Astronomie

Localisation d'un amas d'étoiles sur un diagramme de Hertzsprung-Russell avec un autre indice de couleur

Localisation d'un amas d'étoiles sur un diagramme de Hertzsprung-Russell avec un autre indice de couleur


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.

Récemment, j'ai pris des photos de l'amas NGC 884 dans les bandes B et I et j'en ai sélectionné une trentaine d'étoiles. J'ai réduit les données à un diagramme couleur-amplitude (amplitude absolue dans la bande I $M_I$ par rapport à l'indice de couleur (B-I)). On me demande maintenant de désigner l'emplacement des étoiles que j'ai sélectionnées dans cet amas sur le diagramme de Hertzsprung-Russell et l'âge approximatif des étoiles.

Mon problème est le suivant : tout diagramme HR que je peux trouver est soit exprimé en température effective au lieu d'indice de couleur, soit en indice de couleur (B-V). De plus, je ne peux que sembler trouver des formules empiriques pour la température effective qui utilisent l'indice de couleur (B-V), pas celui (B-I).

Est-ce que quelqu'un sait où trouver un diagramme RH qui utilise l'indice de couleur (B-I) ?


Avec une magnitude absolue de zéro et une couleur (n'importe quelle couleur) de zéro, vos étoiles sont autour du type spectral A0 (par définition). La seule chose qui peut confondre cela est le rougissement/l'extinction.

S'il y a une rougeur/extinction appréciable, alors vos étoiles pourraient être plus lumineuses et plus chaudes (étoiles O/B), mais il n'y a aucun moyen de le dire à partir de vos données.


Diagramme de Hertzsprung-Russell

Il existe plusieurs formes de diagramme H-R. Dans la plupart des applications d'observation, la magnitude visuelle absolue, M V, est l'axe vertical et l'indice de couleur, BV , l'axe horizontal, l'indice de couleur étant lié à mais plus facilement mesuré que le type spectral. Ceux-ci sont diagrammes couleur-amplitude H-R. Lors de l'étude d'un amas, dont les étoiles sont toutes à la même distance, la magnitude apparente plutôt qu'absolue est utilisée. D'autres études utilisent la magnitude bolométrique par rapport à la température effective – diagrammes théoriques H-R – ou luminosité par rapport à l'indice de couleur – diagrammes couleur-luminosité H-R.

Le diagramme H-R est d'une grande importance dans les études de l'évolution stellaire. Les diagrammes obtenus sur la base de calculs théoriques peuvent être comparés à des diagrammes déterminés par observation. Ils peuvent être dessinés pour les étoiles les plus brillantes (voir illustration), pour les étoiles dans une localité particulière comme le voisinage solaire (principalement les petites étoiles froides de la séquence principale), pour les variables pulsantes, pour les amas globulaires, etc. Les deux grandes populations stellaires & Les populations #x2013 I et II – peuvent être démontrées par les diagrammes HR d'un jeune amas ouvert (pas de géantes), d'un amas ouvert un peu plus ancien (quelques géantes) et d'un amas globulaire beaucoup plus ancien (beaucoup de géantes et de supergéantes).

Le diagramme HR peut également être utilisé pour la détermination de la distance à la fois par l'ajustement de la séquence principale pour les amas stellaires et par la parallaxe spectroscopique pour les étoiles individuelles de la séquence principale, le type spectral de l'étoile fixant sa position sur le diagramme et indiquant ainsi sa magnitude absolue et donc sa distance module.


B. PROPRIÉTÉS DES ÉTOILES

LUMINOSITÉ APPARENTE (MAGNITUDES)

  • Les astronomes mesurent la luminosité des étoiles à l'aide d'une version raffinée du système de grandeur introduit par l'astronome grec Hipparque vers 130 av. Hipparque classé les étoiles visibles de la première à la sixième magnitude, la première étant la plus brillante.

    À la suite de cette définition, une magnitude 1 différence en luminosité correspond à un facteur de 2,51 en flux.

LUMINOSITÉ INTRINSÈQUE (MAGNITUDES OU LUMINOSITÉS ABSOLUES)

  • L'échelle de magnitude dont il vient d'être question mesure la apparent luminosité des étoiles --- c'est-à-dire comment ils apparaissent depuis la Terre. Il ne fait pas référence à leur intrinsèque luminosités.

    Alpha Centauri (dans l'hémisphère sud) est l'étoile la plus proche. Il est à une distance de 1,3 parsecs.

    UNE parsec est une unité pratique pour les distances typiques entre les étoiles proches du Soleil. Elle est définie en fonction de la taille de l'orbite terrestre. Un parsec correspond à 3,1 x 10 13 km (!), 206 000 fois la distance au Soleil, soit environ 3,25 Années lumière (une année-lumière est la distance la lumière voyage en un an).

    Comme la plupart des étoiles se trouvent à des distances bien supérieures à 10 parsecs, leurs magnitudes absolues sont bien plus lumineux que leurs grandeurs apparentes.

TEMPÉRATURES

  • Nous avons appris à mesurer les températures de surface des étoiles à l'aide de leur spectres électromagnétiques, à la suite d'expériences réalisées pour la première fois par le physicien Kirchhoff au XIXe siècle.

      Mauvaise philosophie Note de bas de page: Cliquez ici pour une description de l'un des pires, mais pas des derniers, pronostics erronés sur la science par un philosophe, dans ce cas l'affirmation que nous pourrions jamais connaître les températures des étoiles.

    Pour plus d'informations sur le spectre électromagnétique, voir ces notes de l'ASTR 1210.

      (Ce fait, combiné au principe de la sélection biologique naturelle, suggère-t-il une raison pour laquelle nos yeux sont les plus sensibles à la lumière jaune-verte ?).

    MASSES

      Les masses d'étoiles sont mesurées principalement en appliquant Les lois du mouvement et de la gravitation de Newton aux étoiles qui sont en orbite les unes autour des autres, c'est-à-dire binaire ou étoiles "doubles".

    Newton a montré que le temps pris pour compléter une orbite (la "période") par n'importe quel objet dans une orbite gravitationnelle autour d'un autre est lié à la masse combinée des deux objets. En mesurant le tailles et périodes orbitales des étoiles binaires (et aussi leurs distances par rapport à nous), on peut donc déterminer leurs masses. Au XIXe et au début du XXe siècle, de petits télescopes étaient souvent utilisés pour ce type d'étude.

    Vous pouvez trouver des listes d'étoiles binaires plus brillantes dans chaque constellation ici.


    Amas d'étoiles : tout sauf simple

    Le débat houleux sur l'importance de la rotation stellaire et des écarts d'âge dans les amas d'étoiles massives vient de s'intensifier en ajoutant la variabilité stellaire au mélange.

    Une révolution silencieuse a balayé le domaine de l'astrophysique des amas d'étoiles. Il y a dix ans, nous étions raisonnablement convaincus de comprendre la formation et l'évolution des amas d'étoiles massifs et bien peuplés qui peuvent être utilisés comme outil statistique pour les études sur l'évolution stellaire. Les groupes d'étoiles caractérisés par un âge et une composition chimique communs étaient considérés comme de « simples populations stellaires », étant donné que toutes leurs étoiles s'étaient vraisemblablement formées à partir du même nuage de gaz moléculaire progéniteur à peu près au même moment. Certes, les plus anciens blocs de construction galactiques, les amas globulaires, étaient connus pour présenter des preuves de plusieurs générations stellaires 1 , mais des amas de moins de quelques milliards d'années semblaient obéir à nos modèles simples. Avance rapide d'une décennie, et nous savons maintenant que la majorité des amas d'étoiles vieux de 1 à 3 milliards d'années dans les galaxies les plus proches, les nuages ​​de Magellan, sont tout sauf simples. En effet, écrire en Les lettres du journal astrophysique, Ricardo Salinas et ses collaborateurs montrent qu'une population importante d'étoiles pulsantes peut avoir un effet mesurable sur notre interprétation de l'évolution stellaire au sein de tels amas 2 .


    Localisation d'un amas d'étoiles sur un diagramme de Hertzsprung-Russell avec un autre indice de couleur - Astronomie

    Astronomie - Laboratoires en ligne


    Sites Web adaptés aux laboratoires d'astronomie
    Constellation K0 CLEA Piste J de décollage Événement EAAE/ESO/UE Parallaxe stellaire
    K1 Mouvement planétaire (Jupiter) Une vue sur la lune Hipparcos : ressources éducatives Chimie Wisconsin Spectroscopie
    (le lien ne fonctionne pas)
    Étoile variable - AAVSO
    K2 CLEA Laboratoires de photométrie et de spectroscopie Images solaires Laboratoire virtuel ZEBU UCSB RAAP Labs pour PC Projet d'observation de midi
    K3 CLEA - Résultats Mercure MapBlast DLR Spectre solaire
    K4
    Mouvement correct
    Animations d'étoiles binaires et d'évolution Laboratoire Fermi [email protected]
    K5 Ages des amas d'étoiles

    Laboratoire K0 CONSTELLATIONS.

    Comparez les photos aux cartes des constellations.
    Sur les cartes des étoiles, vous ne voyez que les étoiles les plus brillantes d'une constellation. C'est trompeur, car les étoiles peuvent être plutôt faibles en réalité - par ex. Ophiuchus et Ursa Minor, ou plus petits que vous ne le pensez - Triangulum et Delphinus. Par conséquent, vous devriez vous familiariser avec les constellations comment elles vraiment ressembler à un ciel avec peu de pollution lumineuse.

    Les photos ne sont pas étiquetées, mais en lettres de A à S.

    Laboratoire K1 MOUVEMENT PLANÉTAIRE

    Objectif : Ce laboratoire montre qu'une ou plusieurs planètes « errent » dans le ciel (le fond du ciel est composé d'étoiles), dont le mouvement est apparent au cours de quelques semaines/mois. Les étoiles, cependant, ont toujours les mêmes positions les unes par rapport aux autres (à l'exclusion de la parallaxe et de la précession de la Terre et du mouvement propre de l'étoile, qui ne concernent pas l'observation occasionnelle comme nous le faisons).

    Planètes : Jupiter et Saturne (pour l'été 2000 jusqu'au printemps 2001), Jupiter (pour l'automne 96), Mars (pour le printemps, l'été et l'automne 97). Ce laboratoire était généralement réalisé pour Jupiter en Taureau en 2000/01 uniquement.

    En comparant la lumière des planètes avec celle des étoiles, quelle est la différence évidente ? Comment se produit cette différence ?

    Remarque : veuillez ne pas imprimer les photos ! Ce serait un gaspillage d'encre et l'impression résultante sera de toute façon terrible. Faites ces ateliers en ligne avec les images à l'écran.

    Jupiter et Saturne en Taureau en 2000/01
    28_juillet,_6_août_11 Août_20,_Sep_3, 24 Oct_20, 29,_Nov_15 Nov_24,_Dec_6,_Jan_3
    jan_14, 24,_fév_12 Février_18, 22,_Mars_16

    Chaque lien vers Jupiter contient jusqu'à 5 images.
    J U P I T E R
    Mai - Août 96 Août - Nov 96 novembre 96


    Chaque lien vers Mars contient jusqu'à 10 images.
    MARS
    Août - Sept 96 nov. 96 - janv. 97 Février 97 Mars 97 Mars 97
    avril 97 mai 97 juin 97 juillet 97 Août 97
    Septembre 97 Octobre 97


      Le logiciel utilise ces télescopes :

    Les deux derniers se trouvent aux observatoires nationaux de Kitt Peak (20 miles à l'ouest de Tucson, AZ).

    CLEA (Contemporary Lab Exercises in Astronomy - Gettysburg College, PA et National Science Foundation) propose plusieurs laboratoires informatiques aux étudiants. Deux d'entre eux vous permettent d'analyser la lumière des étoiles.

    Avec Photométrie vous déterminez la luminosité apparente des étoiles, avec Spectres stellaires vous déterminez leur type spectral.

    CLEA fournit le champ d'étoiles du cluster Pléiades, pour lequel de nombreuses informations sont déjà disponibles, notamment un diagramme RH avec des données d'anciens étudiants.

    Toutes les étoiles des Pléiades sont approximativement au même distance (plus ou moins quelques années-lumière - insignifiant à 400 années-lumière) de notre système solaire. Cette hypothèse est justifiée pour plusieurs raisons. Premièrement, elles sont toutes regroupées, c'est-à-dire beaucoup d'étoiles assez brillantes dans une très petite région. Deuxièmement, les mesures de position au cours des années ont montré qu'ils se dirigent tous vers le même point de vue (nous ne ferons pas cet exercice - trop peu de temps). Troisièmement, les travaux pratiques que vous faites montreront que toutes les étoiles se trouvent sur une ligne (la séquence principale) dans le diagramme HR - même en traçant apparent magnitude sur l'axe des y - une autre très bonne indication pour la même distance. Quatrièmement, tous les amas ouverts (et bien sûr les amas globulaires) présentent des schémas similaires dans leurs diagrammes HR lors du traçage de la magnitude apparente. Cinquièmement, ces jolis motifs suggèrent aussi fortement que les étoiles d'un amas se sont formées au en même temps. Si ce n'était pas le cas (c'est-à-dire pas la même distance ni le même âge), nous trouverions des étoiles dispersées sur tout le diagramme HR. Mais nous ne le faisons pas. donc les hypothèses même distance et même âge doit être correct.

    Photométrie vous donne le luminosité apparente. Avec le diagramme HR (et un autre calibré, par exemple Hipparcos), vous pourrez déterminer la luminosité absolue des Pléiades et avec ces deux, vous obtenez le distance (Assez précis). Nous sommes également en mesure de déterminer le âge des Pléiades (chiffre approximatif).

    Nous déterminons également l'étoile indice de couleur B-V, c'est-à-dire de combien les luminosités dans le bleu et le visuel (jaune) diffèrent, ce qui nous donne également le type spectral (voir le dernier tableau de mon annexe Stellar Evolution).

    Spectres stellaires vous donne le type spectral ainsi que (B-V et analyse spectrale devraient se confirmer). Ceci à son tour - avec vos connaissances sur lignes d'absorption - révèle une star température de surface (voir le premier tableau dans mon annexe sur l'évolution stellaire), et peut-être un décalage Doppler, le taux de rotation des étoiles, la force du champ magnétique, la composition chimique de son atmosphère (nous ne le ferons pas).

    Température de surface et luminosité absolue donnez-nous le Taille (rayon) de chaque étoile (loi de Stefan-Boltzmann). le relation luminosité-masse (pour les étoiles de la séquence principale uniquement) donne nous une étoile Masse.

    Et un bon livre d'astrophysique sur la structure et l'évolution des étoiles (par exemple par R. Kippenhahn et A. Weigert) nous donnerait la structure de l'étoile, la température centrale, le mode de fusion nucléaire, l'espérance de vie, l'évolution, etc. etc.

    Indice de couleur B-V est la comparaison de luminosité entre le bleu et le visuel (jaune) :

    (mB - mV) = - 2,5 log ( count_B / count_V ) .

    Ampleur apparente m est la luminosité apparente (vue de la Terre) mesurée en magnitudes :

    Relation Magnitude-Luminosité (m1 - m2) = - 2.5 log ( count_1 / count_2 ) , par rapport à une autre étoile (c'est Alcyone dans notre cas).

    Le diagramme HR, c'est-à-dire le diagramme de Hertzsprung-Russell, trace la magnitude absolue en fonction de la température (ou indice de couleur, ou type spectral). Dans notre cas, on trace ampleur apparente contre indice de couleur.

    Faites-le ensemble (2 ou 3 personnes). Cela rendra cela beaucoup plus facile.

    Accéder aux CLEA Classification des spectres stellaires.
    - Connexion (l'initiale est bien)
    - Cours Prendre des spectres
    - Cliquez sur Dôme pour l'ouvrir
    - Cliquez sur Suivi , de sorte que le télescope suive le mouvement apparent de l'étoile
    - ce ne sont pas les Pléiades, alors cliquez sur Domaine et choisissez le Pléiades

    - Plus tard, vous prendrez les données d'une étoile faible. Vous pouvez utiliser un télescope avec une plus grande ouverture. Alors cliquez sur Télescopes, Heure de la demande, ensuite 4,0 m Mayall. Très probablement, vous ne l'obtiendrez pas (mais ça vaut le coup). Ensuite, essayez Télescopes, Request Time, puis 1,0 m KPNO. Si vous avez de la chance, cliquez sur Télescopes, Accès .

    - Jouez un peu
    - Cliquez et maintenez enfoncé au E, N, O ou S
    - cliquer sur tué taux et il passe de 4 à 8, 16, 1, 2, de nouveau à 4, avec cela vous vous déplacez plus vite ou plus lentement à travers votre starfield

    - Faire un test sur Électre (tapez son coordonnées: 3h 41m 56s, 23d 57' 55"), la deuxième étoile la plus brillante.
    - Centrez Electra dans le rectangle rouge, qui vous montre la taille du moniteur
    - Cliquer sur Surveiller
    - Déplacer Electre entre les barres verticales rouges
    - Prenez la lecture, cliquer sur Démarrer/Reprendre le décompte
    - Après un court laps de temps (10 - 20 sec.) vous remarquez que le spectre ne change plus de forme (si vous obtenez des informations totalement inutiles, vous n'ont pas mettre l'étoile entre les lignes - donc Revenir (fais nonne pas enregistrer)
    - Arrêter le décompte
    - Enregistrer sous Ele
    (- notez Electra Numéro HD)
    - Notez que le spectromètre mesure entre 3900 Å et 4500 Å, c'est-à-dire dans la partie violette du spectre uniquement
    - Revenir (écrire le coordonnées) et Cours , ensuite Classer les spectres
    - Charge Spectre inconnu Spectres enregistrés (*.CSP) Le spectre d'Electre
    - Config Affichage Niveaux de gris "Photo"
    - Charge Atlas des spectres standards Séquence principale (réduire cette fenêtre MS pour éviter que l'écran ne soit surpeuplé)

    - Vous pouvez maintenant analyser le spectre d'Electra
    - Vous pouvez Charger le tableau des lignes spectrales (mais ce n'est pas nécessaire - remarquez que votre écran est encombré)
    - cliquez et maintenez tout en vous déplaçant dans le spectre vous montre quels éléments produisent des raies spectrales --- comparez aux diagrammes de raies spectrales dans votre livre (après avoir joué avec cela, minimisez ceci Identification de ligne spectrale la fenêtre)
    - Cliquez sur Vers le bas (ou alors En haut) et comparez votre spectre (au milieu) avec les spectres de la séquence principale
    - revenir à Trace d'intensité d'affichage de configuration , ce qui fonctionne mieux car maintenant vous pouvez cliquer sur Différence : plus la ligne rouge ondulée est proche d'une horizontale, meilleure est la correspondance.

    - déterminer celle d'Electra type spectral
    - j'ai déterminé B 2

    Notez également le numéro HD d'Electra comme nom de l'étoile (le numéro HD doit apparaître pendant la mesure et la classification).

    Accéder aux CLEA Photométrie.
    - Connexion (l'initiale est bien)
    - Démarrer
    - Cliquez sur Dôme pour l'ouvrir (vous voyez les Pléiades)
    - Cliquez sur Suivi , de sorte que le télescope suive le mouvement apparent des étoiles

    - Continuer le test sur Electra
    - Trouvez et centrez Electra dans le rectangle rouge (ou utilisez son coordonnées), qui vous montre la taille du moniteur
    - Cliquer sur Surveiller
    - Déplacer Electra dans le Cercle rouge (la taille du photomètre)
    - Notez que le Filtre est réglé sur V (visuel, qui mesure principalement le jaune)
    - Cliquer sur Prenez la lecture , qui prend automatiquement 3 lectures pendant 10 sec. chacun (donc vous attendez 30 secondes). Prendre la lecture signifie que le photomètre compte le nombre de photons reçus d'Electra.
    - Écrire Moyenne/Sec , qui est le nombre moyen de photons par seconde. (pas par 10 sec.)
    - Comparez ce résultat à V = 2 600 000 (ma lecture du 13-3-97)
    - Changer la Filtre à B (bleu)
    - Prenez la lecture , écrire Moyenne/s , comparer à B = 2 877 000 (A. Veh, 13-3-97)

    Ne faites pas ce qui suit par vous-même car je ne veux pas que vous soyez frustré. Laissez-moi cette analyse.
    - utiliser la relation d'indice de couleur B-V pour déterminer (mB - mV) et comparer à my (mB - mV) = - 0,11 mag
    - avec votre B-V et (voir Notes de cours, Stellar Evolution, Annexe) déterminez le type spectral et la température de surface
    - comparer à mes résultats B 8 et T = 12.000 K
    - utiliser les comptes V d'Electra et d'Alcyone et la relation Magnitude-Luminosité pour déterminer la différence de magnitude (m1 - m2)
    - avec le V1 d'Electra = 2 600 000 et le V2 d'Alcyone = 5 636 000 vous obtenez (m1 - m2) = 0,8 mag - ajoutez ceci au mV d'Alcyone = 3,0 mag et vous obtenez une magnitude apparente de mV = 3,8 mag pour Electra
    Fin de "ne fais pas ça tout seul".

    Maintenant que vous êtes familiarisé avec ce logiciel, voici vos mesures réelles.

    - revenir à Spectres stellaires
    - obtenir Dos à la fenêtre du télescope (vous devez quitter la fenêtre de classification)
    - obtenez la vue au télescope de toutes les Pléiades (vous devez peut-être partir Surveiller ).
    - choisissez une étoile assez faible (les étoiles brillantes sont très probablement occupées) !
    - Prendre la lecture , puis cliquez sur Démarrer/Reprendre le décompte
    - après un court instant, la configuration du spectre deviendra apparente - il est temps de s'arrêter. Si cela ne se produit pas, cela signifie que le rapport signal/bruit est très faible, et vous feriez mieux de vous procurer un télescope plus grand ou de vous déplacer vers une étoile légèrement plus brillante que celle-ci.
    - suivez les étapes ci-dessus (celles que vous avez faites pour Electra), prenez le spectre, classez, mesurez son V et B en photométrie
    - n'oubliez pas de noter également les coordonnées

    Après ce tour dans votre travail. Vos données ajouteront une étoile de plus à ce diagramme HR (12 avril 1998).

    Voici une routine permettant à la TI-83 de représenter graphiquement les données UBV, d'y adapter une courbe de corps noir et de déterminer la température correcte.

    3 STO> dim( L IN)
    <365,440,550>STO>L NM
    6.26 E -34 STO> H:1.38 E -23 STO> B:3 E -8 STO> C
    Pour(J,1,3)
    Disp "UBV":Entrée U:U STO>L IN(J)
    Finir
    L IN/ L IN(3) STO>L IN
    Répéter 5>7
    Affichage "TEMPERATURE":Entrée T
    550^3,5*(e^(H*C/550*10^(9)/(B*T))-1) STO> K
    "K/X^3,5/(e^(H*C/X*10^(9)/(B*T))-1)" STO> Y 1
    DispGraph:Pause :Fin

    Documentation : exécutez la routine quittez-la tout de suite (c'était juste pour définir les listes IN et NM [intensité et nanomètres]) insérez ces listes comme x et y dans un StatPlot changez les paramètres de la fenêtre en x : 200, 700 et y : 0 , 2 démarrez maintenant la routine, il vous demande trois fois l'UBV (tapez l'UBV mesuré de la photométrie CLEA dans cet ordre) les trois données sont mises à l'échelle, de sorte que L IN(3)="V"=1 tout le temps et le Le point de données V apparaîtra également toujours sur la courbe du corps noir pour fournir une température estimée, la courbe et les données sont tracées et vous jugerez de la qualité de la courbe en entrant pour essayer une nouvelle température (vous êtes dans une boucle sans fin - quittez avec ON).

    PS Mon exposant pour la longueur d'onde dans la courbe de Planck est de 3,5 car cela correspond à la plupart des données (afin d'atteindre la température correcte lors de la vérification du B-V dans un tableau). Laboratoire K3 CLEA - Résultats Mercure


    Mercure - 1998
    DATE t [min] Df [Hz] SEP. [degré] R [moulin. km]
    20 février 23.0 - 6,300 2.4 60
    13 mars 17.9 + 101,000 14.9 46
    10 avril 9.7 - 28,300 7.4 64
    28 avril 12.4 - 91,400 26.9 70
    22 mai 18.8 - 93,500 20.3 57
    10 juin 21.9 + 2,600 1.1 46

    Un faisceau radar est envoyé depuis la Terre qui est réfléchi puis après un certain temps t [min] reçu sur Terre. En raison du déplacement de Mercure, la fréquence f = 430 MHz est décalée par Doppler de D f [Hz]. La vitesse en visibilité directe vo est déterminée via l'équation Doppler appropriée : vo = ( D f / 2 f ) c avec la vitesse de la lumière c = 300 000 km/s.
    La vitesse orbitale est obtenue en utilisant la géométrie de l'orbite de Mercure par rapport à la Terre. Pour un très bon compte voir Hoff . Seules les équations suffiront ici.

    Laboratoire K4 Mouvement correct de l'étoile de Barnard

    Toutes les images proviennent du site Web ci-dessus. Hipparcos était un satellite lancé par l'ESA (Agence spatiale européenne). Il a effectué les mesures astrométriques les plus précises (position et distance) de 100 000 étoiles et de leur mouvement propre (perpendiculairement à notre ligne de mire en revanche, la vitesse radiale le long de notre ligne de mire est déterminée via l'effet Doppler - mais Hipparcos n'avait pas d'objectifs spectroscopiques) .

    Objectif : Déterminer à quelle vitesse l'étoile de Barnard se déplace.

    Déterminer (mesurer, estimer et calculer) de combien de degrés l'étoile de Barnard se déplace par an. Les six images sont distantes de 20 ans, commençant par l'an 2000, se terminant par 2100. Pendant cette période, les autres étoiles restent en place. Les coordonnées de l'étoile en bas sont R.A.=175822 et Dec.=+035709 , l'étoile en haut à droite a R.A.=175605 et Dec.=+051017 . (Les coordonnées sont en (+degrés) heures, (arc)minutes, (arc)secondes, chacune a deux chiffres.)
    Une fois terminé, comparez ce champ d'étoiles du siècle suivant à l'an 14000 (l'étoile de Barnard a disparu depuis longtemps).
    Bien sûr, vous pouvez tout faire plus rapidement en accédant au site Web Hipparcos de l'ESA et en extrayant directement les coordonnées de l'étoile de Barnard.




    Lab K5 Ages des amas d'étoiles

    • examiner leurs diagrammes RH,
    • déterminer leurs points d'arrêt (lire la valeur B-V sur l'axe des x),
    • comparer cette valeur B-V à mon SEA-6 (déterminer le type spectral correspondant),
    • en recoupant cela avec SEA-5 en déterminant finalement la durée de vie MS pour ce type spectral particulier qui équivaut à l'âge de l'amas d'étoiles.

    L'indice d'objet Messier à SEDS. J'ai trouvé les diagrammes RH ci-dessus en accédant d'abord à ce site Web.

    Après avoir lu votre manuel et mon script "Measuring Stars", raison pour laquelle le point de coupure donne l'âge d'un amas d'étoiles.


    Localisation d'un amas d'étoiles sur un diagramme de Hertzsprung-Russell avec un autre indice de couleur - Astronomie

    Afin de mieux comprendre comment sont construites les étoiles, les astronomes recherchent corrélations entre les propriétés stellaires. La façon la plus simple de le faire est de tracer un graphique d'une propriété intrinsèque par rapport à une autre propriété intrinsèque. Un intrinsèque La propriété est une propriété qui ne dépend pas de la distance entre l'étoile et la Terre (par exemple, la température, la masse, le diamètre, la composition et la luminosité). Au début du 20e siècle, les astronomes ont compris comment mesurer ces propriétés intrinsèques. En 1912, deux astronomes, Ejnar Hertzsprung (vécu de 1873 à 1967) et Henry Norris Russell (vécu de 1877 à 1957), a indépendamment trouvé une corrélation surprenante entre la température (couleur) et la luminosité (magnitude absolue) pour 90 % des étoiles. Ces étoiles se trouvent le long d'une étroite bande diagonale dans le diagramme appelé le séquence principale. Ce graphique de la luminosité en fonction de la température est appelé le Diagramme de Hertzsprung-Russell ou juste Diagramme H-R pour faire court.

    Avant cette découverte, les astronomes pensaient qu'il était tout aussi facile pour la nature de créer une étoile sombre et chaude qu'une étoile lumineuse chaude ou une étoile lumineuse froide ou toute autre combinaison de votre choix. Mais la nature préfère fabriquer des types particuliers d'étoiles. Comprendre pourquoi vous permet de déterminer la nature des règles qui suit. Une corrélation entre la masse et la luminosité est également observée pour les étoiles de la séquence principale : Luminosité = Masse 3,5 en unités solaires.


    La relation masse-luminosité pour 192 étoiles dans des systèmes binaires spectroscopiques à double ligne.

    Les étoiles chaudes et lumineuses de type O sont plus massives que les étoiles froides et sombres de type M. La relation masse-luminosité renseigne sur la structure des étoiles et sur la façon dont elles produisent leur énergie. La cause de la relation masse-luminosité sera explorée plus en détail dans le prochain chapitre.

    Les autres dix pour cent des étoiles du diagramme H-R ne suivent pas la relation masse-luminosité. Les étoiles géantes et supergéantes sont en haut à droite du diagramme. Ces étoiles doivent être de grand diamètre car elles sont très lumineuses même si elles sont froides. Ils ont une immense surface sur laquelle rayonner leur énergie. Les naines blanches sont à l'extrémité opposée en bas à gauche du diagramme. Ils doivent être de très petit diamètre (seulement environ le diamètre de la Terre) car même s'ils sont chauds, ils sont intrinsèquement faibles. Ils ont une petite surface et donc la somme de l'énergie totale rayonnée est faible.

    Le diagramme H-R est aussi appelé un diagramme couleur-amplitude car la magnitude absolue est généralement tracée en fonction de la couleur. Le diagramme H-R ci-dessous concerne toutes les étoiles visibles à l'œil nu (jusqu'à la magnitude apparente = +5) plus toutes les étoiles à moins de 25 parsecs. Les étoiles lumineuses sont plus faciles à observer car elles peuvent être vues de très loin mais elles sont plus rares dans la galaxie. Ils ont tendance à résider dans la moitié supérieure du diagramme H-R. Les étoiles faibles sont plus difficiles à voir mais elles sont plus courantes dans la galaxie. Ils ont tendance à résider dans la moitié inférieure du diagramme H-R.

    Utilisez le programme UNL Astronomy Education Module de diagramme de Hertzsprung-Russell pour un autre tutoriel approfondi sur le schéma RH via une interface graphique (le lien apparaîtra dans une nouvelle fenêtre).

    Parallaxe spectroscopique

    1. Déterminez le type spectral de l'étoile à partir de la spectroscopie et mesurez la luminosité apparente de l'étoile (flux).
    2. Utilisez une séquence principale calibrée pour obtenir la luminosité de l'étoile. L'amas Hyades dans la constellation du Taureau est le calibrateur standard.
    3. Utilisez la loi du carré inverse pour la luminosité pour obtenir la distance : distance inconnue = distance du calibrateur × Sqrt[flux de calibrateur/flux d'étoile inconnu.]

    Comment tu fais ça?

    Les distances aux étoiles géantes rouges et supergéantes se trouvent de la même manière, mais vous devez étudier leurs spectres de plus près pour voir s'il s'agit des très grosses étoiles que vous pensez être. Leur position dans le diagramme H-R calibré est retrouvée et leur luminosité apparente vous donne la distance. En outre, ce processus peut être utilisé pour trouver la distance d'un cluster entier. L'ensemble du diagramme couleur-amplitude du cluster est comparé au diagramme couleur-amplitude d'un cluster d'étalonnage. Le cluster d'étalonnage est à une distance connue. Certains ajustements pour l'âge de l'amas et les différences de composition entre les étoiles de l'amas et l'amas d'étalonnage doivent être effectués. De tels ajustements de précision sont appelés « ajustement de la séquence principale ».


    Amas d'étoiles ouvertes

    L'icône montre l'amas ouvert sud NGC 3293.
    Les amas ouverts sont des groupes d'étoiles physiquement liés maintenus ensemble par attraction gravitationnelle mutuelle. Par conséquent, ils peuplent une région limitée de l'espace, généralement beaucoup plus petite que leur distance de nous, de sorte qu'ils sont tous à peu près à la même distance. On pense qu'ils proviennent de grands nuages ​​de gaz et de poussière cosmiques (nébuleuses diffuses formant des étoiles ou régions de formation d'étoiles) dans la Voie lactée (ou une autre galaxie parente) et continuent d'orbiter autour de la galaxie à l'intérieur ou à proximité du disque de leur galaxie parente. . Dans de nombreux nuages ​​visibles sous forme de nébuleuses diffuses brillantes, la formation d'étoiles a encore lieu à ce moment, de sorte que nous pouvons observer la formation de nouveaux amas d'étoiles jeunes. Le processus de formation ne prend que très peu de temps par rapport à la durée de vie de l'amas, de sorte que toutes les étoiles membres ont le même âge. De plus, comme toutes les étoiles d'un amas formé à partir de la même nébuleuse diffuse, elles sont toutes de composition chimique initiale similaire.

    1. les étoiles d'un amas sont toutes à environ le mêmedistance
    2. les étoiles ont environ le mêmeâge
    3. les étoiles ont environ le mêmecomposition chimique
    4. les étoiles ont différentmasses, allant d'environ 80 à 100 masses solaires pour les étoiles les plus massives des très jeunes amas à moins d'environ 0,08 masse solaire.

    Plus de 1 100 amas ouverts sont connus dans notre galaxie de la Voie lactée, et ce n'est probablement qu'un petit pourcentage de la population totale, ce qui est probablement un facteur plus élevé que des estimations d'environ 100 000 amas ouverts de la Voie lactée ont été données.

    La plupart des amas ouverts n'ont qu'une courte durée de vie en tant qu'essaims stellaires. Alors qu'ils dérivent le long de leurs orbites, certains de leurs membres s'échappent de l'amas, en raison des changements de vitesse lors de rencontres rapprochées mutuelles, des forces de marée dans le champ gravitationnel galactique et des rencontres avec des étoiles de champ et des nuages ​​interstellaires croisant leur chemin. Un amas ouvert moyen a étendu la plupart de ses étoiles membres le long de son chemin après plusieurs 100 millions d'années, seules quelques-unes d'entre elles ont un âge se comptant en milliards d'années. Les étoiles individuelles échappées continuent d'orbiter seules autour de la Galaxie en tant qu'étoiles de champ : toutes les étoiles de champ de notre galaxie et des galaxies externes sont très probablement originaires des amas.

    Les premiers amas ouverts sont connus depuis la préhistoire : les Pléiades (M45), les Hyades et la Ruche ou Praesepe (M44) en sont les exemples les plus marquants, mais Ptolémée avait également mentionné M7 et l'Amas d'Étoiles Coma (Mel 111) dès comme 138 après JC. Pensées d'abord comme des nébuleuses, c'est Galilée qui en 1609 découvrit qu'elles étaient composées d'étoiles, en observant M44. Comme les amas ouverts sont souvent brillants et facilement observables avec de petits télescopes, beaucoup d'entre eux ont été découverts avec les premiers télescopes : comme on le voit dans la liste ci-dessous, il y en a 33 dans le catalogue de Messier, et 33 autres étaient également connus à l'été 1782. Remarque que tous ces premiers amas connus appartiennent à notre galaxie de la Voie lactée. Notez que ce comptage inclut les nébuleuses en formation d'étoiles, car elles contiennent des amas d'étoiles récemment formées.

    En 1767, le révérend John Michell (Michell 1767) a déduit que les amas étaient des groupes physiquement liés les plus probables plutôt que des collections aléatoires d'étoiles, en calculant qu'il serait extrêmement improbable (1/496 000) de trouver ne serait-ce qu'un seul amas comme les Pléiades n'importe où dans le ciel, sans parler du nombre d'amas ouverts alors connus, de plus, il supposa que tous ou du moins la plupart des objets nébuleux alors connus étaient en fait composés d'étoiles. La découverte d'un mouvement propre commun par Mädler pour les Pléiades et d'autres groupes stellaires, y compris l'amas mobile Ursa Major par Richard A. Proctor (Proctor 1869), a établi davantage la relation physique entre les étoiles de l'amas. Enfin, la spectroscopie était nécessaire pour montrer le mouvement radial commun (vitesse) des étoiles de l'amas et pour montrer que les étoiles correspondent parfaitement dans un diagramme de Hertzsprung-Russell (HRD), indiquant qu'elles se trouvent toutes à peu près à la même distance. La confirmation finale de la distance à peu près commune n'est venue que de la mesure directe des parallaxes pour un certain nombre d'amas voisins, à la fois des observatoires terrestres et du satellite astrométrique de l'ESA Hipparcos.


    UNIVERSITÉ BUCKNELL

    Celui-ci vient (littéralement) directement de la classe. Même si les étoiles massives ont plus d'hydrogène (après tout, elles sont plus massives), leur intérieur est tellement plus chaud que celui des étoiles de faible masse qu'elles épuisent leur réserve d'hydrogène beaucoup plus rapidement. Une étoile O de, disons, 10 masses solaires, utilisera son approvisionnement en hydrogène en seulement 10 millions d'années, soit une durée de vie de la séquence principale environ mille fois plus courte que celle du Soleil.

    Une autre "Question à méditer" tout droit sortie de la classe. Nulle part dans la question il n'est dit que l'une ou l'autre de ces étoiles est une étoile de la séquence principale. Si ce ne sont pas les deux étoiles de la séquence principale, vous ne pouvez pas supposer qu'elles ont la même luminosité. Si, par exemple, l'une de ces étoiles est une géante rouge et l'autre est une étoile de la séquence principale, leurs luminosités peuvent différer d'un facteur mille ou plus.

    Since you don't know their luminosities, you can't figure out their distances from the flux measurements, and therefore you can't tell for sure which cluster is closer.

    Oh my! A question right out of the Observing Lab. I thought we just had to show up at the Observatory. I didn't realize that we had to pay attention. You do. Re-read Observing Lab #2, and beware of questions based on all three Observing labs on the final.

    The color index, as defined in your textbook, in class, and in Lab #6, is the difference in the apparent magnitude of a star through different colored filters. It tells you the ratio of the fluxes at two different wavelengths, and from this, you can figure out the surface temperature of a star. Take a look at Lab #6 is you're puzzled by this.

    Yet another "Question to Ponder." I wonder if you should review all of these before the final. White dwarfs are basically how spheres of really dense matter, which are radiating light and therefore slowly cooling off (if they're radiating light, they're losing energy, and if they're losing energy, they're getting colder, since temperature is energy per particle). When blackbody radiators cool off they also become less luminous, so a white dwarf will move rightward (i.e., toward lower temperature), and downward (i.e., toward lower luminosity) in the Hertzsprung-Russell Diagram.

    Really the only way to directly measure the mass of an object in astronomy is to watch how something else moves around it. Binary star systems provide us with that opportunity to measure the mass of some stars. Without binary star measurements, we would still be guessing at the masses of most stars, and we would have no idea about the mass-luminosity relationship for Main Sequence stars.

    The whole reason that Main Sequence stars can remain stable for as long as they fuse hydrogen is that the pressure caused by the energy generation in the core resists the in ward force of gravity. When a star stops fusing, its core loses the ability to push back, and the star becomes unstable.

    No fusion takes place in the centers of white dwarfs that's why they're compressed to such high density by gravity. However, in these objects, the relentless push of gravity is balanced by electron degeneracy pressure, which is essentially the fact that electrons resist being pushed too close together.

    The problem with seeing all of the stars in the galaxy is that the galaxy is a dusty place. There's a lot of stuff between the stars, and this stuff attenuates starlight. The light from distant stars has to pass through a lot of this stuff, and so is attenuated so much that we can't detect it.

    Infrared photons, however, can penetrate much more effectively through this obscuring material. Consequently, the infrared light from distant stars is not attenuated as much, and enough of it gets through so that we can detect even the stars on the other side of the galaxy.

    The only way to detect mass is by the motion of stuff around it. This is especially true for "dark matter," which is by definition non-luminous.

    Answers to Short Answer Questions

    Question #1: A star cluster is a group of stars located together in space. All evidence indicates that these stars formed together at about the same time . Therefore, all of the stars in any one cluster have about the same age.

    We can figure out the age of the cluster by looking at the cluster's Hertzsprung-Russell Diagram. Most of the stars in any cluster will appear on the Main Sequence, but depending on the age of the cluster, some stars will have evolved past their hydrogen fusing stage and will appear off the Main Sequence. Since massive stars use up their hydrogen supplies faster than low mass stars, they will be the first to depart from the Main Sequence. As a cluster ages, stars of lower and lower mass will finish their hydrogen fusing lifetime and evolve off the Main Sequence.

    Therefore, we can determine the age of a cluster by looking for the most massive star that's still on the Main Sequence. The age of the cluster must be less than the time it takes this star to exhaust its core hydrogen fuel supply.

    Therefore, the cluster whose H-R Diagram is depicted below left is younger than the cluster whose H-R Diagram is below right. More time must have passed for the left-hand cluster because stars of lower mass have already evolved off the Main Sequence.

    Let's first start with the prevailing view. Before Shapley's work, it was widely believed that the Sun was located somewhere near the center of our galaxy. Pourquoi? Because if you count stars in the Milky Way, you find roughly the same number of stars in every direction, and therefore you conclude that we must be near the center of the system of stars. This conclusion was incorrect, mainly because of the effects of interstellar dust. The space between the stars in our galactic disk contains a fair amount of dust, and just as you can't see the mountains across the valley on a hazy day, you can't see distant stars in our galaxy. In both cases, the intervening material just isn't transparent enough.

    Shapley was able to (literally!) get around the problem of dust absorption in the galactic plane by looking slightly above and below the galactic plane. He looked at globular clusters, which are giant clusters of 100,000 stars or more. For reasons that he didn't understand (and we're only just beginning to understand even now), globular clusters are found more often above and below the galactic disk than in it. Therefore, they weren't as subject to dust absorption, and Shapley could see most of the globular clusters in the galaxy, including many of the very distant ones.

    When Shapley looked at the distribution of globular clusters on the sky, he noticed that there weren't roughly equal numbers of clusters in every direction. Instead, he found a substantial concentration of clusters in the direction of the constellation Sagittarius. He reasoned that the distribution of globular clusters should be centered on the center of our galaxy, and since it wasn't centered on us, we're not the center. By calculating the distance and direction to each of the globular clusters, Shapley was able to figure out that the center of the galaxy lay 25,000-30,000 light years away in the direction of Sagittarius.

    Answers to Problems

    • flux = luminosity/(4 x pi x distance 2 )
    • flux = (4.45 x 10 29 W)/(4 x pi x (9.29 x 10 17 m) 2 )
    • = 4.1 x 10 -8 W/m 2

    Problem #2, Part a): We can figure out how much energy is produced in a nuclear reaction by determining how much mass "disappears." Of course, it doesn't disappear, but it is converted into energy, and that's what we're looking for.

    • initial mass = 3 x (mass of one He nucleus)
    • = 3 x 6.6488 x 10 -27 kg
    • = 1.995 x 10 -26 kg
    • mass converted to energy = (initial mass) - (final mass)
    • = 1.995 x 10 -26 kg - 1.99 x 10 -26 kg
    • = 5 x 10 -29 kg
    • = energy = mass x c 2
    • = 5 x 10 -29 kg x (3 x 10 8 m/s) 2
    • = 4.5 x 10 -12 km m 2 /s 2 , or 4.5 x 10 -12 Joules

    Problem #2, Part b): From Part a), we now know how much energy is produced by one reaction if we knew how many reactions it would take to convert this mass of helium into carbon, then we'd just multiply the energy produced in one reaction by the total number of reactions to get the total energy produced.

    • number of He nuclei in one solar mass = (solar mass)/(mass of one He nucleus)
    • = 2.0 x 10 30 kg/ 6.6488 x 10 -27 kg
    • = 3.0 x 10 56 He nuclei
    • number of reactions = (number of He nuclei available)/(number of He nuclei required for one reaction)
    • = 3.0 x 10 56 / 3
    • = 1.0 x 10 56 reactions
    • total energy produced = (number of reactions) x (energy produced per reaction)
    • = (1.0 x 10 56 reactions) x (4.5 x 10 -12 Joules/reaction)
    • = 4.5 x 10 44 Joules

    Problem #3: In this problem, we need to understand what a rotation curve is, and we need to be able to read the correct information from the provided graph. The rotation curve is a measure of the speed of material in our galaxy as a function of distance from the galaxy's center. This material is moving because of the influence of gravity, and if the galaxy is stable (and we think it is reasonably stable), then the motion of the material must be sufficient to oppose the pull of gravity.

    The plot tells us that at a distance of 6 kpc from the center of the galaxy, objects move with a speed of 225 km/s.


    Locating a star cluster on a Hertzsprung-Russell diagram with other color index - Astronomy

    The Hertzsprung-Russell (H-R) diagram is a standard graph in astrophysics for studying stellar
    populations. It plots ( effective) surface temperature (or equivalently spectral class or some
    measure of colour such as B-V ) along the bottom axis and luminosity (ou alors magnitude ) along the vertical
    axis for a large number of stars. Note that when temperature is plotted on the horizontal axis, the axis is
    reversed, running from high temperatures on the left to low temperatures on the right (to match the
    historic choice of plotting spectral class from O to M). Be careful when magnitude is plotted on the
    vertical axis, because the smaller the magnitude, the higher the luminosity, so magnitude will usually also
    go in the opposite direction to normal for a graph, from high at the bottom to low at the top! The version
    above plots luminosity in units of solar luminosity (one solar luminosity being equal to the luminosity of
    the sun).

    IS: instability strip, the stars in this region are represented by open circles
    MS: main sequence MS - RD: main sequence red dwarfs
    PN: the position of the central stars of planetary nebulae
    RG: red giants
    sD: sub-dwarfs.
    sG: sub-giants
    SG: supergiants
    Sol: the position of the Sun or Sol (yellow circle)
    WD: white dwarfs .

    Often the H-R diagram for a star cluster is plotted, and each star cluster has a unique diagram
    depending on the age of the cluster. When stars begin their main life after leaving their embryonic
    stages as protostars, they enter the main-sequence (MS). Stars do not move along the MS, but more
    massive stars join at the high temperature - high luminosity end and dwarfs at the lower end. As a star
    ages, it moves upwards slightly, so the MS becomes a scatter (as shown) rather than a neat curve

    Subdwarfs and Metallicity

    These are very old stars that have low metallicities (population I stars). Metallicity is the fraction of
    elements heavier than helium in a star's atmosphere. After the Big Bang, heavy elements were extremely
    rare and the oldest stars are the first-born, made almost entirely of hydrogen and helium, though they
    synthesise some heavier elements during their lifetimes. Stars like Sol (the Sun) have higher metallicities
    as they are formed from the ashes or star-dust of generations of stars that lived and died before them
    (these are population II stars). Stars with lower metallicity are less luminous and so form main sequences
    lower down, however, since more massive and hotter stars are shorter lived, these old populations of
    stars contain only dwarfs now (unless we are looking back very far in time) and so their MS is apparent
    only as a group of so-called subdwarfs below the normal population II MS.

    Subgiants, Red Giants and Supergiants

    Subgiant stars are giants that are smaller than usual for their spectral class. Many are considered to be
    stars in transition from the main sequence (core hydrogen-burning) to the red giant phase (shell
    hydrogen-burning).

    Red giant stars are stars that have left the main sequence. They have diameters of 10-1000 times that
    of the Sun and surface temperatures of 2000-4000 K. These old stars have exhausted the supply of
    hydrogen in their cores and instead burn hydrogen in a thin shell around the inert core. This causes the
    outer layers to expand massively, cooling as they do so. Though cooler, they have a high luminosity due
    to their size.

    Supergiants are the largest and most luminous type of star. Red supergiant, or asymptotic giant branch
    (ASG) stars, are old and very massive stars in their final centuries or days of life. They typically undergo
    periods of instability as they are burning fuel in both a hydrogen shell and a helium shell. The presence
    of two burning shells creates instabilities called thermal pulses.

    Magnitude is a measure of the brightness of a celestial object. le apparent magnitude is a measure
    of how bright the object appears from Earth (adjusted to give the value if the Earth had no atmosphere).
    The lower the magnitude, the brighter the object, e.g. the very bright star Sirius has an apparent
    magnitude of -1.47 (Sirius is the brightest star, other than the Sun, at visible wavelengths). On the
    Pogson scale , a magnitude difference 0f 5 magnitudes corresponds to a hundred-fold difference in
    brightness. Tjhis is because the scale is logarithmic to allow for the fact that th eye perceives intensity on
    a logarithmic scale - an apparent doubling in brightness, as seen by the human eye, corresponds to a
    ten-fold increase in actual brightness. (This property allows the eye to perceive brightnesses over a very
    wide range of values). Stars differing by one magnitude differ in brightness by 2.512 fold (the Pogson
    ratio
    ). Apparent magnitude measured by eye, in this way, is the apparent visual magnitude.

    These days magnitude can be measured over a wider range by a variety of instruments and over a
    specified range or band of wavelengths, narrow or broad. Photoelectric magnitudes (measured by a
    photometer with a wavelength filter) are typically measured over one of three wavelength bands: U, B or
    V (the UBV system ). U is ultraviolet (centred on 365 nm), B is blue light (centred on 440 nm) and V is
    visual (centred on 550 nm, yellow-green light to which the eye is most sensitive). Other systems use
    different sets of band-pass filters.

    Apparent magnitude does not give a measure of an object's actual luminosity - how much energy the
    actual object emits (or reflects), that is its intrinsic brightness (as measured from a set distance).
    Bolometric luminosity is the total output over all wavelengths, but luminosity may also be measured or
    calculated over a narrower range of wavelengths (so a star might be most luminous in the red or
    ultraviolet part of the spectrum, for example). Apparent bolometric magnitude is a measure of the total
    radiation received from the object and differes from the visual magnitude by an amount called the
    bolometric correction . Absolute magnitude gives a measure of an object's intrinsic luminosity at a
    standard distance of 10 parsecs (and requires a measurement or estimate of the object's actual
    distance from the observer).

    The B-V color index is the blue apparent magnitude minus the visual apparent magnitude. (U-B is also
    commonly used). This gives an indication of the star's colour. A0 stars (compensating for Doppler shift,
    i.e. unreddened) are given a value of zero. Since smaller magnitudes correspond to brighter objects: a
    very hot star will emit more energy at blue wavelengths and so B-V will be negative. For a cooler, redder
    star, B-V will be positive. (N.B. This 'counter-intuitive' scale arises because smaller magnitudes are
    defined to be brighter!).

    Collins Dictionary of Astronomy (2nd ed.), 2000. HarperCollins (pub). [A newer ed. may be available.]

    Introductory Astronomy and Astrophysics, Zeilik and Smith (2nd ed.), 1987. CBS College Publishing. [A
    newer ed is available].

    The Cambridge Atlas of Astronomy, Audouze and Israel (eds.) (3rd ed.), 1994. Cambridge University
    Press. [I expect a newer ed. is available!]

    The Open University course texts for S381, The Energetic Universe, 2002.


    Eclipsing binary star systems

    © 2005 Pearson Prentice Hall, Inc

    If the orbits of the binary stars happen to lie edge-on to us, the stars will completely or partially eclipse each other as one passes between us and its partner. We can make out the dip in the light when this happens, to gain information about how fast the stars are moving and the sizes of their orbits, and use this to calculate the masses of the stars.

    © 2005 Pearson Prentice Hall, Inc

    Combining the information gained from all of these methods, we are able to get an understanding of how the radius is related to the mass, as well as how the luminosity is related to the mass. It is not surprising that an increase of stellar mass correlates with an increase in radius as well as luminosity.

    © 2005 Pearson Prentice Hall, Inc

    We will go into much more detail about the evolution and final stages of stars in future chapters. For now, we will just note that the lifetime of a star is inversely proportional to the cube of its mass. A massive star is much more luminous than a low mass star. It burns hotter and faster, and uses up its fuel much more rapidly than a small low-mass star.

    © 2005 Pearson Prentice Hall, Inc

    This table provides a good summary of stellar characteristics and how they directly measured or indirectly calculated using other measurements.


    Voir la vidéo: Life Cycle of Stars u0026 HR Diagram (Février 2023).