدرجة حرارة الشمس البالغة 5770 كلفن). Use the relationship between surface flux, luminosity and temperature to calculate the radii of Sirius A and B. Compare these to the Sun's radius. Also comment on the inferred small radius of Sirius B (you might try comparing it to the size of the Earth).

Use the masses and radii to calculate the mean densities of Sirius A and B and the Sun (in kg/m^3). Remember for a sphere, the mean density is given by

3 M
= __________
4 R 3

Compare these to the mean density of the planet Earth for example. Comment on the density of Sirius B.


مراجع

[1] “Polar Orbits Around Binary Stars” by Greg Egan, Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy, (2018) 130:5. Online at Springer Web Site.

[2] “Stable Conic-Helical Orbits of Planets Around Binary Stars: Analytical Results” by E. Oks, The Astrophysical Journal, 804:106 (11pp), 2015 May 10. Online at IOP Web Site.

[3] “Erratum: Stable Conic-Helical Orbits of Planets Around Binary Stars: Analytical Results” by E. Oks, The Astrophysical Journal, 823:69 (1pp), 2016 May 20. Online at IOP Web Site.


شاهد الفيديو: أقوى افتتاح شطرنج ممكن تلعبه ضد بيدق الوزير (أغسطس 2022).