천문학

Hertzsprung-Russell 다이어그램의 x 축이 큰 온도에서 낮은 온도로 이동하는 이유는 무엇입니까?

Hertzsprung-Russell 다이어그램의 x 축이 큰 온도에서 낮은 온도로 이동하는 이유는 무엇입니까?



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제 교과서에서 HR 다이어그램의 y 축은 $ log (L / L _ { odot}) $이고 값은 척도가 높을수록 더 높지만 x 축은 $ log (T_ text { eff}) $이며 오른쪽으로 진행함에 따라 작아집니다.

이것은 나를 혼란스럽게한다. x 축이 낮은 값에서 높은 값으로 이동하지 않는 이유는 무엇입니까? 이것은 또한 주 계열에서 별의 광도와 온도 사이의 "선형"관계를 시각화하는 데 도움이 될 것입니다.


원래 플롯 된 것은 색상에 대한 광도, 그리고 색상으로 나는 피크 강도의 파장을 의미합니다. 예상대로 왼쪽에는 짧은 파장, 오른쪽에는 긴 파장이 있습니다.

이제 별은 (거의) 흑체 복사를 방출하기 때문에 색과 온도 사이에 밀접한 관계가 있습니다. 온도를 사용할 때 x 축이 반전되지 않는 이유는 단지 관성 때문이라고 생각합니다 .- 우리는 항상 이와 같은 H-Z 다이어그램을 그려 왔으며 계속 그렇게 할 것입니다.


Henry Russell과 Eijnar Hertzsprung이 구성한 원본 Hertzsprung-Russell 다이어그램은 y 축의 절대 크기와 x 축의 스펙트럼 유형 또는 스펙트럼 유형 표시기로 구성되었습니다. 아래에서 1913 년 Russell이 제작 한 원본 HR 다이어그램을 볼 수 있습니다.

다이어그램이 구성되었을 때 전혀 명확하지 않다 스펙트럼 유형 또는 스펙트럼 유형 표시기의 순서가 실제로 의미하는 바. 물론 그 순서 (현대의 용어로 O, B, A, F, G, K, M)는 실제로 감소 온도.

천문학 자들은 현재까지이 관습을 고수해 왔으며 특별한 이유가 없습니다. 대부분의 HR 다이어그램은 원래 HR 다이어그램이 아니었지만 이제 x 축을 따라 온도 (감소)로 표시됩니다.


H-R 다이어그램

이 프로젝트는 항성 천체 물리학 자의 가장 기본적인 도구 중 하나 인 Hertzsprung-Russell (H-R) 다이어그램을 만들어 학생들을 안내합니다.

H-R 다이어그램 프로젝트는 SkyServer에서 가장 어려운 프로젝트 중 하나입니다. 여러 가지 연습에는 대량의 데이터 분석이 포함되어 있습니다. 학생들이 스프레드 시트에 데이터를 입력하는 방법을 알고 있고 스프레드 시트가 일부 계산을 수행하도록하는 경우 유용 할 것입니다. 또는 학생 그룹이 데이터를 분할하고 손으로 계산을 수행 할 수 있으며 각 학생은 특정 수의 별을 수행합니다. 마지막 단계는 간단한 검색 도구를 사용하여 한 번에 수백 개의 별에 대한 데이터를 수집하는 것입니다. Microsoft Excel과 같은 .csv 파일을 가져올 수있는 스프레드 시트가 필요합니다.

H-R 다이어그램을 만드는 방법에는 여러 가지가 있지만 다이어그램에는 항상 y 축에 일부 광도 측정 값이 있고 x 축에 일부 온도 측정 값이 있습니다. 광도는 절대 크기로 측정하거나 태양의 밝기에 따라 측정 할 수 있습니다 (이 경우 태양의 광도는 1). 온도는 스펙트럼 유형 또는 색상으로 측정 할 수 있습니다.
b-v 값 또는 SDSS의 g-r 값.

H-R 다이어그램을 만드는 방법과 천문학 자들이 다이어그램을 사용하는 방법에 대한 자세한 내용은 SkyServer의 About Astronomy : Stars 섹션을 읽거나 천문학 입문 교과서를 참조하십시오. 추가로 읽을 수있는 몇 가지 추천 참고 자료는 다음과 같습니다.

별, 작성자 : James Kaler

Universe, 6th Edition, 작성자 : Freedman 및 Kaufmann


가장 멋진 별은 어떤 색입니까?

별의 온도가 색에 영향을 미치는 방식은이 현상을 연구하기 위해 개발 된 '흑체 복사'에 자세히 설명되어 있습니다. 이 과학이 규정하는 바에 따르면, 기온이 낮은 별은 적색 톤으로 빛을 발산하는 에너지를 가지고 있으며 온도가 높으면 파란색 또는 흰색으로 나타납니다. 이 온도 범위는 또한 주황색, 노란색 및 녹색 별을 생성합니다.

가장 차가운 별은 섭씨 3000 도의 빨간색입니다. 태양의 주황색과 노란색 빛은 섭씨 6000도에 가깝기 때문입니다. 반면 녹색 별은 섭씨 약 10,000 도의 온도를 갖는 것으로 입증 된 반면 파란색 별은 섭씨 25,000에 이르는 가장 더운 온도입니다.


Hertzsprung-Russell 다이어그램의 x 축이 큰 온도에서 낮은 온도로 이동하는 이유는 무엇입니까? -천문학

세 페이드 변광성은 표면 온도가 태양 온도와 비슷하지만 광도가 태양보다 500 ~ 30,000 배 더 큰 초거성입니다. 그들은 주로 1-50 일 범위의 주기로 규칙적인 방사형 맥동 (즉, 별의 팽창 및 수축)을 겪으며 먼 거리에서도 구별 할 수 있습니다. 은하계에는 400 개 이상의 세 페이드가 알려져 있으며, 가장 가까운 두 은하 인 마젤란운과 다른 인근 은하에서 상당한 수의 세 페이드가 각각 발견되었습니다. 1912 년 Henrietta S. Leavitt가 발견 한 기간과 광도 사이의 밀접한 관계는 Cepheids에게 더 가까운 은하의 거리와 우주의 거리 규모를 설정하는 데 독특한 역할을 부여했습니다.

세 페이드 변광성의 빛 곡선의 규칙 성은 광선 속도 곡선의 규칙 성과 일치하는데, 이는 빛 최대에서 최소 반경 속도 (즉, 최대 접근 속도)를 가진 빛 곡선의 거의 거울 이미지입니다. 빛의 진폭은 일반적으로 시각적 빛에서 0.5에서 2 크기 사이이며 속도 진폭은 일반적으로 30-60 km s -1 범위에 있습니다. 최초의 세 페이드 속도 곡선은 19 세기 말경에 측정되었으며 궤도 운동의 결과로 해석되었습니다. 상당한 수의 세 페이드에 대한 궤도가 계산 된 후에야 이러한 궤도가 물리적으로 믿을 수 없다는 사실을 알게되었습니다.

맥동 가설은 1910 년 이후에 특히 표면 온도가주기에 따라 변하기 때문에 수용이 증가했습니다. 1917 년 이후부터 Arthur Eddington 경의 이론적 연구는 세 페이드가 열 엔진으로 기능하기 때문에 방사형 맥동을 겪는 단일 별임을 보여주었습니다. 이후 S.A. Zhevakin, J.P. Cox, Robert F. Christy 등의 작업을 통해 메커니즘에 대한 더 깊은 이해를 얻을 수있었습니다. 에너지는 사이클의 압축 단계에서 헬륨의 두 번째 이온화 형태로 저장되고 팽창 단계에서 헬륨이 재결합함에 따라 방출됩니다. 제한된 온도 범위에서 별에 대한 세 페이드 맥동의 제한은 두 번째 헬륨 이온화 영역이 거의 단열 된 내부에서 거의 단열 된 내부에서 거의 동일한 양의 댐핑에 의해 취소되는 비단 열 외부로의 전환 근처에 있어야한다는 요구 사항에서 따릅니다. 얇은 외층은 복사의 외부 흐름을 조절하는 열용량이 부족합니다. 맥동은 항성 외피의 속성이며 핵 에너지 생성 핵과는 무관합니다.

클래식 및 유형 II 인증서

고전적인 세 페이드는 태양 질량의 몇 배에 달하는 질량을 가진 비교적 어린 별입니다. 이것은 은하계에 대한 강한 집중과 낮은 공간 속도에서 비롯됩니다. 성단에 그들의 존재는 그들의 나이를 최대 약 10 8 년으로 추정 할 수있게합니다. Magellanic Clouds에서 Cepheids의 관찰은 고전적인 Cepheids가주기 광도 다이어그램에서 좁은 띠에 국한된 반면 덜 일반적인 Type II Cepheids는 주어진 기간에 그들보다 희미하다는 것을 보여줍니다. 구형 성단과 은하의 후광 개체군에 II 형 세 페이드의 존재는 그들의 나이를 최대 15 x 10 9 년으로 추정 할 수있게하여 고전적인 세 페이드보다 훨씬 덜 거대해야합니다. Type II Cepheids는 또한 빛 곡선의 모양과 분 광학적 특성에 의해 고전적인 Cepheids와 구별 될 수 있습니다.

CEPHEID LIGHT 곡선

대부분의 고전적인 Cepheids의 빛 곡선은 비대칭이며, 최대 빛으로 빠르게 상승하고 더 천천히 떨어집니다. 빛 곡선의 형태는 Hertzsprung 진행으로 알려진 체계적인 방식으로주기에 따라 변합니다. 약 1 주일의주기를 가진 별의 빛 곡선의 하강 가지에 범프가 나타나며, 연속적으로 더 긴 기간의 별에서 초기 단계에서 발견되어 10 일주기의 별에서 최대 빛에 가까워 최대 두 배. 범프는 더 긴 기간의 별에서 상승하는 가지에 떨어집니다. 가장 짧은 또는 가장 긴 기간의 별은 부드러운 빛 곡선을 가지고 있습니다. 맥동의 진폭은 약 10 일까지 천천히 증가하며, 진폭이 감소하면 더 긴 기간으로 빠르게 증가합니다. 범프는 깊은 내부에서 발생하는 표면 맥동의 에코를 나타낼 수 있습니다. 다른 설명은 두 번째 배음주기가 기본주기의 약 절반 일 때 공명으로 인해 발생한다는 것입니다.

짧은 기간의 일부 세 페이드는 진폭이 약 0.5 정도 인 거의 정현파 광 곡선을 가지고 있습니다. 이 별들은 은하에서 흔하지 않지만 마젤란 구름에 알려진 세 페이드의 약 10 %를 차지합니다. Cecilia Payne-Gaposchkin과 Sergei Gaposchkin의 기념비적 인 연구에 따르면 비대칭 광 곡선을 가진 별에 의해 정의 된주기-광도 관계보다 체계적으로 밝습니다. 주어진 광도에서 기간의 비율은 0.6이며, 관측 불확실성을 고려할 때 잘 정의 된 비율과 동일합니다. 1 / 0 = 은하의 이중 모드 세 페이드에서 0.71 발견. 후자는 대부분 기간 범위의 Cepheids입니다. 0 = 2.0-4.3 일, 광 곡선은 기본 및 첫 배음 기간의 동시 맥동의 합으로 표시 될 수 있습니다. 01 각각 일. 유사한 상황이 구상 성단의 RR Lyrae 별에서 발견됩니다.

CEPHEIDS의 이론적 진화 트랙

세 페이드가 발생하는 질량 범위와 진화 상태를 포함하는 진화 경로는 Icko Iben, Jr. 등이 계산했습니다. 질량 범위 3-9 미디엄 (태양 질량)은 매우 긴 기간의 별을 제외한 모든 것을 포함합니다. 가장 중요한 점은 별이 진화하는 동안 Hertzsprung-Russell (HR) 다이어그램에서 Cepheid 불안정 스트립을 두 번 이상 교차 할 수 있다는 것입니다 (그림 1 참조). 별은 핵에서 H가 고갈 된 후 주 계열을 떠나 일시적으로 불활성 인 He 핵을 둘러싼 껍질에서 H를 태우면서 적색 거성으로 확장됩니다. Kelvin-Helmholtz 또는 열 시간 척도에서 불안정성 스트립을 빠르게 통과합니다. 그것은 적색 거성 가지를 적색 거성 끝까지 올라가고 핵에서 He가 점화 된 후 HR 다이어그램에서 더 높은 온도로 루프를 만들 수 있습니다. 이 루프는 불안정성 스트립과 교차 할 정도로 충분히 높은 온도 (또는 파란색)로 확장 될 수 있으며,이 경우 두 번 더 교차하게됩니다. 코어 헬륨 연소는 상대적으로 오래 지속되는 진화 단계이며 별은 첫 번째 교차점에서보다 50 배 정도 더 오래 불안정한 상태로 남아있을 수 있습니다. 청색 고리의 정확한 위치는 질량과 화학 성분의 함수이므로 가장 유리한 질량의 위와 아래에서 세 페이드의 수가 빠르게 감소합니다. 더 무거운 별은 어떤 경우 에든 더 빠르게 진화하므로, 최대 체류 시간은 상대적으로 무거운 별의 상대적 희소성에 의해 강조되는 장주기 별의 수가 감소하는 상대적으로 낮은 질량에 해당합니다. 질량 (기간) 분포의 극단에있는 모든 세 페이드는 불안정 스트립의 첫 번째 교차점에 있어야합니다. 그들은 모든 세 페이드의 약 10 %를 차지하는 것으로 추정됩니다.

CEPHEID 기간 분포

기간의 분포는 은하의 세 페이드, 마젤란 구름 및 기타 인근 은하계에 대해 발견되었습니다. 더 밝은 장주기 세 페이드와 주어진 기간에 더 큰 진폭의 세 페이드를 선호하는 선택이 불가피하지만, 은하의주기 분포와 두 마젤란 구름 사이의 차이는 잘 확립되어 있습니다. 이 세 가지 시스템의 분포는 가장 짧은 기간, 가장 일반적인 기간 및 기본 모드 펄세 이터의 가장 긴 기간을 특징으로 할 수 있습니다.

(위의 두 번째, 세 번째 및 네 번째 열에는 각각 최단, 최대 주파수 피크 및 가장 긴 기간이 나열되어 있습니다.) SMC의 최대 주파수 피크 기간 인 약 2.9 일은 해당 기간에 넓은 두 배의 최대 값이 있기 때문에 불확실합니다. 분포. 가장 긴 기간의 세 페이드와 같은 별이 진짜 세 페이드인지 아니면 다른 유형의 변광성인지에 대해서는 의심의 여지가 있습니다. 그럼에도 불구하고 전체 분포는 매우 넓고 각 은하 내에 금속 함량 (헬륨보다 무거운 원소의 풍부함)이 확산되지 않는 한 이론적으로 설명하기가 어렵습니다.

세 개의 은하에서 세 페이드 사이의 주요 차이점은 가장 짧은 주파수 피크 기간과 최대 주파수 피크 기간의 값이 Galaxy-LMC-SMC 순서로 연속적으로 작아진다는 것입니다. 이것은 구성의 차이로 인한 진화 경로의 차이로 쉽게 설명됩니다. 코어 헬륨 연소 단계의 파란색 루프는 금속 풍부도가 낮을수록 더 높은 온도로 확장되므로 최대 주파수 Cepheids는 더 낮은 질량과 광도 및 더 짧은 기간에서 발생합니다. 더 낮은 질량의 별은 상대적으로 더 많기 때문에 더 낮은 금속 풍부의 별 시스템은 더 많은 세 페이드를 포함하고 다른 요소는 동일합니다. 금속이 부족한 작은 마젤란 구름에는 총 질량이 4 배 더 큰 대 마젤란 구름만큼이나 많은 세 페이드가 포함되어 있습니다.

스타 클러스터의 인증서

은하에있는 약 400 개의 알려진 고전적인 세 페이드에는 성단의 잘 정립 된 구성원 인 17 개만 포함되어 있으며, 이들은 14 개의 성단으로 나뉘어져 있기 때문에 어떤 성단에도 별이 너무 적어서 Hertzsprung-Russell의 별 분포를 연구 할 수 없습니다. 도표. Magellanic Clouds에는 훨씬 더 풍부한 클러스터가 포함되어 있으며 Large Magellanic Cloud의 NGC 1866에는 2.6-3.5 일 범위의 기간을 가진 최소 7 개의 세 페이드가 포함되어 있습니다. 관찰 된 HR 다이어그램과 이론적 HR 다이어그램을 비교하면 추정 된 금속 (헬륨보다 무거운 원소) 풍부도 Z = 0.016, 약 4.9의 세 페이드 질량이됩니다. 미디엄 , 86 x 10 6 세. 관측 된 성단과 이론적으로 계산 된 성단 사이의 수와 위치, 특히 적색 거성의 위치에는 여전히 세부적인 차이가 있습니다.

은하의 작은 성단에있는 세 페이드의 주요 가치는 그것들이주기-광도 관계의 영점을 설정하는 데 사용될 수 있다는 것입니다. 앞서 언급 한 17 개의 별과 연상으로 알려진 느슨한 항성 그룹에 속하는 다른 8 개의 더 긴 기간은 성단에 대한 거리 척도의 불확실성을 제외하고 & # 177 0.1의 정확도로 영점을 설정하는 데 사용되었습니다.

바이너리 시스템의 CEPHEIDS

별의 질량에 대한 우리의 지식은 이원계에서 얻습니다. 분광 궤도는 바이너리의 두 구성 요소 모두에 대해 얻어야하며 궤도면의 시선에 대한 기울기를 찾아야하거나 한 구성 요소의 질량을 독립적으로 설정해야합니다. 세 페이드 바이너리의 궤도주기는 일반적으로 길다. 알려진 가장 짧은주기는 9.7 일 변광성 S Muscae의 507 일 궤도주기이다. 이것은 속도 진폭이 매우 작고 궤도 경사를 설정하는 일식이 발생할 가능성이 낮다는 것을 의미합니다. 동반자의 질량은 스펙트럼에서 추론되어야합니다. Cepheid의 빛은 항상 가시 파장에서 우세하므로 일반적으로 훨씬 더 뜨거운 B 별인 동반자의 스펙트럼은 원 자외선에서만 쉽게 구별 할 수 있습니다. 이것은 관측이 위성에서 이루어져야 함을 의미합니다. 약 5-6의 몇 가지 추정치 미디엄 4-10 일의 세 페이드에 대해 지금까지 진화론 적 추적에서 얻은 질량 추정치와 광범위하게 일치하여 사용할 수 있습니다. 후자는 일반적으로 별의 맥동 ​​특성에 기반한 방법보다 더 큰 질량을 제공하는 것으로 밝혀졌으며 상황을 명확히하기 위해 더 정확한 동적 질량 추정이 필요합니다.

불안정성 스트립의 첫 번째 교차점에서 세 페이드가 진화를 방해하는 제한 궤도 기간은 약 20 일이지만 파란색 루프에서 두 번째로 불안정성 스트립을 횡단하는 세 페이드는 이전에 훨씬 더 큰 반경으로 확장되었습니다. 레드 자이언트 팁. 결과적으로 심각한 질량 손실로 인해 Roche 엽이 넘치지 않도록하는 최소 기간은이 경우 수 백일입니다. 지금까지 연구 된 모든 Cepheid 바이너리의 더 긴 기간은 대부분이 불안정성 스트립의 두 번째 또는 후속 교차에 있다는 이론적 추정에 따릅니다.


줄기-잎 그림 사용 연습

6 월의 다음 기온으로 자신의 줄기-잎 그림을 시도해보십시오. 그런 다음 온도의 중앙값을 결정하십시오.

77 80 82 68 65 59 61
57 50 62 61 70 69 64
67 70 62 65 65 73 76
87 80 82 83 79 79 71
80 77

데이터를 값별로 정렬하고 십 자리수로 그룹화 한 다음 "온도"라는 그래프에 넣습니다. 왼쪽 열 (줄기)을 "Tens"로, 오른쪽 열에 "Ones"라는 레이블을 붙인 다음 위에서 발생하는 해당 온도를 입력합니다.


Hertzsprung-Russell 다이어그램

Ejnar Hertzsprung은 별의 밝기를 색과 대조하여 뚜렷한 패턴을 생성한다는 사실을 발견했습니다. 헨리에타 리 비트 (하버드 대학 천문대 최초의 저명한 여성 천문학 자)는 마젤란 구름 (남반구에서만 볼 수 있음)이라고하는 매우 가까운 은하계의 별에 대해 유사한 플롯을 만들었습니다.

이후 별들은 모두 가까운 은하계에 있었다 , 그들은 모두 같은 거리에 매우 가깝습니다. 또한 그들이 하늘에 가깝게 눕기 때문에 우리 은하계의 먼지의 영향은 모두에게 거의 동일했지만 마젤란 구름의 먼지에는 여전히 문제가있을 수 있습니다 (하지만 그 당시에는 먼지의 영향이 좋지 않았습니다. 이해). 따라서 겉보기 밝기는 항성 광도의 유효한 척도였습니다.

나중에 Henry Norris Russell은 적절한 데이터가 존재하는 모든 별의 광도와 색상을 플로팅하고 이러한 패턴을 확인했습니다. 별은이 다이어그램 전체에서 발견되지 않고 일부 지역에서만 발견됩니다. 온도와 광도는 Hertzsprung-Russell에 표시된 것처럼 대부분의 별에 대해 특정한 방식으로 관련됩니다. H-R, 도표. 대부분의 별은 메인 시퀀스 낮은 광도, 저온 코너에서 높은 광도, 고온 코너로 확장됩니다. Hertzsprung, Russell 및 Leavitt는 광도와 온도와 관련된 별의 행동을 발견했습니다. 그런데 왜 L-H-R 다이어그램이라고 부르지 않습니까? 곧 설명하겠습니다.

"색상"은 두 개의 다른 파장에서 밝기 차이를 나타냅니다. (이 경우 파란색으로 표시됨). 색상은 별의 온도를 나타냅니다. 위 HR 다이어그램의 "B-V 색상"은 노란색과 파란색의 밝기 비율을 나타내며, 단위로 0은 파란색에서 매우 밝은 별이고 2는 매우 희미한 별입니다. 따라서 눈금은 왼쪽에 높은 온도와 오른쪽에 낮은 온도가있는 역방향 온도 눈금과 같습니다 (상단 눈금 참조). (에서 http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/sun/spectrum.html).

크기, 온도 및 광도를 관련시키는 복사 법칙의 도움으로 다이어그램은 다음과 같이 "디코딩"됩니다.


간단한 H-R 다이어그램

별의 광도와 온도 (또는 색상)를 알고 나면 별을 H-R 다이어그램의 점으로 그릴 수 있습니다. 더 밝은 별이 위쪽을 향하도록 y 축에 광도를 플로팅합니다. 밝은 별은 크기가 더 낮기 때문에 y 축에 크기를 표시하도록 선택하면 값이 올라 갈수록 감소합니다! 별의 광도가 증가하고 있다는 것을 기억하세요.

x 축에 온도를 플로팅합니다. 그러나 별의 실제 온도를 알 수 없기 때문에 대신 x 축에 색상 (기존 b-v 또는 SDSS & # 8217s g-r)을 표시해야합니다. 전통적으로 더 뜨거운 별은 차트의 왼쪽에, 더 차가운 별은 오른쪽에 배치되었습니다. 오른쪽으로 이동하면 온도가 낮아 지지만 b-v 및 g-r 값은 증가합니다. 따라서 오른쪽으로 증가하는 b-v 또는 g-r로 H-R 다이어그램을 만들어야합니다.

시도해야 할 첫 번째 H-R 다이어그램은 하늘에서 가장 밝은 별에 대한 다이어그램입니다. 아래 표는 하늘에서 가장 밝은 26 개의 별을 보여줍니다. 광도를 표시하는 대신 (너무 커서 시각화하기 어렵습니다) 별의 절대 크기를 표시합니다. 절대 크기는 10 파섹 (약 32 광년)의 거리에서 별을 본 경우 별의 크기로 정의됩니다. 광도가 높은 별은 더 많은 빛을 방출하므로 더 밝아지고 겉보기 등급이 낮습니다. 광도가 낮은 별은 빛을 덜 방출하므로 더 어둡습니다. & # 8211 절대 등급이 더 높습니다.

아래 표는 26 개의 가장 밝은 별을 보여 주며 이름, 겉보기 등급, 절대 등급 및 b-v 색상을 제공합니다.

별 이름 겉보기 크기 절대 크기 b-v
태양 -26.8 4.8 0.63
천랑성 -1.46 1.4 0.0
Canopus -0.72 -2.5 0.15
Arcturus -0.04 0.2 1.23
알파
센타 우리
-0.01 4.4 0.71
Vega 0.00 0.6 0.0
카펠라 0.08 0.4 0.08
리겔 0.12 -8.1 -0.03
프로키온 0.38 2.6 0.42
베텔게우스 0.41 -7.2 1.85
Achernar 0.46 -1.3 -0.16
Hadar 0.63 -4.4 -0.23
Acrux 0.76 -4.6 -0.24
Altair 0.77 2.3 0.22
알데바란 0.85 -0.3 1.54
안타레스 0.92 -5.2 1.83
스피카 1.00 -3.2 -0.23
폴룩스 1.14 0.7 1.0
Formalhaut 1.16 2.0 0.09
Becrux 1.20 -4.7 -0.23
데네브 1.25 -7.2 0.09
레굴루스 1.35 -0.3 -0.11
아 다라 1.50 -4.8 -0.21
Shaula 1.60 -3.5 -0.22
Gacrux 1.63 -1.2 1.59
비버 1.98 0.5 0.03

이러한 데이터는 SkyServer 통합 문서, 아래 연습에서 사용할 수 있습니다.

더 많은 별을 원하면 314 개의 가장 밝은 별 목록이 있습니다. 여기.

Microsoft Excel을 사용하여 그래프를 만드는 방법에 대한 도움말은 SkyServer의 Graphing 자습서를 참조하십시오.


현실 세계에 대한 몇 마디

우리와 같은 입문 교과서는 간단하고 간단하게 자료를 제시하기 위해 열심히 노력합니다. 그렇게함으로써 우리는 때때로 과학적 기술이 너무 깨끗하고 고통스럽지 않게 보이도록하여 학생들에게 해를 끼칩니다. 현실 세계에서 우리가 방금 설명한 기술은 지저분하고 어려우며 종종 천문학 자에게 하루 종일 지속되는 두통을 유발합니다.

예를 들어, 특정 변광성의주기-광도 관계와 같이 우리가 설명한 관계는 그래프에서 정확히 직선이 아닙니다. 많은 별을 나타내는 점은 플롯 될 때 넓게 흩어 지므로 별에서 파생 된 거리에도 일정한 산란 또는 불확실성이 있습니다.

따라서 우리가 논의한 방법으로 측정 한 거리는 오류의 특정 비율 (때로는 10 %, 때로는 25 %, 때로는 최대 50 % 이상) 내에서만 정확합니다. 10,000 광년 거리로 추정되는 별의 25 % 오류는 7500 광년에서 12,500 광년 거리에있을 수 있음을 의미합니다. 별을 여행하기 위해 우주선에 연료를 싣고 있다면 이것은 용납 할 수없는 불확실성 일 것입니다.하지만 당신이 행성 지구에 갇힌 천문학 자라면 함께 일하는 것이 나쁜 첫 번째 인물은 아닙니다.

H–R 다이어그램을 처음에 생각하는 것만 큼 쉽게 구성하는 것은 아닙니다. 좋은 다이어그램을 만들려면 많은 별의 특성과 거리를 측정해야하는데 시간이 많이 걸리는 작업이 될 수 있습니다. 우리 태양계 지역은 이미 잘 매핑되어 있기 때문에, 우리의 지식을 발전시키기 위해 가장 많이 연구하고자하는 천문학 자들은 멀리 떨어져 있고 희미 할 것입니다. 단일 스펙트럼을 얻으려면 관찰하는 데 몇 시간이 걸릴 수 있습니다. 관측자는 거리 측정을하기 전에 망원경에서 많은 밤을 보내야 할 수도 있습니다 (그리고 집에서 데이터를 가지고 작업하는 날도 여러 날). 다행히 Gaia와 같은 설문 조사에서 수십억 개의 별을 연구하여 모든 천문학자가 사용할 수있는 공개 데이터 세트를 생성하기 때문에 이것은 변화하고 있습니다.

이러한 어려움에도 불구하고 우리가 논의한 도구를 사용하면 가장 가까운 별에 대한 시차, RR Lyrae 변광성, 우리 자신과 인근 은하의 별 클러스터에 대한 H–R 다이어그램, 멀리 떨어진 세 페이드 등 놀라운 거리 범위를 측정 할 수 있습니다. 6 천만 광년. 표는 거리 제한과 각 방법의 중복을 설명합니다.

이 장에서 설명하는 각 기술은 적어도 하나의 다른 방법을 기반으로합니다. 우주 거리 사다리. 시차는 모든 항성 거리 추정의 기초이며, 분광법은 주변 별을 사용하여 H–R 다이어그램을 보정하고, RR Lyrae 및 세 페이드 거리 추정은 H–R 다이어그램 거리 추정치에 근거합니다 (그리고 심지어 근처 세 페이드에 대한 시차 측정에서도 , 델타 세 페이).

이 일련의 방법을 통해 천문학 자들은 훨씬 더 먼 별을 찾을 때 한계를 뛰어 넘을 수 있습니다. 예를 들어, 최근 연구에서는 RR Lyrae 별을 사용하여 30 만 광년 거리에있는 우리 은하수에 대한 희미한 동반 은하를 식별했습니다. H–R 다이어그램 방법은 최근 은하에서 가장 먼 두 개의 별을 식별하는 데 사용되었습니다. 적색 거성은 거의 1 백만 광년 거리에있는 은하수의 후광을 빠져 나갑니다.

별에서 찾은 거리를 별빛 분석 및 별 : 천체 센서스에 설명 된 기술로 만든 구성, 광도 및 온도 측정 값과 결합 할 수 있습니다. 함께, 이것들은 우리가 별의 탄생에서 죽음까지의 진화를 추적하는 데 필요한 정보의 무기고를 구성합니다.이 주제는 다음 장에서 다루게됩니다.

천체 측정 방법의 거리 범위


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[우리는 Hugo를 수상한 SF 작가 David D. Levine에게 올해 Worldcon 직전에 자신과 SF 작가들이 참여한 흥미로운 이벤트에 대해 이야기 해달라고 요청했습니다. & # 8211pnh]

Denvention 3 일주일 전, 나는 와이오밍 주 라라 미에서 열린 공상 과학 작가들을위한 현대 천문학 워크숍 인 Launch Pad에 참석했습니다. 열세 명의 작가 귀빈, 여덟 명의 과학 귀빈, 그리고 팬이없는 공상 과학 컨벤션처럼 느껴졌습니다. 강렬하고 스릴 넘치며 교육적인 경험이었고 동시에 지치고 마음이 확장되었습니다.

Launch Pad의 아이디어는 Gernsbackian입니다. 좋은 과학을 대중적인 소설에 NASA를위한 공공 교육의 한 형태로 활용하는 것입니다. SF 작가이자 와이오밍 대학교 천문학 교수 인 Mike Brotherton은 5 년 동안이 워크숍에 자금을 지원하기 위해 NASA 보조금을 받았으며,이 중 두 번째였습니다. 모든 참석자들의 비용은 라라 미를 오가는 교통편, 대학 기숙사 기숙사, 대부분의 식사를 포함하여 지불되었습니다. 비록 우리가 음료수를 지불해야했지만 (납세자의 니켈에는 알코올이 없습니다!). 참석자들은 기존 청중의 규모, 과학과 천문학에 대한 관심, 그룹의 다양성에 따라 지원자 풀에서 선택되었습니다.

저는 Nancy Kress, Steven Gould, Laura Mixon, Jay Lake, David Marusek, Mary Robinette Kowal (다음 주에 John W. Campbell Award를 수상한 사람)이 포함 된 올해 워크숍에 선정되어 정말 영광입니다. ), 복사 편집자 Deanna Hoak. 우리는 결속력 있고지지적인 작가 커뮤니티를 형성하고 식사를 통해 공예 및 비즈니스에 대해 이야기하고 도전적인 주제를 이해하기 위해 협력했습니다.

그리고 그것은 엄청난 도전이었습니다. 마치 우리 각자가 이마에 작은 칠면조 타이머 중 하나를 가지고있는 것 같았습니다. 우리의 과학적 배경과 현재의 지적 능력에 따라 하나씩 머리가 채워지고 타이머가 팝!, 특정 헤드가 해당 강의에서 더 이상 정보를 흡수 할 수 없음을 나타냅니다. 어떤 사람들의 타이머는 일부 강의가 시작될 때 바로 울 렸고 다른 사람들은 주중 늦게까지 지속되었습니다. 그러나 우리 모두는 결국 포화 상태에 도달했습니다. 하드 SF 작가의 두뇌조차도 한계가 있습니다.

Mike Brotherton은 Charles와 Ray Eames의 단편 영화를 보는 등 우주의 규모에 대한 강의를 시작했습니다. 10의 거듭 제곱. 천문학 자들은 1에서 10 사이의 숫자 (때로는 최대 100 개)를 선호하고 숫자를 해당 범위 내에 유지하기 위해 필요에 따라 다른 단위 (킬로미터, 천문 단위, 광년, 파섹, 메가 파섹, 적색 편이 단위)를 사용하는 것을 선호합니다. . 나는 위성 기반 망원경을 사용하여 시차를 사용하여 최대 1000 파섹 떨어진 별까지의 거리를 측정 할 수 있다는 사실에 놀랐습니다.

우주의 크기에 대한 논의는 조금 이상하고 형이상학 적으로 바뀌 었습니다. 그만큼 주목할 만한 우주의 길이는 280 억 광년입니다. 왜냐하면 빅뱅이 140 억년 전에 일어났기 때문입니다. 우리는 그보다 더 먼 곳을 볼 수 없습니다. 그러나 우주 전체는 훨씬 더 크고 확실히 가장자리가 없지만 무한 할 수도 있고 아닐 수도 있습니다. 그러나 우리는 스퍼터링했습니다. 어떻게 우주가 그것보다 더 클 수 있습니까? 빛보다 빠르게 움직여야하지 않을까요? 답은 공간 자체가 빛보다 빠르게 확장 할 수 있다는 것입니다. 이것은 그 속도로 공간을 통해 이동하는 물체 (또는 공간을 통해 전달되는 정보)와 동일하지 않습니다.

팝! 정신적 칠면조 타이머를 교실 전체에 갔다.

Jim Verley는 영화를 시작으로 천문학에 대한 대중의 오해에 대해 강의했습니다. 사립 우주 이는 하버드 졸업생조차도 계절이있는 이유 ( '여름에 지구가 태양에 더 가까워'라는 잘못된 설명 중 하나) 또는 달에 위상이있는 이유 ( '8217'는 달에 떨어지는 지구 & # 8221). 진홍빛 망토를 입은 하버드 교수가 계절을 설명하려고 노력했지만 실패하는 것을 지켜 보는 것은 충격적이었습니다.

기본적인 문제는 학생들이 빈 슬레이트로 학교에 오지 않는다는 것입니다. 많은 사람들이 자신의 머릿속에 잘못된 개인 모델을 가지고 있으며, 학생이 실제로 표준 모델을 내면화하기 전에 개별적으로 식별하고 직면해야합니다. 테스트를 통과 할만큼 충분히 표준 모델을 배우더라도 비공개 모델이 명시 적으로 대체되지 않으면 표준 모델이 잊혀진 후 몇 년 후 다시 돌아올 수 있습니다.

이것이 우리가 여기에 있었던 이유입니다. 과학 소설에서 과학을 제대로 이해할 수 있다면 젊은이들이 대학 천문학 수업에 들어가기 전에 올바른 모델을 머릿속에 가지고있을 가능성이 높아집니다.

Mike Brotherton은 관측 천문학자가 밤 올빼미이고 이론가는 오전 8시 수업을 예약하는 사람들이라는 효과에 대한 논평으로 둘째 날 시작했습니다. 그런 다음 그는 전자기 스펙트럼에 대한 강의를했습니다.

지구 밖의 우주에 대해 우리가 아는 거의 모든 것 (달의 암석과 우주 먼지를 제외하고)은 빛과 다른 전자기 복사의 형태로 우리에게 온다. 그는 주파수, 파장, 빛의 속도 사이의 관계와 유리 속의 빛의 속도가 공기보다 낮고 파장에 따라 달라지기 때문에 프리즘에 의해 빛이 스펙트럼으로 어떻게 분할되는지 설명했습니다 (주파수는 그대로 유지됨). 동일하지만 파동의 속도가 감소함에 따라 파장이 변경됩니다). 물론 빛은 입자이며 각 광자의 에너지는 주파수에 의해 결정됩니다. This isn’t the same as the intensity of the light, which explains why you get sunburn from high-energy UV photons but no harmful effect from even a very intense green light.

Black bodies are theoretical objects that absorb light equally at all frequencies. When hot, these objects also emit light at all frequencies. The term “black body radiation” refers to the characteristic spectrum of such a body, which peaks at different frequencies depending on its temperature. The total amount of energy emitted also depends on the temperature, but to the fourth power—if you double the temperature (measured in degrees Kelvin, i.e. degrees above absolute zero) you increase the energy by a factor of 16!

Telescopes come in two basic flavors: refracting (lens) and reflecting (mirror). Reflecting telescopes are lighter and don’t have chromatic aberration (the red and blue fringes you can see on bright objects when you look through the edges of thick glasses like mine). Reflecting telescopes are also much easier to make big, and the bigger (in diameter) the better!

Modern professional telescopes use adaptive optics (tiny rapid changes in the mirror to compensate for atmospheric disturbances) and long-baseline interferometry (using several small telescopes to simulate a much larger single telescope) to achieve results nearly equivalent to space-based telescopes. However, space-based telescopes can see frequencies that are hard for ground-based telescopes to see through the atmosphere, including infrared and X-rays.

Adaptive optics is very cool. This technique was developed by the military about 20 years ago for getting good pictures of enemy spy satellites from the ground. The trick is to determine exactly what effect the atmosphere is having on the image so you can adjust the mirror to compensate, which requires having a known target above (most of) the atmosphere. So they use a laser beam to excite sodium in the upper atmosphere, just ahead of whatever you’re observing. That takes a pretty powerful laser: 50 watts. “What’s that in razor blades?” I asked, knowing that the number of razor blades a laser can slice through was once used as a measure of laser power. The answer: “A whole lot of razor blades.”

Jim Verley then led us through a hands-on exercise in which we peered at glowing tubes of several different gases through diffraction gratings, trying to identify each gas by comparing the spectral lines we saw with charts of several common elements. The exercise was very cool and a lot of fun (I have never seen a band of pure teal light before), and clearly showed us that the difference between theory and practice is always smaller in theory than it is in practice. We were particularly amused by the fact that the two different references we had sometimes showed what looked like completely different spectra for the same material. I was reminded of the classic “Electron Band Structure In Germanium, My Ass“.

Next up was Jerry Oltion with a couple of exercises in back-of-the-envelope calculation. He started off with an easy one: how much does a cow weigh? Step one: posit a spherical cow of uniform density. Yes, he really said that. The next question was “If we want to build an accurate scale model of the solar system, including Pluto, inside this 30′ long classroom, how big is the sun, how large are the planets, and how far are the planets from each other?” Jerry brought an assortment of spherical objects to help visualize this. (“I have the minor planets here in a bag .”)

We started off with a 12″ beachball for the sun, which makes the Earth a 1/10″ diameter BB 100 feet away Pluto would be an insignificant speck nearly a mile away. From there we made the sun smaller and smaller (softball, tennis ball, ping-pong ball, marble ) until we finally got down to a 0.09″ mustard seed. At this scale the solar system (well, not the diameter of the solar system, but all the planets strung out in a line to scale) just fits in the classroom. Earth is a tiny speck 9″ away, Jupiter is smaller than a grain of salt at 45″ away, and Pluto is an even tinier speck 30′ away. There’s a whole lot of empty space in the solar system. Furthermore, at this scale Alpha Centauri A and B would be a pair of mustard seeds 20-30′ from each other 31 miles away!

The final exercise was to view the space station docking scene in 2001 and determine its gravity, using the equation v²r = g. The station rotates once per minute and, based on the heights of the people visible in some windows, is about 150 meters in radius. This means the circumference is about 1000 meters, so v is 1000 meters per minute, which yields a simulated gravity about 1/6 of Earth’s—the same as the moon (though the people inside move as though the gravity is Earth-normal). The very tidy numbers suggest that Arthur C. Clarke told the special effects guys exactly what to do.

The second day ended with a party at Mike Brotherton’s house, where we chatted with members of the UW astronomy faculty and saw the Milky Way and a couple of meteors. Being able to see the Milky Way from an average suburban house pointed out why we had come to Laramie for this workshop: it is high in altitude (thus above some of that darn atmosphere), generally dry and clear, and well away from big city light pollution.

Day three started off with a talk by Jerry Oltion about amateur astronomy. In the astronomy world, “amateur” is not a pejorative. Many pro astronomers are also amateurs, and many significant discoveries have been made by amateurs. Even if you have an 80″ scope at your day job, you might want to have a smaller scope in your garage because you can use it whenever you want and point it wherever you want.

Cheap telescopes often brag about how much they magnify, but the important thing for astronomy is not to make the image bigger but to make it brighter, so as to see objects too dim for the naked eye. For this reason, size counts, but the diameter is more important than the length (ahem). One danger of amateur astronomy is “aperture fever”—the desire for a bigger and bigger scope. It used to be that you had to grind your own mirrors, but machine-made mirrors are now good enough that hand-grinding is no longer necessary, though it’s still a rite of passage.

Why do bright stars in astronomical photographs appear to have four points? The eye of the beholder: it’s due to diffraction effects from the “spider” that supports the secondary mirror, which usually has four supports.

Mike Brotherton then gave a high-speed, high-density lecture on “everything you always wanted to know about stars.” A star’s properties are uniquely determined by its mass and chemical composition. Bigger stars burn hotter and have shorter lives.

People have been studying stars for a long time and there are many lingering remnants of earlier ideas. For example, information about stars used to be presented in charts in color order, from blue to red. Now that we know that blue stars are hot and red stars are cool, the X axis of these charts now represents temperature rather than color, but they’re still shown with the blue (hot) end on the left, so the temperature 감소 as you read across! And the reason the spectral classes are in the peculiar order OBAFGKM (Only Bad Astronomers Forget Generally Known Mnemonics) is because they were named in order of strength of the hydrogen line in their spectrum (A = strongest, O = weakest) but are now listed in order of temperature (we now know that O stars are the hottest and M are the coolest). What happened to C, D, E, H, I, J, and L? They turned out to be duplicates, and were dropped.

Stars can be graphed on the Hertzsprung-Russell diagram with spectral class (temperature) on the X axis and luminosity (total amount of light output) on the Y axis. Most stars fall in a roughly diagonal band from hot-and-bright (upper left) to cool-and-dim (lower right), which is called the Main Sequence. This is not a temporal sequence! Most stars spend most of their life moving slowly across the width of this band.

Stars are born in areas of dense gas and dust. Something, such as a shock wave from a supernova, causes an area of the gas to begin to condense. These protostars begin in the lower right of the H-R diagram (cool and dim), getting hotter and brighter as they condense, but after a while their luminosity actually starts to go down even as their temperature increases, because they are getting smaller. Shortly after fusion begins they blow off their surrounding cocoon of dust and gas and become visible to us this transition is called the “birth line” on the H-R diagram. The star continues to condense and stabilize, throwing off jets of material which may in turn shock the interstellar medium into new protostars, until it eventually settles down on the main sequence at a point determined by its mass.

When a star reaches the end of its life, what happens depends, again, on its mass. A typical star will move off the main sequence toward the upper right of the H-R diagram (becoming a giant star, which is cooler than it was before but gives much more light than a main-sequence star of the same temperature because of its larger surface area), then blow off its outer envelope, leaving a white dwarf remnant in the lower left (hot but small and dim). A smaller star cools to a brown dwarf a larger star explodes violently as a supernova.

Time to look at the actual sky again. After class we drove up to the Wyoming Infrared Observatory (WIRO), which despite its name is used only for optical observation these days. When we arrived the sky was overcast, but we toured the facility, which consists of a very ordinary-looking small house with a giant dome attached. Inside that dome was the telescope, a bus-sized spindly contraption with an eight-foot mirror on one end and a three-foot cubical box on the other. We gawked and took lots and lots of pictures. The moment when they cranked open the roof was just awesome. I asked the two grad students staffing the observatory if the thrill from that low thrum as the slit opens to the sky ever goes away, and they just smiled and shook their heads.

Now we waited for nightfall and hoped the clouds would clear. We ate our dinner, talked with the astronomers, amused the cat (Nu Boötes, successor to the previous observatory cat Mu Boötes), played cards and chess, and enjoyed the view. The view from the mountain was spectacular, looking like a Star Trek matte painting as the sun set. Just then it started to drizzle and they had to close the dome.

Oh well, I thought, at least we got to see the telescope. But right around the time we were getting ready to bail, the clouds parted. 만세!

We headed back into the dome to see the astronomers charge up the instrument cluster with liquid nitrogen to reduce noise. Then we were shooed back out, presumably to prevent being crushed as the giant machine turned in the pitch dark of the dome.

I spent the rest of the evening alternating between the control room, where I saw live pictures of the Ring Nebula on computer screens and asked lots of questions, and the gravel lot outside, where the Milky Way came out and we gawked at the night sky. We had a pair of night-vision goggles, through which I saw a satellite and the Andromeda Galaxy. I got back to the dorm around 1am.

Day four, a Sunday, started out with a nice hike around Turtle Rock in Vedauwoo, which offered spectacular views, a little rock climbing, and pleasant temperatures.

After lunch we met in the university’s small planetarium, which is rare in that it is still equipped with a traditional optical “starball” (AKA “giant ant”). Modern digital projectors are more flexible, but there’s something about the smooth motion and ineffable “directness” of the old-fashioned starball that makes it a more engaging way of learning about the night sky. Unfortunately, optical starballs are difficult and expensive to maintain many features of this one were not working. Our host Jim Verley gave a very entertaining talk about both the workings of the planetarium and night sky basics.

Mike Brotherton then continued his talk about stars. More than half the stars in the galaxy are members of binary (or larger) groups. Stellar evolution in binaries is complicated and depends on the two stars’ relative masses. For example, in a pair that consists of a big star and a small star, the big star will blow up into a giant star first, and its smaller companion will have the opportunity to pull away some of its outer atmosphere. If the smaller star pulls away enough mass, it may become the bigger member of the pair. Later, when it becomes a giant, the white dwarf remnant of its formerly-larger companion may pull away some of its mass in turn. In some cases the larger star may completely absorb the smaller, in as little as a couple of months.

If one member of the pair is a white dwarf, the matter coming into it from the other star is whipped into an accretion disk due to conservation of angular momentum. This infalling gas is incredibly hot, and may outshine the original star and emit large quantities of X-rays. Hydrogen may also settle on the surface of the white dwarf in sufficient mass to begin fusing. If this occurs, it ignites all over the star at once in a spectacular explosion: a nova. Because this only affects the surface of the star, it may happen again and again.

Our sun will eventually (5 billion years) expand to a red giant about the size of Earth’s orbit. The Earth will move out slightly, because the sun’s mass will have decreased by then, but it’s really an academic question whether it’s broiled by falling into the sun’s atmosphere or merely toasted by proximity. Either way it’ll be a mighty warm day. Eventually the outer parts of the sun’s atmosphere will be blown away (comparatively gently) and the core will settle down as a white dwarf.

Massive stars (25 solar masses or more) burn hydrogen at the core for about 7 million years, then helium for 500 thousand years, then carbon for 600 years, then oxygen for six months, then silicon for one day. At this point the star resembles an onion, with a silicon-burning core surrounded by an oxygen-burning layer surrounded by a carbon-burning layer, and so on. Silicon fuses to iron, but iron doesn’t fuse at all. When all the silicon is used up, the core collapses, beginning a reaction that destroys the star in a massive explosion: a 초신성, which produces a flood of neutrinos and creates all kinds of heavy elements. Every atom in the universe that’s heavier than iron is the result of a supernova explosion.

Supernovas are rare, occurring about once every hundred years per galaxy. Most of the supernovas we see are in other galaxies. This is a good thing, because a nearby supernova (within about 100 light-years) could kill us with the neutrino flux.

A supernova blows off most of the star’s mass into space, creating such spectacular structures as the Crab Nebula, and leaves behind a small dense core. If this stellar core is less than 3 solar masses it becomes a 중성자 별, with all the protons and electrons smashed together to create an incredibly dense solid mass of nothing but neutrons. As the core collapses, angular momentum conservation makes it spin faster and faster, with a period of a few milliseconds. The same collapse amplifies the magnetic field by a factor of 10 to the 12th. Pulsars (objects that pulse rapidly in the optical and radio bands) are believed to be rotating neutron stars in which the magnetic pole is not aligned with the rotational pole. Every time the magnetic pole points in our direction we see a pulse. It may be that all neutron stars are pulsars, but we can see only the ones where the beam from the pole happens to shine on Earth. Some pulsars wobble as well as pulsing, indicating the presence of planets.

If the core is greater than 3 solar masses, its gravity is greater than the forces within the atom and collapse continues past the neutron star phase. There is no known mechanism to halt the collapse of a compact object of more than 3 solar masses. It keeps collapsing down to a single point: a singularity, 또는 블랙홀.

Escape velocity from the surface of an object of given mass goes up as the object gets smaller and denser. The point at which the escape velocity is equal to the speed of light is known as the Swartzchild radius. If the object is any smaller than this it doesn’t matter. The Swartzchild radius is the “event horizon” beyond which nothing can ever be detected. This radius scales linearly with the mass of the object (3km for an object the mass of the sun, 30km for an object of 10 solar masses a galactic-core black hole of 1.5 billion solar masses has an event horizon as big as Saturn’s orbit).

Black holes, it is said, have no hair. This means that they lose almost all of the characteristics they had before they became black holes. The only characteristics left are mass, angular momentum, and (maybe) electrical charge. Even though black holes do not emit anything, we can detect them by their effects on objects around them, or by “gravitational lensing” (a distant object changing its brightness or apparent position as a black hole passing in front of it warps its light).

Because of general relativity, a clock falling toward a black hole will appear to an outside observer to slow down, and stop as it passes the event horizon. At that point the light from the clock is red-shifted, meaning that it gradually fades from view. (This was the point in the lecture where my mental turkey timer went pop! so I can’t explain why this occurs.) From the clock’s perspective the event horizon is undetectable it’s like driving past the point where you don’t have enough gas in your tank to return home. However, in practical terms, long before it reaches the event horizon the clock will be torn apart by tidal forces. This phenomenon is called “spaghettification” because the object is “stretched into spaghetti,” but this image is far too tidy in reality the object is ripped to pieces because every piece of it is being pulled either up or down relative to every other piece.

Mike Brotherton started off day five with a lecture about galaxies and cosmology. Almost everything we can see with the naked eye at night is in our own Milky Way galaxy (this is, apparently, its actual name—I expected it to have an official scientific name like Galaxy Number One or something, but no). One exception is the Andromeda galaxy, which is barely visible as a hazy “star” near Cassiopeia.

Stars in the galactic disk have nearly circular orbits, while “halo” stars outside the disk have highly elliptical orbits. The orbital speeds of stars in our galaxy and others show that the mass of a galaxy is distributed throughout the galaxy rather than mostly concentrated in the center. The speeds of the orbits tell us that there is a 제비 more mass in each visible galaxy than we can account for through visible objects such as stars. But what does this mass consist of?

Could this dark matter be ordinary dust and gas? No. We know the abundance of “baryonic” (ordinary) matter in the universe from studying the Big Bang, and there isn’t nearly enough to account for the invisible mass.

Could it be WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles) such as neutrinos? No. Although neutrinos don’t affect normal matter much, they do affect it, and we have performed experiments (using large quantities of dry cleaning fluid) that show there aren’t enough of them either. A theoretical WIMP called the “axion” has been proposed but never observed.

Could it be MaCHOs (Massive Compact Halo Objects) such as black holes and brown dwarfs? Maybe, but probably not. We can detect these objects through gravitational lensing, and we don’t see enough such events to account for the missing mass. Could it be that we are simply wrong about gravity? No. MoND (Modified Newtonian Dynamics) seemed plausible until 2006, when new studies of the Bullet Cluster were released.

I must say that before Launch Pad I was both confused and skeptical about the very weird stuff called “dark matter.” (Note: not to be confused with “dark energy,” which we talked about later.) I didn’t understand why this strange non-interacting stuff had to be invoked when it could just be, well, matter that was just dark. But the Bullet Cluster was for me, you should pardon the expression, the smoking gun.

The Bullet Cluster (http://en.wikipedia.org/wiki/Bullet_Cluster) consists of two clusters of galaxies that have recently passed through each other. We can see the hot gas of these two clusters (which is normal matter) using X-ray telescopes, but we can also find their centers of mass using gravitational lensing of the galaxies behind the cluster. The two centers of mass are farther apart than the visible gas. This tells us that the majority of the mass in the two clusters does not interact with itself or with the matter of the clusters in the same way as normal matter. (This includes a very helpful video simulation.)

괜찮아. Deep breath. Stretch your legs and reset your turkey timers. More weird stuff ahead.

Many galaxies have spiral arms. If you look at a picture of a spiral galaxy it looks just like water going down the drain, or a hurricane, and you think you can tell which way it is rotating. The actual rotational direction is the other way! Spiral arms are, in fact, standing waves in the interstellar medium. At the leading edge of these waves (the inside edge of each sickle-shaped arm), new stars are born as the interstellar medium impacts the shockwave. The bigger, hotter stars burn out first, so the leading edge is brightest, fading away to dimness as the brightest newborn stars burn out or fade away. An individual star may pass through several spiral arms in its lifetime.

We can measure the distance to other galaxies by using Cepheid variables and type Ia (pronounced “one-A,” not “iyaah”) supernovas—these are white dwarfs in binary systems that collapse when they accrete too much matter from their companion. We know exactly how bright they are because they explode immediately upon reaching a certain mass. These “standard candles” tell us that distant galaxies are moving away from us with a speed proportional to their distance.

Those galaxies aren’t moving through space, as any fule kno it’s space itself that’s expanding. This expansion is happening everywhere, but it’s only visible in intergalactic space because at smaller scales the force of gravity is greater than the expansive force. You’ve probably heard the expansion of space described as being like dots on the surface of a balloon that’s being inflated? The galaxies are like stickers on that balloon: they get farther apart, but not bigger.

By studying tiny fluctuations in the three degree Kelvin background radiation that is the echo of the Big Bang, we can determine the initial conditions of the universe and determine that the total mass of the universe is almost exactly what is needed to make the universe “flat,” meaning that it will neither expand forever nor contract in a Big Crunch: the expansion will slow down and stop at some point. But there isn’t enough matter, even including dark matter, to account for this flatness, and when we measured the rate of deceleration, we got a surprise: it wasn’t slowing down at all, it was speeding up!

It turns out there’s a “cosmological constant” in Einstein’s equations, which was thought to be zero, but if we set it to a negative value it explains both the accelerating expansion of the universe and the missing mass. The missing mass is the mass equivalent of this weird anti-gravitic energy. We don’t know what this “dark energy” is—it has never been observed directly—but it makes the equations balance.

It may be that the cosmological constant itself is increasing. If it stays the same, the universe expands so fast that all other galaxies will eventually fade from view: the “Big Empty.” If it is increasing, it will eventually get big enough to overcome atomic forces and everything in the universe will be torn apart: the “Big Rip.” For now, though, it’s less powerful than gravity and other forces, meaning its effect is only visible at the very largest scales.

After that cheery reassurance we went to the computer imaging lab where we got a talk by Chip Kobulnicky on imaging in astronomy. Raw images from the Wide-Field Planetary Camera on the Hubble space telescope look awful. They consist of four rectangles (three large, one small) with big visible seams between them, speckles of noise, and cosmic ray streaks. Scientists and technicians have to do a lot of processing to make them look all pretty and colorful. We also got some hands-on experience using a program called ds9 (astronomers are SF fans, who’d have thunk it!) to combine the R, G, and B images of the Ring Nebula that were taken at WIRO on our field trip the other day into a single color image.

The day ended with a talk on SETI by scientist/philosopher Jeffrey Lockwood. This talk was a bit of a surprise as we spent the whole time talking and writing about what messages we, as writers, would send to aliens, ignoring questions of transmission mechanism and language. It was an interesting writing exercise, and thought-provoking, but was so different from the hard science focus of the rest of the week that some of us felt kind of whiplashed.

One of the exercises I wrote during this session was a message to express the importance of “pattern” to humans while simultaneously encoding the Fibonacci sequence:

Instance.
Instance.
Another instance.
It happens again.
Why does it happen again?
Can we predict what the next instance is?
By observing phenomena, we learn about the universe and learn to predict events.
We find patterns and recurrences in all kinds of physical phenomena, from molecules to stars, simple to complex, insert and alive.
Once we have discovered a pattern, we can build devices, craft new experiments, build more knowledge on top of what we have already learned, and even begin to make changes and improve our environment.

We finished the evening on the roof of the physics building, looking at binary stars, globular clusters, the planet Jupiter, and various satellites (including the International Space Station) with night-vision goggles, binoculars, and two very nice amateur telescopes.

Day six began with an entertaining talk by Ruben Gamboa on computing in astronomy. Modern astronomy is all about computers—the days of staring through eyepieces and developing film in darkrooms are over. Computers are used for controlling equipment, automating repetitive tasks, organizing data, and building scientific models. Computers are very good at boring tasks like looking for comets and supernovas, so most comets these days are named after discoverers like NEAT (Near-Earth Astronomical Telescope) rather than Hamner-Brown. The next generation of survey telescopes will generate 30TB of data per night (that’s half a Library of Congress or 1/20 of YouTube). Google is working with LSST to build a system to manage all this data.

Jerry Oltion then gave a loose, interactive talk on humans in space and astronomy in fiction. A few tidbits:

  • The human body does not explode in vacuum. One NASA volunteer was exposed to hard vacuum in a space suit test accident he passed out after 14 seconds (his last conscious memory was of the water beginning to boil on his tongue) but they restored normal atmospheric pressure quickly and he survived just fine.
  • Space capsules and space stations tend to stink badly, and this is a serious problem. Although your nose eventually stops smelling the stink, it’s still psychologically oppressive.
  • Air in free fall does not convect, which means that everything that heats up has to be cooled by fans the space shuttle is loud inside.
  • Sex in space has almost certainly happened, but Jerry thinks that the reason nobody has talked about it is that it’s not all that good. In space your nose stuffs up, you smell, perspiration doesn’t evaporate, your blood pressure goes down, and experiments on the Vomit Comit have shown that even hanging onto each other and achieving penetration is a hassle.
  • Stan Schmidt warns writers that it is extremely unlikely to have a habitable planet around a star with a name. (Named stars are all bright, and the bright stars tend to be too hot or too large for Earth-like life.)

Mike Brotherton’s post-doc Rajib Gauguly then gave a highly technical talk on quasar absorption lines (“studying gas you can’t see using light that isn’t there”). After six days of this we had the background to understand a lot of it. But I think my mental turkey timer may have broken for good somewhere in the Lyman Alpha Forest.

We finished up with a brief talk on the search for exoplanets (i.e. planets orbiting other stars). There are 228 known exoplanets around nearby stars, some as small as 5 times the mass of the Earth.

So that was Launch Pad. I came out of it exhausted, intellectually challenged, stimulated, and excited. I got a couple of new story ideas and I’m sure more will bubble up from my subconscious over the next few months. I made some wonderful new friends, ate way too much, and saw things I might never otherwise have seen.


Stellar Evolution:

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Stars live the majority of their lives in a phase that we call the Main Sequence. Our Sun is currently in the main sequence. However, not all the stars in the Universe are in the main sequence. When we peer into the night sky, we see history. Perhaps you have spotted a few red stars in the night sky? There’s a chance that the stars you saw were already dead when you saw them. 왜? Well, these stars are so many light years away that it takes a very long time before the visible light reaches our eyes. When we look up, we are looking at what a Star used to look like X light years ago (X depending on how far away the star is).

Some stars are only just beginning to form, others are in the Main Sequence and some have begun to die. Luckily for us, there is an amazing diagram, The Hertzsprung – Russell diagram that shows the relationships and differences between stars:

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If you look at the HR-Diagram (attached to this post), you can see many dots. Each dot represents a star. The Universe has many stars in it hence there are many dots on the diagram.

The diagram shows the temperature of the stars and the star’s luminosity. The vertical axis represents the star’s luminosity. Luminosity is the amount of energy a star radiates in one second, where every star is compared to each other based upon our Sun. Our sun is in the yellow part of the main sequence, and therefore has luminosity 1, all other stars are compared to ours in this sense.

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The horizontal axis represents the star’s surface temperature, in Kelvin. Here we have higher temperatures on the left and lower temperatures on the right. Usually we go from lower to higher however, it’s more adequate to see that a star in the upper left corner of the diagram is both hot and bright. A star in the upper right corner of the diagram is both cold and bright, what kind of star would this be? Take a look at the diagram. Happy star hunting!

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