천문학

지름을 측정 할 수있는 가장 먼 별은 무엇입니까?

지름을 측정 할 수있는 가장 먼 별은 무엇입니까?



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.

별이 시차를 측정 할 수 있고 점처럼 보이지 않을 정도로 가까우면 지름을 추론 할 수 있습니다. 시차를 측정 할 수있는 모든 별의 지름을 측정 할 수 있습니까? 아니면 각 지름이 제한 요소입니까? 별의 지름은 얼마나 멀리 측정 할 수 있습니까?


제한 요인은 각도 지름이나 시차 정밀도가 아니라 희미한 별에 대한 간섭 측정을 얻는 것이 어렵다는 사실입니다.

최첨단 각도 지름은 적외선 간섭계로 측정됩니다 (예 : CHARA 어레이 사용-Gordon et al. 2019). 각 직경의 가장 정확한 측정은 그 논문에서 약 17 마이크로 아크 초의 불확실성을 가지고 있습니다. 즉, 별의 원반을 견고하게 감지 할 수있는 가장 작은 각 직경은 약 $ theta = 50 $ 마이크로 아크 초. 그러나 이러한 측정은 별에 대해서만 달성 할 수 있습니다. $ V sim 6 $.

다음과 같은 관계에 대한 방정식을 쓸 수 있습니다. $ theta $, 별의 반경 $ R $ 그리고 그 거리 $ D $. $$ D = frac {2R} { theta} = 186 left ( frac {R} {R _ { odot}} right) left ( frac { theta} {50 mu { rm as}} right) ^ {-1} { rm pc} $$

이것은 $ 1R _ { odot} $ 별의 거리는 $ sim 30 $각도 직경에 % 오차가 발생하면 반경이 약 200 pc의 거리까지 측정 될 수 있습니다 (정밀도 약 30 %). 이것은 쉽게 달성됩니다-a $ 1R _ { odot} $ 200 pc 거리에있는 태양 형 별의 밝기는 $ V sim 11 $ 가이아 카탈로그의 시차 불확실성은 약 0.1 마스 (현재는 대부분 시스템 오류)로, 거리는 약 2 %로 알려져 있습니다. 따라서 시차 불확실성은 제한 요소가 아닙니다. 그러나 6 등급 태양 형 별은 $ D sim 20 $ pc. 이것보다 훨씬 멀고 소스는 CHARA로 각도 직경 측정을 얻을만큼 충분히 밝지 않습니다.

다른 한편으로, 큰 적색 거성, $ R sim 200 R _ { odot} $ 원칙적으로 각도 분해능을 사용하여 37kpc의 거리에서 반경을 30 %까지 측정 할 수 있습니다. 그러나 그러한 별은 현재 측정 가능한 시차를 갖지 않습니다. 시차는 27 마이크로 아크 초가 될 것이며, 몇 년 안에 최종 가이아 데이터 감소로 해결할 수있을 것입니다. 그러나 별은 또한 $ V sim 14 $ 그리고 방법 CHARA의 현재 간섭 측정 기능에는 너무 희미합니다. 6 등급 적색 거인은 $ D sim 500 $ pc, 각도 지름과 시차를 모두 정확하게 측정 할 수있는 거리입니다.

그래서 대답은 한계가 각 해상도 나 시차가 아니라는 것입니다. 측정을 수행하는 데 사용되는 간섭계의 밝기 한계입니다. 이 제한은 태양 형 왜성의 직경을 수십 pc까지 측정 할 수 있고 가장 큰 적색 거성의 직경은 약 1kpc까지 측정 할 수 있음을 의미합니다.

업데이트 : 사용할 수있는 다른 간섭계가 있습니다. 칠레의 VLTI / Amber 간섭계는 CHARA보다 더 큰 망원경을 사용하며 원칙적으로 약한 크기로 작동 할 수 있습니다. Chesneau et al.의 논문. (2014)는 HR5171A (적색 극대 거성)의 각 직경을 측정합니다. $ 3.39 pm 0.02 $ mas, 3.6 kpc의 거리. https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2014/03/aa22421-13/aa22421-13.html

멀리 떨어져 있지만이 거대한 별은 충분히 밝습니다 ($ V sim 6.5 $) 각도 직경 측정이 여전히 달성 될 수 있습니다. 여기서 제한은 여전히 ​​물체의 거리 나 각도 크기가 아니라 물체의 밝기입니다.


시차는 모든 행성의 각 크기보다 항상 측정하기 쉽습니다. 이것은 극대 거성과 일부 초거성을 제외한 대부분의 별에게도 해당됩니다. 시차는 다음과 같이 주어진다.

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

어디 $ d_e $ 지구-태양 거리이며 $ d $ 별의 거리. 대신 반지름이있는 개체의 각도 크기 $ r $ 이다

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

허락하다 $ theta_ {min, p} $$ theta_ {분, r} $ 각각 시차 및 각 크기 측정을 위해 얻을 수있는 최상의 각 해상도입니다. 분명히 각도 크기는 다음과 같은 경우 제한 요소가 될 것입니다.

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

이제 우리가 $ theta_ {min, p} 약 10 ^ {-5} $ (가이아 임무의 정밀도) 및 $ theta_ {min, r} 약 2 cdot 10 ^ {-6} $ (Navy Prototype Optical Interferometer)로. 따라서 각도 크기가 제한 요소가되는 조건은 다음과 같습니다 (가장 가까운 크기).

$ r

물론 반지름이 지구-태양 거리의 10 분의 1보다 큰 행성은있을 수 없으므로 각 크기는 항상 행성의 제한 요소입니다.

가장 큰 주 계열성 (O 형 별)의 반지름은 약 $ 20 R_ {⊙} $, 지구-태양 거리는 얼마 남지 않았습니다. $ 200 R_ {⊙} $. 따라서 O 형 별은 경계를 가로 질러 앉는 반면 각 크기는 다른 모든 주 계열성에 대한 제한 요소입니다.

이제 주 계열 외부의 별을 살펴 보겠습니다. 가장 큰 별은 극대 거성이며 반지름이 $ 1000 R_ {⊙} $. 현재까지 알려진 가장 큰 별은 VY Canis Majoris이며 반경은 $ 1,420 R_ {⊙} $. 초거성은 일반적으로 $ 50 R_ {⊙} $ ...에 $ 500 R_ {⊙} $, 따라서이 경우 거리가 제한 요소입니다. 지금까지 최고의 간섭계를 사용하면 최대 200 개의 직경을 측정 할 수 있습니다. $ mu $정밀도는 1 %입니다. 이것은 최대 2kpc의 거리까지 일반적인 초거성의 직경을 측정하는 것에 해당합니다. 각 지름을 측정 한 최초의 별은 Betelgeuse였습니다.


Methuselah & # 039s Star는 결국 우주보다 오래되지 않았습니다. 그러나 그것은 여전히 ​​꽤 오래되었습니다.

과학에서 잘못된 결과를 얻었을 때가 있습니다. . 이것은 흥미로운 가정으로 이어질 수 있으며 여러 번 매우 흥미로운 과학으로 이어질 수 있습니다.

예를 들어 우주보다 오래된 것으로 보이는 별을 찾을 때처럼 말입니다.

더 나쁜 천문학

HD 140283은 지구에서 200 광년 떨어져있는 태양과 유사한 별입니다. 그것은 특별한 종류의별로 알려져 왔는데, 우리가 말하는 것은 낮은 금속성입니다.

간단히 말해서, 초기 우주는 대부분 수소와 헬륨이었고 더 무거운 원소 (천문학 자들은 궤조 역사적 이유로) 거대한 별이 핵을 형성하고 폭발하여 새로운 별에 통합되기 위해 우주로 보내질 때까지 나타나기 시작하지 않았습니다.

이것이 의미하는 바는 나이가 많은 별은 무거운 원소가 적고 어린 별은 더 많은 것을 가지고 있다는 것입니다. 우리는 태양을 표준으로 사용합니다. 그 측정으로 HD 140283은 태양의 금속성 1 / 250th (0.004)를가집니다!

그것은 매우 오래되었고,이 별의 나이가 매우 컸음을 의미합니다. 다른 측정은 그것을 뒷받침하는 것처럼 보이므로 Methuselah 's Star라는 별명을 붙였습니다. 2013 년에 허블을 사용한 한 측정은 그 나이를 약 14.5 ± 8 억년으로 기록했습니다.

그것은 약간의 문제입니다. 우주는 겨우 13.77 ± 0.04 억년입니다. 이 별이 우주보다 오래 되었나요?

HD 140283, Methuselah ’s Star, 하늘 측량에서 볼 수 있습니다. 크레딧 : NASA / GSFC / SkyView / DSS2

여기서 브레이크를 밟으세요. 이러한 숫자 (± 부분)의 불확실성은 많은 무게를 지닙니다. 14.5 – 0.8 = 13.7이므로 별의 나이가 생각보다 적을 가능성이 있습니다. 별이 실제로 우주 자체보다 나이가 많다고 생각하는 천문학자는 지구상에 없습니다! 물론, 당신이 그 나이를 과장하는 많은 기사를 볼 수 있으며 HD 140283은 빅뱅을 통해 살아남은 초기 우주에서 우리에게 왔다는 평판이 덜한 사이트의 일부 기사를 볼 수 있습니다. 정확히 어떻게 작동하는지는 명확하지 않습니다 (평지 지구 수준의 과학이기 때문입니다).

문제는 불확실성을 좁히는 것입니다. 도움이되는 한 가지는 거리를 얻는 것입니다. 그래서 우리는 그것이 얼마나 밝은 지 알 수 있습니다. (우리는 지구에서 밝기를 측정 할 수 있습니다. 그리고 거리를 보정하면 그것이 실제로 얼마나 많은 빛을 방출하는지 알 수 있습니다. 밝기). 최근의 발전이 여기에 도움이되었으므로 천문학 자 그룹이이 별을 다시 한 번 다루었습니다. 지금까지 최고의 측정 값을 사용하여 질량, 광도, 원소 함량 (별의 금속 함량이 낮기 때문에 여기에서 중요 함)과 같은 기본 특성을 고려하여 시간이 지남에 따라 별이 어떻게 변하는 지 모델을 만드는 소프트웨어를 사용했습니다. 의 위에.

그들이 발견 한 것은 별의 질량이 태양의 0.81 ± 0.05 배이고 그 나이는 (드럼 롤 부탁드립니다)라는 것입니다. 12.01 ± 0.05 억년.

아, 그게 낫 네요. 우주보다 편안하게 어려서 형성됨 빅뱅.

하지만 그래, 여전히 정말 늙었다. 비교를 위해 태양은 46 억년이되었습니다. 은하계 자체는 약 120 억년 전이라는 의미로, 은하 자체가 형성되고있을 때도 은하계에서 태어난 최초의 별 중 하나였습니다. 그 놀라운.

나이가 많아서 별이 죽어가는 것은 놀라운 일이 아닙니다. 지금은 코어에서 수소 연료가 부족 해졌고, 적색 거성으로 확장하기 시작했습니다. 그 과정이 막 시작되는 순간 우리는 거대. 그것은 이미 태양 지름의 약 두 배이며 결국 훨씬 더 부풀어 오를 것입니다. 그 후 아 원자 입자 바람을 통해 질량을 잃는 긴 과정을 거쳐 수축하고 다시 팽창하고 결국 모든 외층을 날려 저 질량 백색 왜성이됩니다. 그 시점에서 그것은 냉각되어 수십억 년에 걸쳐 희미 해져 흑인 왜성이 될 것입니다. 걸리는 시간은 실제로 이미 살아있는 것보다 훨씬 더 길기 때문에 그런 의미에서 앞으로 매우 긴 미래가 있습니다.

그래서 므두셀라 별의 우주 시대 역설이 이제 해결 된 것 같습니다.

Methuselah의 별이 가까이서 보이는 것 (예술가의 묘사). 크레딧 : NASA, SDO 및 AIA 팀. Phil Plait에 의해 수정 됨

하지만, 은하계에서 가장 오래된 별은 아닐 것입니다. 은하수의 지름은 120,000 광년인데, 가장 오래된 별이 200 광년 떨어져있을 확률은 얼마입니까? 연구를 잘하기에 충분히 가까우며, 거리는 우주에서 가장 초기의 별들 중 하나 인 은하계에 더 많은 별들이 있다는 것을 의미합니다. 그것들을 찾고 분석하면이 고대 별의 거주자들이 어떻게 행동하는지에 대한 우리의 이해가 더해질 것입니다.

별은 오래되었지만 그날은 아직 어리다. 더 많이 찾아서 공부할 수 있습니다.


어떻게 보였습니까?

한 무리의 천문학 자들은 새로운 빛의 반점을 보았을 때 허블 우주 망원경을 사용하여 멀리 떨어진 초신성 (거대한 별의 폭발적인 죽음)을 모니터링하고있었습니다.

그 빛은 중력 렌즈라고 불리는 덕분에 향상되었습니다. 이것은 거대한 천체의 중력이 돋보기처럼 작용하여 그 뒤에있는 물체의 빛을 구부리고 증폭하는 경우입니다.

지구에서 50 억 광년 떨어져있는 은하단은 우리 행성과 이카루스 사이에 있습니다. 이번 주에 설명 된 모델에 따르면 자연 천문학, 이카루스는 은하단에있는 별이 더 먼 별 앞으로 이동할 때 확대되어 실제 밝기의 2,000 배까지 증가했습니다.

“소스가 더워지지 않고 폭발하지도 않습니다. 빛은 단지 확대되고 있습니다. 이것이 바로 중력 렌즈에서 기대하는 것입니다.”라고 Twin Cities는 보도 자료에서 말합니다.

그는 이카루스가 다음으로 가장 가까운 별보다 적어도 백배는 더 멀다고 덧붙였다. 적어도 아직 맹목적으로 폭발적인 죽음을 맞이하지 않은 사람들 사이에서는 말이다. 과학자들은 더 먼 거리에서 은하를 관찰했지만 개별 별을 찾아 낼 수 없었습니다.


지구에서 가장 먼 별은 무엇입니까?

과학자들은 지구에서 가장 먼 별을 결코 알지 못할 것입니다. 별이 너무 멀리 떨어져있어 그 빛이 지구에 도달 할 충분한 시간이없고 앞으로도 없을 것입니다. 눈에 보이는 우주 안에있는 별조차 셀 수 없을만큼 너무 많지만, 인간이 지금까지 감지 한 가장 먼 별은 약 5 천 5 백만 광년 떨어져 있습니다. 이 엄청나게 먼 별은 SDSS J 122952.66 +112227.8이라고 불립니다.

과학자들이 발견 한 가장 먼 물체는 UDFj-39546284라는 이름의 은하입니다. 이것은 약 132 억 광년 떨어진 아주 초기 은하입니다. 그러나 과학자들은 시각화 기술을 지속적으로 개선하고 있으며 가까운 장래에 더 먼 물체를 찾기를 희망합니다.

별 데네브는 육안으로 쉽게 볼 수있는 가장 먼 별입니다. 그것은 지구에서 1,400 광년에서 3,000 광년 사이에 있다고 생각됩니다. 데네브는 북쪽 하늘에서 가장 밝은 것 중 하나이며 백조 별자리의 일부입니다.

태양은 지구에서 가장 가까운 별입니다. 지구는 약 9300 만 마일의 거리에서 태양을 공전합니다. 과학자들은이 거리를 천문학적 거리의 편리한 측정 단위로 사용합니다. 과학자들은이 거리를 하나의 & ldquo 천문 단위 & rdquo라고 부릅니다.


18.3 별의 지름

태양의 지름을 측정하는 것은 쉽습니다. 각도 지름, 즉 하늘에서 보이는 크기는 약 1 / 2 °입니다. 태양이 하늘에서 차지하는 각도와 멀리 떨어져있는 태양의 각도를 알면 실제 (선형) 지름, 즉 139 만 킬로미터 (지구 지름의 약 109 배)를 계산할 수 있습니다.

불행히도 태양은 각 직경을 쉽게 측정 할 수있는 유일한 별입니다. 다른 모든 별들은 너무 멀리 떨어져있어 가장 큰 지상 망원경을 통해서도 빛의 핀 포인트처럼 보입니다. (그들은 종종 더 큰 것처럼 보이지만, 그것은 단지 지구 대기의 난기류에 의해 도입 된 왜곡 일뿐입니다.) 다행히도 천문학 자들이 별의 크기를 추정하는 데 사용할 수있는 몇 가지 기술이 있습니다.

달에 가려진 별

매우 정확한 지름을 제공하지만 몇 개의 별에만 사용할 수있는 한 가지 기술은 달이 별 앞을 지나갈 때 발생하는 빛의 어두움을 관찰하는 것입니다. 천문학 자들이 매우 정확하게 측정하는 것은 달의 가장자리가 별의 원반을 가로 질러 움직일 때 별의 밝기가 0으로 떨어지는 데 필요한 시간입니다. 달이 지구 주위를 공전하는 속도를 알기 때문에 별의 각 지름을 계산할 수 있습니다. 별까지의 거리도 알고 있다면 지름을 킬로미터 단위로 계산할 수 있습니다. 이 방법은 달 (또는 훨씬 드물게는 행성)이 지구에서 볼 때 그 앞을 지나갈 수있는 황도대를 따라있는 상당히 밝은 별에만 적용됩니다.

이진 별을 식히다

많은 수의 별에 대한 정확한 크기는 이클립스 쌍성계의 측정에서 비롯됩니다. 따라서 우리는이 유형의 별계를 조사하기 위해 메인 스토리에서 잠시 우회해야합니다. 일부 쌍성 별은 지구에서 볼 때 각 별이 회전 할 때마다 다른 별 앞을 지나가는 방식으로 정렬되어 있습니다 (그림 18.10). 한 별이 다른 별의 빛을 차단하여 지구에 도달하지 못하게하면 시스템의 광도가 감소하고 천문학 자들은 일식이 발생했다고 말합니다.

최초의 일식 바이너리의 발견은 천문학의 오랜 퍼즐을 푸는 데 도움이되었습니다. 페르세우스 별자리의 별 Algol은 이상하지만 규칙적인 방식으로 밝기를 변경합니다. 일반적으로 Algol은 상당히 밝은 별이지만 2 일, 20 시간, 49 분 간격으로 일반 밝기의 3 분의 1로 희미 해집니다. 몇 시간 후 다시 정상으로 밝아집니다. 이 효과는 망원경 없이도 쉽게 볼 수 있습니다.

1783 년, John Goodricke (1764–1786)라는 젊은 영국 천문학자가 Algol에 대해주의 깊게 연구했습니다 (그의 삶과 일에 대한 논의는 John Goodricke의 특집을 참조하십시오). Goodricke는 듣지도 말도 할 수 없었지만 짧은 생애의 21 년 동안 몇 가지 중요한 발견을했습니다. 그는 Algol의 비정상적인 밝기 변화는 더 밝은 별 앞에서 정기적으로 지나가고 빛을 차단하는 보이지 않는 동반자 때문일 수 있다고 제안했습니다. 안타깝게도 Goodricke은이 아이디어를 테스트 할 방법이 없었습니다. 약 1 세기가 지나야 Algol의 스펙트럼을 측정 할 수있을만큼 장비가 좋아 졌기 때문입니다.

1889 년 독일의 천문학 자 헤르만 보겔 (1841-1907)은 미자르처럼 알 골도 분광 바이너리라는 것을 증명했습니다. 알골의 분 광선은 쌍의 희미한 별이 더 밝은 별에 비해 너무 적은 빛을 발산하여 합성 스펙트럼에서 선이 눈에 띄기 때문에 이중으로 관찰되지 않았습니다. 그럼에도 불구하고 밝은 별의 선이 주기적으로 앞뒤로 이동하는 것은 보이지 않는 동반자를 중심으로 회전하고 있다는 증거를 제공했습니다. (별이 분광 바이너리로 인식되기 위해 두 구성 요소의 선을 모두 볼 필요는 없습니다.)

Algol이 분광 바이너리라는 발견은 Goodricke의 가설을 입증했습니다. 별이 회전하는 평면은 우리의 시선에 거의 모서리 방향으로 회전하고 각 별은 회전 할 때마다 다른 별 앞을지나갑니다. (알 골계에서 희미한 별의 일식은 덮힌 부분이 시스템의 전체 빛에 거의 기여하지 않기 때문에 그다지 눈에 띄지 않습니다. 그러나이 두 번째 일식은 신중한 측정으로 감지 할 수 있습니다.)

모든 쌍성 별은 궤도면 근처의 적절한 방향에서 보면 일식을 생성하여 한 별이 다른 별 앞을지나 가게됩니다 (그림 18.10 참조). 그러나 지구상의 우리의 유리한 지점에서 볼 때, 단지 몇 개의 이진성 시스템 만이 이런 식으로 지향됩니다.

연결하기

천문학과 신화 : 악마 별 알골과 영웅 페르세우스

Algol이라는 이름은 아랍어에서 유래했습니다. 라스 알 굴"악마의 머리"를 의미합니다. 3 영어에서“구울”이라는 단어는 같은 파생어를 가지고 있습니다. 하늘 관찰 : 천문학의 탄생에서 논의 된 바와 같이, 중세 유럽의 길고 암흑기 동안 하늘에 대한 그리스와 로마 지식을 보존하고 확장 한 것은 아랍 천문학 자 였기 때문에 많은 밝은 별들이 아랍어 이름을 가지고 있습니다. 악마에 대한 언급은 영웅 페르세우스에 대한 고대 그리스 전설의 일부로, 우리가 알골을 발견하고 그 모험에 북부 별자리와 관련된 많은 캐릭터를 포함하는 별자리로 기념됩니다.

페르세우스는 그리스 신화에서 신들의 왕인 제우스 (로마 버전의 목성)가 낳은 많은 반신 영웅 중 하나였습니다. 제우스는 섬세하게 말하면 떠돌아 다니는 눈을 가지고 있었고 항상 그의 공상을 사로 잡은 인간 처녀와 함께 누군가 또는 다른 사람을 낳았습니다. (페르세우스는 제우스 당, "제우스의 아버지"를 의미합니다.) 화가 난 계부에게 어머니와 함께 표류 한 페르세우스는에게 해의 한 섬에서 자랐습니다. 그곳의 왕은 페르세우스의 어머니에게 관심을 갖고 그에게 극도로 어려운 일을 맡김으로써 청년을 없애려고했습니다.

매우 자랑스러운 순간, 메두사라는 아름다운 젊은 여성이 그녀의 황금 머리카락을 여신 아테나 (로마인을위한 미네르바)의 황금 머리카락과 비교했습니다. 그리스 신들은 단순한 필사자와 비교되는 것을 친절하게 여기지 않았고, 아테나는 메두사를 고르곤으로 바 꾸었습니다. 머리에 뱀이 달린 끔찍하고 사악한 생물로, 그것을 바라 보는 사람을 돌로 만드는 얼굴을 가졌습니다. 페르세우스에게는이 악마를 죽이는 임무가 주어 졌는데, 이는 그를 영원히 길에서 빼낼 수있는 확실한 방법처럼 보였습니다.

하지만 페르세우스에게는 아버지의 신이 있었기 때문에 아테나의 반사 방패와 헤르메스의 날개 달린 샌들 (로마 이야기의 머큐리)을 포함하여 다른 신들이 그에게 도구를 제공했습니다. 페르세우스는 그녀 위로 날아가서 그녀의 반사만을 바라 보면서 그녀를 직접 보지 않고도 메두사의 머리를자를 수있었습니다. 페르세우스는 그녀의 머리 (편리하게도 그녀의 몸에 붙어 있지 않아도 구경꾼을 돌로 만들 수 있음)를 가지고 다른 모험을 계속했습니다.

그는 다음으로 바위가 많은 해변에 왔는데, 자랑스러워 다른 가족이 신들과 심각한 문제를 겪게되었습니다. 여왕 카시오페이아는 자신의 아름다움을 바다의 신인 포세이돈 (로마 신화의 해왕성)의 딸인 바다 요정 네 레이드의 아름다움과 감히 비교했습니다. 포세이돈은 너무 기분이 상하여 왕국을 파괴하기 위해 Cetus라는 바다 괴물을 만들었습니다. 카시오페이아의 포위 된 남편 인 세페 우스 왕은 신탁에게 자문을 구했고, 그는 자신의 아름다운 딸 안드로메다를 괴물에게 희생시켜야한다고 말했다.

페르세우스가 와서 바다 근처의 바위에 묶인 안드로메다를 발견하고 그녀의 운명을 기다리고 있었을 때 그는 괴물을 돌로 만들어 그녀를 구했습니다. (신화의 학자들은 실제로이 이야기의 본질을 고대 메소포타미아의 훨씬 오래된 전설로 거슬러 올라갑니다. 신영웅 마르둑이 티아마트라는 괴물을 정복했습니다. 상징적으로 페르세우스 나 마르둑과 같은 영웅은 대개 태양과 관련이 있습니다. 밤의 힘을 가진 괴물, 새벽의 연약한 아름다움을 가진 아름다운 처녀.

이 그리스 전설에 나오는 많은 캐릭터는 하늘의 별자리로 발견 될 수 있으며, 반드시 이름을 닮은 것은 아니지만 이야기를 상기시키는 역할을합니다. 예를 들어, 헛된 카시오페이아는 천구의 극에 매우 가까워서 하늘 주위를 끊임없이 회전하고 매년 겨울에 거꾸로 매달려있는 선고를받습니다. 고대인들은 안드로메다가 여전히 그녀의 바위에 묶여 있다고 상상했습니다 (이 별 그룹에서 아름다운 처녀를 인식하는 것보다 별의 사슬을 보는 것이 훨씬 쉽습니다). 페르세우스는 그녀 옆에 메두사의 머리가 벨트에서 흔들리고 있습니다. Algol은이 고르곤 머리를 대표하며 오랫동안 그러한 이야기에서 악과 불운과 연관되어 왔습니다. 일부 평론가들은 별의 밝기 변화 (육안으로 관찰 할 수 있음)가 일종의 악의 "윙크"와 같은 변화에 대해 고대인들에게 불쾌한 평판에 기여했을 수 있다고 추측했습니다.

이클립스 쌍성의 지름

이제이 모든 것이 별의 크기를 측정하는 데 어떻게 사용될 수 있는지 논의하기 위해 이야기의 주요 스레드로 돌아갑니다. 이 기술은 시간에 따라 밝기가 어떻게 변하는지를 나타내는 그래프 인 식 바이너리의 광 곡선을 만드는 것입니다. 그림 18.11에 표시된 것과 같이 별의 크기가 매우 다른 가상 이원계를 고려해 보겠습니다. 삶을 쉽게 만들기 위해 궤도가 정확히 가장자리에서 보인다고 가정합니다.

그러한 시스템에서 두 개의 별을 따로 볼 수는 없지만 빛의 곡선은 무슨 일이 일어나고 있는지 알려줄 수 있습니다. 더 작은 별이 더 큰 별 뒤를지나 가기 시작할 때 (우리는 첫 접촉) 밝기가 떨어지기 시작합니다. 일식은라는 지점에서 전체가됩니다 (작은 별은 완전히 숨겨 짐). 두 번째 접촉. 개기 일식이 끝날 때 (제삼 접촉), 작은 별이 나타나기 시작합니다. 작은 별이 도착했을 때 마지막 연락, 일식이 완전히 끝났습니다.

이를 통해 직경을 측정하는 방법을 보려면 그림 18.11을주의 깊게 살펴보십시오. 첫 번째와 두 번째 접촉 사이의 시간 간격 동안 작은 별은 자신의 지름과 동일한 거리를 이동했습니다. 첫 번째부터 세 번째 접촉까지의 시간 간격 동안 작은 별은 큰 별의 지름과 같은 거리를 이동했습니다. 두 별의 스펙트럼 선이 이진의 스펙트럼에서 보이는 경우 더 큰 별에 대한 작은 별의 속도는 도플러 이동에서 측정 할 수 있습니다. 그러나 작은 별이 움직이는 속도와 일정 거리를 이동하는 데 걸린 시간을 알면 그 거리의 범위를 알 수 있습니다.이 경우에는 별의 지름을 알 수 있습니다. 첫 번째 접촉에서 두 번째 접촉까지의 시간 간격을 곱한 속도는 더 작은 별의 직경을 제공합니다. 우리는 더 큰 별의 지름을 얻기 위해 첫 번째와 세 번째 접촉 사이의 시간에 속도를 곱합니다.

실제로 이클립스 바이너리가있는 상황은 종종 좀 더 복잡합니다. 궤도는 일반적으로 정확히 가장자리에서 보이지 않으며 각 별의 빛은 다른 별에 의해 부분적으로 만 차단 될 수 있습니다. 또한, 행성의 궤도와 마찬가지로 이진 별 궤도는 원이 아니라 타원입니다. 그러나 이러한 모든 효과는 광 곡선을 매우 신중하게 측정하여 분류 할 수 있습니다.

학습 링크

Eclipsing Binary Simulator를 사용하면 이클립스 타이밍을 사용하여 이진 쌍에서 별의 크기를 결정하는 방법을 탐색 할 수 있습니다. 질량, 분리 및 표면 온도와 같은 다른 특성도 탐색 할 수 있습니다.

방사법을 사용하여 지름 구하기

별 지름을 측정하는 또 다른 방법은 방사 에너지와 온도 간의 관계에 대해 Stefan-Boltzmann 법칙을 사용하는 것입니다 (방사선 및 스펙트럼 참조). 이 방법에서 에너지 플럭스 (태양과 같은 흑체에 의해 평방 미터당 초당 방출되는 에너지)는 다음과 같이 주어진다.

여기서 σ는 상수이고 온도입니다. (별과 같은) 구의 표면적은 다음과 같이 주어진다.

광도 () 별의 표면적은 에너지 플럭스의 제곱미터에 의해 주어집니다.

이전에 우리는 시리우스 쌍성계에서 두 별의 질량을 결정했습니다. 시리우스는 희미한 동 반성보다 8200 배 더 많은 에너지를 방출하지만 두 별은 거의 동일한 온도를 가지고 있습니다. 광도의 매우 큰 차이는 온도와 두 별의 에너지 플럭스가 거의 동일하기 때문에 반경의 차이 때문입니다. 두 별의 상대적 크기를 결정하기 위해 해당 광도의 비율을 사용합니다.

따라서 두 별의 상대적인 크기는 상대적인 광도의 제곱근을 취하여 찾을 수 있습니다. 8200 = 91 8200 = 91이므로 시리우스의 반경은 희미한 동반자의 라듐보다 91 배 더 큽니다.

여기에 표시된 반지름을 결정하는 방법은 두 별이 모두 보이도록 요구하지만 항상 그런 것은 아닙니다.

학습 링크

Stellar Luminosity Simulato를 사용하여 별의 표면 온도, 광도 및 반지름 간의 관계를 탐색합니다. 슬라이더를 움직여 무슨 일이 일어나는지 확인하십시오. 광도가 같지만 표면 온도가 다른 두 개의 별을 만드십시오.

스텔라 지름

수년에 걸친 많은 항성 크기 측정 결과에 따르면 근처에있는 대부분의 별은 대략 태양의 크기와 대략 백만 킬로미터 정도의 지름을 가지고 있습니다. 우리가 예상했던 것처럼 희미한 별은 일반적으로 더 빛나는 별보다 작습니다. 그러나이 단순한 일반화에는 몇 가지 극적인 예외가 있습니다.

매우 빛나는 별들 중 일부는 적색 (상대적으로 낮은 표면 온도를 나타냄)이기도하지만 정말 거대한 것으로 밝혀졌습니다. 이 별들은 적절하게도 거대한 별 또는 초거성이라고 불립니다. 예를 들어 오리온 별자리에서 두 번째로 밝은 별이자 하늘에서 가장 밝은 별 12 개 중 하나 인 Betelgeuse가 있습니다. 직경은 놀랍게도 10AU (1.5 십억 킬로미터!), 목성까지 거의 모든 내부 태양계를 채울만큼 충분히 큽니다. 청소년기부터 노년기까지의 별에서 우리는 그러한 거대하고 초거성 별의 형성으로 이어지는 진화 과정을 자세히 살펴볼 것입니다.

학습 링크

별의 크기와 행성의 크기 및 별의 크기 범위를 강조하는 놀라운 영상을 보려면이 별 크기 비교 동영상을 시청하세요.


이 별은 지금까지 본 가장 먼 별입니다. 90 억 광년 떨어져 있습니다.

허블 우주 망원경을 사용하는 천문학 자들은 90 억 광년 떨어진 밝은 점에서 관측 된 가장 먼 별을 발견했습니다. 행운의 별에 대한 감사는 잊어 버려 :이 발견에는 거대한 은하단의 우연한 정렬이 필요했습니다. 성단은 별빛을 휘게하여 별을 2,000 배 확대하면서 지구쪽으로 구부렸다.

공식적으로 별의 이름은 MACS J1149 + 2223 Lensed Star 1입니다. 그러나 천문학 자들은 그것을 Icarus라고 부릅니다. 미네소타 대학의 천체 물리학자인 패트릭 L. 켈리에 따르면 이카루스는 이전에 발견 된 다른 어떤 별보다 100 배 더 멀었다. 일반적으로 초신성 (격변적인 항성 폭발)과 같은 현상 또는 전체 은하계 만 그렇게 먼 거리에서 탐지 할 수 있습니다.

Kelly는 기록을 갱신하는 스타를 염탐하지 않았습니다. 이 정도 거리에서 다른 별은 없었습니다. 천체 물리학 자와 그의 동료들은 SN Refsdal이라는 초신성의 허블 이미지를 연구하고있었습니다. 그러나 2016 년에 그들은 초신성이있는 은하계에서 나타나는 한 글을 발견했습니다. Kelly와 그의 공동 저자가 최근 Nature Astronomy 저널에 실린 보고서에서 썼 듯이이 글은 또 다른 초신성이 아니라 푸른 초거성이었다.

이카루스의 나선 은하와 우리 은하의 중간 쯤에는 돋보기 렌즈 역할을하는 거대한 은하단 인 세 번째 천체가있었습니다. 이카루스가 성단의 "임계 곡선을 따라"지나간 일이 바로 그렇게되었다고 Kelly는 말했다. 이것은 우리 방향으로 별빛을 뒤틀었다. 중력 렌즈라고하는 과정이다. 그 효과는 "우리가 만들 수있는 것보다 훨씬 더 강력한 천연 망원경"과 같았습니다.

이 새로운 연구의 저자는 이카루스를 온도가 변동하지 않는 것처럼 보이기 때문에 폭발이 아닌 안정된별로 확인했습니다. 초신성은“매우 뜨겁게 시작해서 식습니다. 우리는 온도 변화의 증거를 보지 못했습니다.”라고 Kelly는 말했습니다. 그래도 이카루스는 거대하고 태양보다 더 뜨겁고 아마도 수천 배나 밝았다.

또한 더 이상 존재하지 않는다고 Kelly는 말했다. 청색 초거성은 90 억년의 수명을 가지고 있지 않습니다. 그는 이카루스가 블랙홀로 쓰러지거나 중성자 별이 된 것으로 의심했다.


많은 작은 거울이 붙어있는 작은 구를 사용하여 지구의 자전을 관찰하고 태양의 각 지름과 지구의 타원 궤도의 편심을 측정 할 수 있습니다. 창문을 통해 태양이 비추면 거울은 이미지를 벽이나 그늘에있는 흰 종이에 투사하거나 열린 문을 통해 어두운 복도 끝으로 투사합니다.

지구 궤도의 반경을 알고 태양의 겉보기 크기를 측정함으로써 삼각법이나 단순한 기하학을 사용하여 태양의 지름과 태양 궤도의 편심을 쉽게 결정할 수 있습니다.

1. 소개

태양의 거리와 지름은 영국의 제임스 쿡 선장이 1769 년 금성의 이동을 관찰 할 때까지 정확히 알려지지 않았습니다. 1835 년 천문학 자 엔케 (Enke)의 데이터에서 합리적인 정확한 값이 도출되었습니다. 지구와 태양 사이의 실제 거리는 지구 타원 궤도로 인해 최소 14 억 9700 만 km에서 최대 15 억 8600 만 km까지 다양합니다. 거리로 150,000,000km (= 1AU)를 사용합니다.

2. 태양 관찰을위한 투영 방법

태양을 가리키는 삼각대에 장착 된 쌍안경을 사용할 수 있으며, 유리 한 개를 닫거나 스탠드에 2 리터 병을 들고 작은 거울 조각 (0.5cm × 0.5cm 미만)을 붙일 수 있습니다. ) 실린더의 길이를 따라 병 중앙 근처. 사용하기 전에 병에 물을 채우십시오. 거울에서 몇 미터 떨어진 곳에있는보기 화면에서 태양의 이미지를 추적합니다. 태양을 직접 보지 마십시오.

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, r + r = 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 f × r = f × r.

아르 자형: aphel distance, r: perihel distance, f and f 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

서지

[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 appear 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 별.

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

천문학 자 팀은 Keck I 망원경을 사용하여 고대 은하까지의 거리를 측정했습니다. 그들은 목표 은하 GN-z11이 가장 오래된 은하 일뿐만 아니라 가장 먼 은하라고 추론했습니다. It's so distant it defines the very boundary of the observable universe itself. 연구팀은이 연구가 우주가 불과 수 억년 전의 우주 역사 시대에 대해 밝힐 수 있기를 희망합니다.

We've all asked ourselves the big questions at times: "How big is the universe?" or "How and when did galaxies form?" 천문학 자들은 이러한 질문을 매우 진지하게 받아들이고 기술의 한계를 뛰어 넘는 환상적인 도구를 사용하여 그에 대한 답을 시도합니다. 도쿄 대학 천문학과의 카시 카와 노부 나리 교수는 은하에 대한 호기심에 이끌 렸다. 특히 그는 그것이 언제 어떻게 왔는지 알기 위해 우리가 관찰 할 수있는 가장 먼 곳을 찾았습니다.

"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. 방출 선이라고하는 특정 화학적 특징은 멀리있는 물체의 빛에 뚜렷한 패턴을 각인합니다. 천문학 자들은 이러한 텔 테일 시그니처가 얼마나 늘어 났는지 측정함으로써 빛이 얼마나 멀리 이동 했어야하는지 추론하여 목표 은하와의 거리를 멀어지게 할 수 있습니다.

"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."

MOSFIRE는 GN-z11의 방출 선을 자세하게 캡처하여 팀이 이전 데이터에서 가능했던 것보다 훨씬 더 나은 거리 추정을 할 수있었습니다. 이러한 척도에서 거리를 작업 할 때 익숙한 킬로미터 단위 또는 그 배수를 대신 사용하는 것이 현명하지 않습니다. 천문학 자들은 z로 표시되는 적색 편이 숫자로 알려진 값을 사용합니다. 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 답변 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 now 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 only 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 느리게 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.


비디오보기: რანინა პირველ არხზე იწყება (팔월 2022).