Astronomi

Belirli bir yüzey sıcaklığına ve mutlak büyüklüğe sahip yıldızları mı arıyorsunuz?

Belirli bir yüzey sıcaklığına ve mutlak büyüklüğe sahip yıldızları mı arıyorsunuz?



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.

Belirli bir yüzey sıcaklığına ve mutlak bir büyüklüğe uyan yıldızları arayabileceğim herhangi bir veritabanı/site var mı?

Örneğin, girdiğimdeSıcaklık=9,500K & MutlakBüyüklük=0,58sonra arama motoru sonucu döndürürvegave diğer bazı yıldızlar.

Herhangi bir öneriniz takdir edilmektedir!


Pek uygun olmasa da bir tane buldum.

https://github.com/astronexus/HYG-Database

Bu, birçok yıldızın bilgilerini içeren bir veritabanıdır.

Bu veritabanını kullanmak ve gerekli sonuçları elde etmek için excel kullanabilirim.


Yıldız Gerçekleri: Caph

Resim Kredisi: Anthony Ayiomamitis'in yıldızı Caph (Beta Cassiopeiae).

Caph (Beta Cassiopeiae), Cassiopeia takımyıldızında bulunan sarı-beyaz Delta Scuti sınıfı değişken, F2 tipi dev yıldızdır ve +2.27 görünür görsel kadire sahiptir. Alpheratz (Alpha Andromedae) ve Algenib (Gamma Pegasi) yıldızlarıyla birlikte, Caph bir zamanlar “Üç Kılavuz” olarak bilinen üç parlak yıldızdan oluşan bir grup oluşturdu. Caph'den güneye doğru çizilen ve Alpheratz'dan gök ekvatoruna geçen hayali bir çizgi, ekliptiğin gök ekvatorunu her ilkbahar ve sonbahar ekinoksunda kestiği nokta olan ekinoktal koliyi işaretler.

Kısa Bilgiler

• Takımyıldız: Cassiopeia
• Koordinatlar: RA 00h 09m 10.68518s|Ara. +59° 08′ 59.2120″
• Mesafe: 54,7 ışıkyılı
• Yıldız Tipi: F2 III
• Kütle: 1,91 sol
• Yarıçap: 3,43–3,69 sol
• Görünen Büyüklük: Değişken (2,25 - 2,31)
• Parlaklık: 27,3 sol
• Yüzey Sıcaklığı: 7.079K
• Dönme Hızı: 71 km/sn
• Yaş: 1,09–1,18 milyar yıl
• Diğer Tanımlamalar: Chaph, Kaff, Al Sanam al Nakah, 11Cas, Gl 8, BD+58°3, LHS 1027, HIP 746, CCDM J00092+5909

Takımyıldız Cassiopeia'nın tüm yıldızları en iyi kuzey yarımküreden görülse de, güney yarımkürede 33 derece güney enleminin üzerindeki gözlemciler, kuzey ufuklarında çok düşük de olsa bazen takımyıldızı gözlemleyebilirler. Caph'in bir zamanlar 27 günlük bir yörüngede soluk bir yoldaşı olan spektroskopik bir ikili yıldız olduğu düşünülürken, yoldaş yıldızın hiçbir doğrudan kanıtı kesin olarak gösterilememiştir.

Fiziki ozellikleri

yıldız evrimi

Şu anki evrim durumunda Caph, Güneş'ten yaklaşık 28 kat daha parlaktır ve mutlak büyüklüğü +1.16 olan bir kırmızı dev yıldıza dönüşmesinin bir sonucu olarak en az üç kat daha büyüktür. Ana dizide kaldığı süre boyunca, Caph, Güneş'in kütlesinin yaklaşık iki katı olan A tipi bir yıldızdı, ancak dev yıldızlara dönüşen tüm yıldızlar gibi, enerjik güneş rüzgarı nedeniyle kütlesinin önemli bir yüzdesini kaybetti. Bununla birlikte, yüksek kütle kaybı oranı göz önüne alındığında, Caph'ın koronası alışılmadık derecede zayıftır.

Yıldızın hidrojen yakıt kaynağının tamamını tükettiği neredeyse kesindir ve çekirdeği şimdi küçülür ve ısınırken, dış katmanları genişler ve oldukça hızlı bir şekilde soğur. Bununla birlikte, evrimleşen yıldızlar bu durumda yalnızca nispeten kısa bir zaman geçirir ve bu nedenle nispeten nadirdir.

değişkenlik

Değişkenlik açısından, Caph, Altair'den sonra en parlak ikinci Delta Scuti değişen yıldızıdır ve 2.5 saatlik bir süre boyunca +2.25 ila +2.31 kadirleri arasında monoperiyodik parlaklık varyasyonları sergiler. Tipik olarak, Delta Scuti değişken yıldızları, F5 ila A0 yıldız sınıflandırmalarına sahip, Güneş'ten 1,5 ila 2,5 kat daha büyük olan ve hidrojen kaynaklarını tüketmeye yakın olan alt dev veya ana dizi yıldızlarıdır. H-R diyagramında, Delta Scuti değişen yıldızları, titreşimleri klasik Cepheid değişkenlerininkiyle ilişkili olduğundan, helyum kararsızlık şeridinin ana dizi ile kesişme noktasında bulunur.

Dönme Hızı

Caph'in 71 km/sn'lik dönüş hızı, kritik hızının %92'sini temsil eder; bu, malzemeyi uzaya fırlatmaya başlayacağı hızdır. Yüksek dönüş hızı, ekseni etrafında bir günde 1,12 tur tamamladığı anlamına gelir, bu da ekvator çapının kutup çapından %24 daha büyük olduğu yassı bir sferoid şekliyle sonuçlanır. Bu aynı zamanda yıldızın kutup bölgelerinde ekvatordan daha yüksek bir sıcaklığa sahip olmasına neden olur, bu fark yaklaşık 1.000 K'dir.

Yıldızın geleneksel isimlerinden biri, Pleiades'ten uzanan bir elin avucunu temsil etmesi anlamında "avuç içi" anlamına gelen modern Arapça "kaf" kelimesinden türemiştir. İslam öncesi Arap geleneklerinde, yıldız, takımyıldızın beş ana yıldızı tarafından temsil edilen kına lekeli ele atıfta bulunan “el-Kaff al-Khadib” adını taşıyordu. Bu anlamda, "lekeli el", Ülker'den Toros ve Kahraman aracılığıyla Cassiopeia'ya uzanan "Thuraya" adı verilen eski bir yıldız işaretinin bir parçasıydı, diğer "el" ise Cetus takımyıldızında bulunuyordu.

Çin'de Caph yıldızı, κ Cassiopeiae, η Cassiopeiae, α Cassiopeiae ve λ Cassiopeiae yıldızlarıyla birlikte Wang Liang (ünlü bir araba sürücüsünden sonra) olarak bilinen bir yıldız işaretinin bir parçasını oluşturur. Bu asterizmdeki konumu nedeniyle Caph, Çin'de “Wang Liáng yī”, bu, "Wang Liang'ın ilk yıldızı" anlamına gelir.


Belirli bir yüzey sıcaklığına ve mutlak bir kadire sahip yıldızları mı arıyorsunuz? - Astronomi

Yıldızları spektrumlarına göre sınıflandırmak, nasıl çalıştıklarını anlamaya başlamanın çok güçlü bir yoludur. Geçen sefer söylediğimiz gibi, O, B, A, F, G, K, M tayf dizisi bir sıcaklık dizisidir, en sıcak yıldızlar O tipindedir (yüzey sıcaklıkları 30.000-40.000 K) ve en soğuk yıldızlar M tipi (3000 K civarında yüzey sıcaklıkları). Sıcak yıldızlar mavi, soğuk yıldızlar kırmızı olduğu için sıcaklık dizisi aynı zamanda bir renk dizisidir . Ancak bazen nesneleri iki farklı özelliğe göre sınıflandırmak yararlıdır. Diyelim ki yıldızları da görünen parlaklıklarına göre sınıflandırmaya çalışıyoruz. Bir eksende renk ve diğer eksende görünen parlaklık ile bir çizim yapabiliriz, şöyle:
Şekil 1: Görünür parlaklığın yıldız rengine (veya sıcaklığa) karşı H-R Şeması. görebilirsin ki bu
sınıflandırma şeması yardımcı değildir - yıldızlar arsa üzerinde rastgele dağılmıştır.

Açıkça, görünür parlaklığı renge karşı çizmek yardımcı olmaz, çünkü yıldızları temsil eden noktaların yerleşiminde hiçbir desen yoktur. Rastgele etrafa dağılırlar. Bunun nedeni ise yıldızlar farklı uzaklıklarda , bu nedenle yakındakiler, özünde çok parlak olmasalar bile parlak görünürler.

Ama ya aynı arsaya bakarsak, ama bir şekilde yıldızların hepsinin aynı mesafede olduğundan emin olursak. Yıldızların bazen kümeler halinde göründüğünü bilirsiniz (çünkü hepsi aynı dev buluttan oluşmuştur, bir kısmı çökerek aynı anda çok sayıda yıldız oluşturur). İşte Ülker yıldız kümesinin bir fotoğrafı:
Şekil 2.

Tüm yıldızların aynı uzaklıkta olduğu böyle bir küme için görünen parlaklığı renge karşı çizersek, aşağıdaki gibi bir grafik elde edersiniz:
Figür 3.

Şimdi, yıldızları temsil eden noktaların çizimde net bir çizgi boyunca düştüğünü görebilirsiniz. Böyle bir komplo ilk olarak bağımsız çalışan iki gökbilimci tarafından yapıldı: Ejnar Hertzsprung (Danimarka) ve Henry Norris Russell (Princeton, ABD). Bu tür diyagrama onlardan sonra isim verildi, Hertzsprung-Russell Diyagramı veya H-R Diyagramı . Yıldızları sınıflandırmak ve yıldızların nasıl çalıştığını anlamak için son derece güçlü bir diyagramdır. Bu dersin geri kalanını bu şemaya ayrıntılı olarak bakarak geçireceğiz. Ancak önce, geçen sefer bahsettiğimiz görünen parlaklık ile mutlak parlaklık arasındaki ilişkiye dikkat edin. Gökbilimcilerin mutlak parlaklığı kullandıklarını söylemiştik, bu, yıldızların hepsi aynı 10 parsek uzaklıkta olsaydı sahip olacağı görünür parlaklıktır. Yukarıdaki diyagram, görünen parlaklığı (görünür büyüklükler) kullanır, ancak hepsi aynı mesafedeki (Ülke yıldız kümesine olan mesafe) yıldızlar için, bu nedenle gerçekten renge karşı mutlak parlaklığın bir grafiğidir. Veya aşağıdaki gibi, renge karşı parlaklık grafiğini çizebiliriz:
Şekil 4. Yıldızlara olan uzaklıkları bildiğimizde, onların mutlak parlaklıklarını veya parlaklıklarını belirleyebiliriz.
Daha sonra parlaklığı (veya mutlak parlaklığı) renge (veya sıcaklığa) karşı çizdiğimizde, yıldızların hepsi
diyagramda dar bir şerit boyunca düşer. Bu H-R Diyagramıdır.

Yani bir H-R Diyagramı hakkında düşünmenin doğru yolu. Bize bir yıldızın renginin (veya sıcaklığının) ve parlaklığının ilişkili olduğunu söylüyor. Mavi yıldızlar kırmızı yıldızlardan daha parlaktır. Ancak bunu öğrenmek için, yıldızlara olan mesafeleri bilmeliyiz . Yakınlardaki Yıldızlar kataloğundan son derste bir sayfasını gösterdiğimiz yıldız kataloğunu hatırlayın. Paralakslarını ölçerek bu yıldızlara olan uzaklıkları biliyoruz. İşte bu katalog için HR diyagramı:
Şekil 5.

Şimdi sol altta soluk mavi yıldızlara karşılık gelen yeni bir bölge olduğunu görüyoruz. Mavi yıldızlar bu kadar parlaksa, bunlar neden bu kadar soluk? Bunlar soluk çünkü çok küçükler! Onlar denilen bir yıldız sınıfıdır. Beyaz Cüce yıldızlar . Diğer kümeler için H-R diyagramına da bakabiliriz. İşte küresel bir yıldız kümesi olan eski bir yıldız kümesi M3 için bir tane:

H-R diyagramının, yıldızların diyagramda düştüğü yer modeline göre farklı türdeki yıldızları sınıflandırmamıza yardımcı olabileceğini görüyoruz. Ülker yıldız kümesi için gördüğümüz çapraz çizgi, normal yıldız dediğimiz şeyi temsil ediyor. Beyaz Cüceler ve Kırmızı Devler, H-R diyagramının tanımlamamıza yardımcı olduğu farklı yıldız sınıflarıdır. Dolayısıyla H-R diyagramı bize yıldızların boyutu (yarıçapı) hakkında bir şeyler söyleyebilir. Yakındaki yıldızlar, Ülker yıldız kümesi ve M3 yıldız kümesi için H-R diyagramlarının hepsinin farklı olması, bu yıldız gruplarında bunu açıklayabilecek başka farklılıklar aramamıza neden oluyor. Farkın şu olduğu ortaya çıkıyor: yaş yıldızlardan. H-R diyagramı, yıldızların yaşlandıkça nasıl değiştikleri hakkında bir şeyler öğrenmemize yardımcı olacak. Yani bunun gerçekten çok güçlü bir diyagram olduğunu zaten görebilirsiniz.

Bildiğimiz tüm farklı yıldız türlerini içeren genel H-R diyagramına bir göz atalım.


Şekil 7.

Yatay eksen yine yıldızların rengini gösterir ve dikey eksen, güneş parlaklığı birimlerinde parlaklığı gösterir. Bu dikey parlaklık eksenindeki çentik işaretlerinin 10 kat fark olduğuna dikkat edin! 10 faktörüne denir büyüklük sırası . Dolayısıyla bu diyagramda aşağıdan yukarıya parlaklık aralığı çok büyüktür. Gökyüzündeki her yıldız bu diyagramda benzersiz bir yere yerleştirilebilir. Örneğin, Güneş 1 güneş parlaklığında (tanım gereği!) sarı bir yıldızdır, bu nedenle onu diyagramın merkezine yakın bir yerde bulabilirsiniz. Sağ alttan sol üste çapraz olarak uzanan "normal yıldız" çizgisine düşer. Bu denir Ana sıra . Çoğu yıldız bu çizgiye düşer.

yarıçap:
Geçen derste, bir yıldızın sıcaklığını ve uzaklığını bilirsek boyutunu belirleyebileceğimizi söylediğimizi hatırlayın. Görünüşe göre, Ana Dizideki kırmızı yıldızlar Güneş'ten daha küçüktür ve Ana Dizi boyunca daha sıcak (mavi) uca doğru gidildikçe yıldızlar büyür. Ana Dizideki Güneş'ten daha sıcak olan yıldızlar da Güneş'ten daha büyüktür. Bu nedenle, sıcak mavi yıldızlar iki nedenden dolayı daha parlaktır (ve bu nedenle bu şemada daha yüksek görünürler): daha sıcaktırlar ve sıcak nesneler soğuk nesnelerden daha parlaktır, ancak aynı zamanda daha büyüktürler. Aslında, sıcak bir yıldız yarıçapını değiştirmeden soğursa, parlaklığı düşer ve rengi daha kırmızı olur, böylece yukarıdaki diyagramdaki çapraz çizgileri takip ederdi. Diyagramın sol alt kısmındaki Beyaz Cücelerin bu sabit yarıçaplı çizgilerle paralel olduğuna dikkat edin. Bundan Beyaz Cücelerin soğumasını bekleyebiliriz, ancak yaşlandıkça aynı boyutta kalırlar ve haklı oluruz! Diğer yıldızlar da yaşamları boyunca ısınır veya soğur, ancak aynı zamanda boyutları da değişir, bu yüzden bu çizgileri takip etmezler.

Diyagramın Kırmızı Dev ve Kırmızı Süperdev kısımları, bu yıldızların yarıçaplarının Güneş'ten 30 ila birkaç yüz kat daha büyük olduğunu göstermektedir. Bir dahaki sefere bu tür yıldızların yaşlı olduğunu ve ömrünün sonuna yaklaşırken Güneş'in de şişeceğini ve kırmızı dev bir yıldız olacağını öğreneceğiz.

ömürler:
Ana Sıra boyunca zaman işaretleri olduğuna dikkat edin. Bunlar, orada bulunan yıldızların yaşamlarıdır. Güneş'in bulunduğu yerde, 1 güneş parlaklığına ve 6.000 K yüzey sıcaklığına sahip yıldızlar, yaklaşık 10 10 yıl veya 10 milyar yıl yaşarlar. Güneş'ten daha sıcak ve daha parlak yıldızlar daha kısa süre yaşarken, daha soğuk ve daha az parlak yıldızlar daha uzun süre yaşar. Bu mantıklı görünüyor, çünkü daha parlak yıldızlar daha yüksek oranda enerji yayıyor olmalı, bu yüzden hidrojen "yakıtlarını" daha hızlı tüketiyorlar. O ve B tipindeki en sıcak yıldızlar sadece 10 milyon yıl veya daha az yaşar! Güneş'in bu tür bir yıldız olmaması bizim için iyi bir şey, yoksa yaşamın Dünya'da gelişmesi için asla zamanı olmazdı.

Kitleler:
Ana Dizide gördüğümüz tüm kalıpları açıklayan tek bir parametre vardır ve bu da yıldızın kütlesidir. Bir yıldız 10 güneş kütleli bir buluttan gelişirse, B yıldızı olacak, yüzey sıcaklığı yaklaşık 20.000 K olacak, yaklaşık 10.000 Güneş parlaklığına sahip olacak ve sadece yaklaşık 20 milyon yıl yaşayacak. Yıldızın tüm bu özellikleri, başka hiçbir şeye çok az bağımlı olarak, bulutun ilk kütlesi tarafından belirlenir! Bu yüzden akılda tutulması gereken ana nokta budur. Ana Dizi, bir kütle dizisidir. Daha yüksek kütleli yıldızlar, Ana Dizinin sol üst ucunda yer alan yüzey sıcaklıklarına ve parlaklıklara sahip olacak ve daha düşük kütleli yıldızlar, onları sağ alt tarafa yerleştiren parametrelere sahip olacak.

Yıldız Sayısı ve Kütle:
Görünüşe göre, yüzlerce veya binlerce güneş kütlesinden oluşan dev bir gaz bulutu çökerek tek bir dev yıldız oluşturmayacak, aynı anda birkaç yerde (birkaç yoğun merkez) çökerek birçok yıldız oluşturacaktır. Tipik olarak, yalnızca birkaç yüksek kütleli yıldız oluşur ve daha düşük kütleli çeşitliliğin çoğu oluşur. Böyle bir bulut bir yıldız kümesi oluşturacaktır. Yaşam süresi farkı nedeniyle, genç bir kümeye bakarsak tüm yıldız kütlelerini görürüz, ancak eski bir kümeye bakarsak sadece daha küçük kütleli yıldızları görürüz. Neden? Çünkü yüksek kütleli yıldızlar zaten hayatlarını yaşayıp öldüler (yıldızların nasıl öldüklerini daha sonra tartışacağız). Genç Ülker kümesini (yukarıdaki şekil 2 ve 3) çok daha eski M3 kümesiyle (şekil 6 a ve b) karşılaştırın. Ülker'de birkaç çok parlak yıldız ve çok sayıda daha az parlak (düşük kütleli) yıldız vardır. M3 kümesi, ana dizide yalnızca daha sönük yıldızlara sahiptir. Ayrıca çok sayıda Kırmızı Dev var, ama bu başka bir hikaye. Çevremizdeki yıldızlara bakarsak (şekil 5), çok daha düşük kütleli yıldızlar görürüz. Dolayısıyla bugün galaksideki çoğu yıldız iki nedenden dolayı düşük kütleli yıldızlardır: 1) her bulutta düşük kütleli, yüksek kütleli yıldızlardan daha fazla doğar ve 2) düşük kütleli yıldızlar, yüksek kütleli yıldızlardan çok daha uzun yaşar. .

Ana Sıra Kapatma:
M3 kümesi HR diyagramına bakarsanız (şekil 6b), ana dizinin yalnızca kısmen sol üst tarafa uzandığını ve ardından yıldızların ana dizinin sağ üst köşesinde, Kırmızı Dev alanında göründüğünü görürsünüz. İK diyagramı. Bunun nedeni, yıldızların yaşlandıkça soğumaları (ki bu onları kırmızıya çevirir) ve büyürler (bu da onları daha parlak yapar), böylece aslında Kırmızı Devler olurlar. Farklı yaşlardaki birkaç küme için bir H-R diyagramına bakarsak, gördüğümüz şey şudur:
Şekil 8 Çift Küme h ve chi Persei gibi gerçekten genç kümeler, Ana Dizinin üst ucunda yüksek kütleli O yıldızlarına sahiptir. Ülker gibi daha eski kümeler, Ana Diziden yaşlanmaya başlayan B yıldızlarına sahiptir. Hyades, hatta tutucu, Ana Diziden ayrılan A yıldızlarına sahip olmaya başlıyor ve çok daha eski olan NGC 188, Ana Diziden ayrılan F yıldızlarına sahip. Ana Dizideki bu yaşlanmaya Ana Dizi Dönüşü denir ve bunu aslında kümelerin kaç yaşında olduğunu söylemek için kullanabiliriz. Galaksimizdeki en eski kümeler yaklaşık 14 milyar yaşındadır, bu da Evrenin kaç yaşında olduğunu bilmemizin bir yolu.


Radyasyon ve Sıcaklık

Bazı astronomik nesneler çoğunlukla kızılötesi radyasyon, diğerleri çoğunlukla görünür ışık ve yine de diğerleri çoğunlukla ultraviyole radyasyon yayar. Güneş, yıldızlar ve diğer yoğun astronomik nesnelerin yaydığı elektromanyetik radyasyonun türünü ne belirler? Cevap genellikle onların sıcaklık.

Mikroskobik düzeyde, doğadaki her şey hareket halindedir. Bir katı, sürekli titreşim halindeki moleküllerden ve atomlardan oluşur: yerlerinde ileri geri hareket ederler, ancak hareketleri gözlerimizin algılayamayacağı kadar küçüktür. Bir gaz, yüksek hızda serbestçe uçan, sürekli olarak birbirine çarpan ve çevredeki maddeyi bombalayan atomlardan ve/veya moleküllerden oluşur. Katı veya gaz ne kadar sıcaksa, moleküllerinin veya atomlarının hareketi o kadar hızlı olur. Dolayısıyla bir şeyin sıcaklığı, onu oluşturan parçacıkların ortalama hareket enerjisinin bir ölçüsüdür.

Mikroskobik düzeydeki bu hareket, Dünya ve evrendeki elektromanyetik radyasyonun çoğundan sorumludur. Atomlar ve moleküller hareket ederken ve çarpışırken veya yerlerinde titreşirken elektronları elektromanyetik radyasyon yayar. Bu radyasyonun özellikleri, bu atomların ve moleküllerin sıcaklığı ile belirlenir. Örneğin, sıcak bir malzemede, bireysel parçacıklar yerinde titreşir veya çarpışmalardan hızla hareket eder, bu nedenle yayılan dalgalar ortalama olarak daha enerjiktir. Ve daha yüksek enerji dalgalarının daha yüksek bir frekansa sahip olduğunu hatırlayın. Çok soğuk malzemede, parçacıklar düşük enerjili atomik ve moleküler hareketlere sahiptir ve bu nedenle daha düşük enerjili dalgalar üretir.


AccessScience Hakkında

AccessScience, mevcut en doğru ve güvenilir bilimsel bilgileri sağlar.

Bilimsel bilgiye açılan ödüllü bir kapı olarak tanınan AccessScience, özellikle öğrenciler için yazılmış yüksek kaliteli referans materyalleri içeren harika bir çevrimiçi kaynaktır. Katkıda bulunanlar arasında 10.000'den fazla yüksek nitelikli bilim insanı ve 46 Nobel Ödülü sahibi yer almaktadır.

8700'DEN FAZLA tüm önemli bilimsel disiplinleri kapsayan ve McGraw-Hill Bilim ve Teknoloji Ansiklopedisi ve McGraw-Hill Bilim ve Teknoloji Yıllığı

115.000-ARTI gelen tanımlar McGraw-Hill Bilimsel ve Teknik Terimler Sözlüğü

3000 önemli bilimsel şahsiyetlerin biyografileri

19.000'DEN FAZLA önemli konuları gösteren indirilebilir resimler ve animasyonlar

ETKİLEYİCİ VİDEOLAR ödüllü bilim adamlarının hayatını ve çalışmalarını vurgulayan

İLERİ ÇALIŞMA İÇİN ÖNERİLER ve öğrencileri daha derin bir anlayışa ve araştırmaya yönlendirmek için ek okumalar

KAYNAKLANABİLİR EDEBİYAT BAĞLANTILARI Öğrencilerin birincil bilgi kaynaklarını kullanarak bilgilerini genişletmelerine yardımcı olun


Alternatif İsimler ve Anlamları

  • Yale Bright Star Kataloğundaki yıldızın kimliği HR897'dir.
  • HIP13847, Hipparcos Yıldız Kataloğu'ndaki yıldızın referans adıdır.
  • Henry Draper kataloğundaki yıldızın kimliği HD18622'dir. Katalog, Amerikalı doktor tarafından başlatıldı ve yıllar içinde genişletildi.
  • Yıldız, Tycho-2 yıldız kataloğunda TYC-7563-1017-1 olarak kataloglanmıştır. Katalog 2 milyon yıldızı listeler ve ana sayfası E.S.A.
  • Gould yıldız tanımı, Amerikalı astronom Benjamin Apthorp Gould tarafından tasarlanan bir yıldızdır. Gould yıldızları ağırlıklı olarak Güney ve Ekvator takımyıldızlarında bulunur, ancak Bootes ve Orion gibi kuzey takımyıldızlarında da görünürler. Örneğin Ursa Major'da Gould işaretli yıldız yoktur.

Yıldızların Renkleri, Sıcaklıkları ve Spektral Türleri

Bu grafiği veya son derste kullandığımız etkileşimli kara cisim radyasyon göstericilerinden birini incelerseniz, kendinize bir yıldızın renginin yüzey sıcaklığının oldukça doğru bir ölçümünü sağladığını kanıtlayabilirsiniz. Örneğin, tayfın kırmızı kısmında 4500 K'lık bir kara cisim tepe noktaları, tayfın yeşil kısmında 6000 K'lık bir kara cisim ve tayfın mavi kısmında 7500 K'lık bir kara cisim.

Bir yıldızın tayfını ölçmek her zaman kolay değildir, ancak gökbilimciler genellikle bir yıldızın rengini makul bir şekilde kolayca ölçebilir. Bunun için teleskobun üzerine mavi bir filtre (B) yerleştirip yıldızı gözlemlerler. Daha sonra aynı yıldızı görsel (V) veya sarı filtre ile yeniden gözlemlerler. B filtresi, yıldızın parlaklığını mavi ışıkta ölçer ve V filtresi, yıldızın parlaklığını sarı ışıkta ölçer. Bu ikisi arasındaki fark, B-V, yıldızın rengidir. Aşağıdaki animasyon Frekansa karşı Yoğunluk grafiğini göstermektedir, V filtresine karşılık gelen frekans aralığını gösteren sarı bir bant ve B filtresi için frekans aralığını gösteren mavi bir bant vardır. Oynat düğmesine tıkladığınızda, farklı sıcaklıklardaki kara cisimleri temsil eden animasyonlu bir eğri görürsünüz ve bu iki filtre aracılığıyla farklı kara cisimler için B ve V ölçümlerini işaretler. Üç farklı sıcaklığa sahip üç farklı nesne için, en soğuk nesne için şuna dikkat edin: B yoğunluğu V yoğunluğundan daha küçüktür, daha sıcak nesne için: bunlar kabaca aynıdır ve en sıcak nesne için: B yoğunluğu daha büyüktür V yoğunluğundan daha fazla.

Ayrıca şu resme bakın: 47 Tucanae yıldız kümesinin Hubble Uzay Teleskobu görüntüsü. Gökbilimciler, farklı renkli filtrelerden (bu durumda, yakın kızılötesi, I, görsel, V ve ultraviyole, U) görüntüler aldı ve bu yıldızların bizim gördüğümüz renklerine yakın bir yaklaşıklık elde etmek için üç görüntüyü bir araya getirdi. kendi gözleri. Yıldızların çoğunun renginin benzer olduğunu söyleyebilirsiniz, ancak bazıları diğerlerinden çok daha kırmızı olarak öne çıkıyor. Bu kırmızı yıldızlar, kümedeki yıldızlar arasında en soğuk sıcaklıklara sahiptir.

Bir başka güzel örnek de, Berkeley'deki California Üniversitesi'ndeki öğrenciler tarafından çekilen Albireo'nun bu renkli görüntüsüdür. Çift yıldız sistemi Albireo'yu "Cal Star" olarak benimsediler çünkü iki yıldız (bir mavi ve bir sarı) okulun renkleriyle eşleşiyor. Bir kez daha bu yıldızların renklerinden mavi yıldızın sarı yıldızdan daha sıcak olduğunu biliyoruz, çünkü görünen rengi salmanın zirvesinin mavide olduğunu, diğer yıldızın zirvesinin ise sarı kısımda olduğunu gösteriyor. spektrum.

Daha fazla öğrenmek ister misiniz?

Hubblesite'de, "Hubble Görüntülerinde Rengin Anlamı" hakkında kapsamlı bir eğitimleri var. astronomlar tarafından astronomik nesnelerin rengini belirlemek için kullanılan filtrelerin bir tartışmasını içerir.

Ders 3'ten bir yıldızın tayfının değil absorpsiyon çizgilerinin varlığı nedeniyle gerçek bir kara cisim spektrumu. Farklı yıldızların tayflarında görünen soğurma çizgileri farklıdır ve tayf çizgilerinin görünümüne göre yıldızları farklı gruplara ayırabiliriz. 1900'lerin başında, Annie Jump Cannon adlı bir astronom, yüz binlerce yıldızın fotoğrafik spektrumlarını aldı ve onları tayf çizgilerine göre sınıflandırmaya başladı. Başlangıçta, farklı yıldız sınıflarını (A, B, C…) belirlemek için alfabenin harflerini kullanmaya başladı. Ancak, bazı sınıflar sonunda diğerleriyle birleştirildi ve tüm harfler kullanılmadı. Orijinal sınıflandırma şeması, spektral türleri sıralamak için hidrojen çizgilerinin gücünü kullandı. Yani, spektral A tipi en güçlü çizgilere sahipti, B A'dan biraz daha zayıf, C B'den biraz daha zayıf vb.

Daha fazla öğrenmek ister misiniz?

Hayatı ve işi hakkında daha fazla bilgi için Wellesley College'daki Annie Jump Cannon'ın ana sayfasını ziyaret edin.

Ders 3'ten, bir gazdaki elektronların soğurma çizgilerinin nedeni olduğunu hatırlayın - bir elektronun bir enerji seviyesinden daha yüksek bir enerji seviyesine atlamasına neden olacak doğru miktarda enerjiye sahip tüm fotonlar, gazdan geçerken emilirler. Spektrumun görünür kısmında gözlenen hidrojenden soğurma çizgilerine denir. Balmer serisive bir hidrojen atomundaki elektron 2. seviyeden 3. seviyeye, 2. seviyeden 4. seviyeye, 2. seviyeden 5. seviyeye vb. sıçradığında ortaya çıkarlar. Balmer çizgilerinin gücü (yani ne kadar absorpsiyona neden oldukları) bulutun sıcaklığına bağlıdır. Bulut çok sıcaksa, hidrojendeki elektronlar atomdan kopabilecekleri kadar çok enerji emerler. Buna "iyonizasyon" denir ve iyonize hidrojen, artık fotonları absorbe edecek bir elektronu kalmadığından absorpsiyon çizgileri oluşturamaz. Dolayısıyla, çok sıcak yıldızlar, hidrojenlerinin çoğu iyonize olduğundan zayıf Balmer serisi hidrojen hatlarına sahip olacaklardır. Bir elektronu daha düşük bir seviyeden daha yüksek bir seviyeye yükseltmek için enerji gerektiğini de hatırlayın. Dolayısıyla, gaz bulutu çok soğuksa, elektronların tümü en düşük enerji seviyesinde olacaktır (temel durum, seviye 1). Balmer serisi hatları elektronların zaten 2. seviyede olmasını gerektirdiğinden, gazda 2. seviyede hidrojen elektronu yoksa o gazın oluşturduğu Balmer serisi hidrojen hatları olmayacaktır. Bu nedenle, çok soğuk yıldızlar da zayıf Balmer serisi hidrojen hatlarına sahip olacaktır. Bu nedenle, en güçlü hidrojen çizgilerine sahip yıldızlar, sıcaklık dizisinin ortasında olmalıdır, çünkü atmosferleri hidrojenin elektronlarını 2. seviyede tutacak kadar sıcaktır, ancak hidrojenin iyonize olacağı kadar sıcak değildir.

Hidrojen tarafından soğurulmaya ilişkin bu teori, yıldız sınıflandırması üzerine yapılan çalışmaların çoğu tamamlanana kadar anlaşılamadı. Böylece, çizgilerin güçlerinin kökeninin sıcaklığa biraz bağımlı olduğu anlaşıldıktan sonra, yıldızlar için tayfsal sınıflar, dizinin başındaki en sıcak yıldızlar ve dizinin sonundaki en soğuk yıldızlar olacak şekilde yeniden sıralandı. Spektral tiplerin mevcut sırası:

Onlarca yıldır astronomi öğrencilerine şu sırayı hatırlamaları için bir anımsatıcı öğretildi: Ö Be bir Fben Girl (veya Guy), Kis Me!

Gökbilimciler her sınıfı 10 alt sınıfa bölerler; örneğin, bir G yıldızı G0, G1, G2 olabilir. G9. Güneşimiz bir G2 yıldızıdır.

Yukarıdaki şekilde, Kitt Peak / WIYN 0.9 metrelik teleskop tarafından gözlemlenen normal tayf tipine ve üç özel tayf tipine sahip on üç yıldızın tayfları sunulmaktadır. Yıldızlarda görünen tayf çizgilerinde iki belirgin eğilim görebilirsiniz:

  • O yıldızlarında çok az çizgi bulunurken, M yıldızlarında çok sayıda çizgi vardır.
  • Hidrojen çizgileri (A1 yıldızındaki en belirgin dört çizgi) B6 - F0 yıldızlarında en güçlüdür.

Bu tartışma hakkında özet bir yorum, tayf türleri sıcaklığa göre düzenlendiğinden, yıldızların kabaca renklerine göre sınıflandırılabileceğidir. Ayrıca, bir yıldızın görünen rengi size sıcaklığının bir ölçümünü verir, ancak daha doğru sınıflandırma genellikle yüksek kaliteli bir spektrum gerektirir.


Büyüklük Sırası Astrofizik

Büyüklük Düzeni Astrofizik, Andy Gould, David Weinberg, Jordi Miralda-Escude ve Chris Kochanek'in çeşitli ikili kombinasyonları tarafından öğretilen resmi olmayan bir derstir. için haftada bir toplanır.

90 dakika, Güz ve Kış Dönemi'nde ve tüm 1. ve 2. sınıf astronomi yüksek lisans öğrencileri alır.

Her zamanki biçimimiz bir soru sormak, sınıfa düşünmesi için bir iki dakika vermek, sonra bir şapkadan tahtaya gidip yazan birinin adını çizmektir. Yönetim kurulundaki kişi hem lider hem de yazar olarak hizmet etse de, sınıfın fikir ve önerilere katkıda bulunması beklenir. Sonra

20-30 dakika, yeni bir isim çiziyoruz, tahtadaki kişi kaydedilen ilerlemeyi özetliyor, önemli sonuçları tahtanın bir tarafına kaydediyor ve ardından yeni kişi devralıyor.

Aşağıda bugüne kadar ortaya koyduğumuz sorunların (çoğunun) bir listesi bulunmaktadır. Zorluk açısından büyük farklılıklar gösterirler ve bazıları diğerlerinden daha açık uçludur. Listelenen sorular başlangıç ​​soruları olsa da, sınıf ilerledikçe genellikle daha fazla spesifikasyon veya ek bilgi gerektirirler. Genelde sınıf başına bir problem çözüyoruz.

Bu soru listesini eğlenceli ve belki de faydalı bulacağınızı umuyoruz (örneğin, başka bir kurumda böyle bir kurs almayı düşünüyorsanız). Diğer iyi büyüklükteki problemlerin önerilerini memnuniyetle karşılıyoruz.

Yakındaki galaksilerin düzgün dönüşü gözlemlenebilir mi?

Düşmanca olmayan bir uzaylı, güneşteki tüm gazı 0,01 derece Kelvin'e soğutmak (ve orada tutmak) için ileri teknoloji kullanır. Güneşin batması ne kadar sürer? Kara deliğe mi çöküyor? Değilse, hangi yarıçapta durur?

Eski bir yıldız popülasyonundan gelen ışığın ne kadarı ana dizi yıldızlarından geliyor?

Evrenin parlaklık yoğunluğuna hangi galaksiler hakimdir? Düşük parlaklığa sahip gökadaların kütle yoğunluğuna hakim olması için hangi M/L eğilimi gerekir?

Eski bir disk beyaz cücenin iç sıcaklığı nedir?

Bir gaz topu yerçekimi altında çökerek güneşi oluşturur. Hangi sıcaklığa ısıtılır?

Bir V vs. V-I renk-büyüklük diyagramındaki beyaz cüce dizisinin eğimi nedir? Bu ana diziden daha dik mi yoksa daha sığ mı?

Güneş gibi bir yıldız, nükleer füzyona uğramamaları dışında tam olarak hidrojen ve helyum gibi olan phidrojen ve felyumdan yapılmıştır. Yıldızın parlaklığı nedir? Parlaklığının ve yarıçapının değiştiği zaman ölçeği nedir?

Tip Ia süpernovanın kinetik, optik ve nötrino enerjisi nedir?

Astrometrik yalpalama ile güneş dışı gezegenleri tespit etmek için hangi doğruluk gereklidir? Doppler kayması ile mi?

Aktif galaktik çekirdeklerden nötrinoları tespit etmek için ne kadar büyük bir dedektör gereklidir?

Ufuk sorununu çözmek için kaç e-kat enflasyon gerekiyor?

h (=H_0/100 km/s/Mpc) değeri, galaksi kütleleri tahminlerine, galaksi kütle-ışık oranlarına ve Omega'nın dinamik tahminlerine nasıl girer?

Kozmik mikrodalga fonundaki enerji yıldızlar tarafından üretilmiş olabilir mi? (Bir kısıtlama olarak metalikliği kullanın.)

Küresel bir kümenin kendi kendine merceklenmeye göre optik derinliği nedir?

Bir galaksinin kütlesini, dairesel hız v_c olan bir izotermal karanlık hale içinde bir Hubble zamanında gaz soğutmasından oluştuğunu varsayarak hesaplayın.

Bremmstrahlung emisyonunun alpha^3 bağımlılığını türet.

Uygun bir hareket araştırmasında beyaz cüceleri nasıl buluyorsunuz?

Aşırı saçılma olaylarına kendi kendine yerçekimi yapan nötr bulutlar neden oluyorsa, bu bulutların muhtemelen karanlık maddenin önemli bir kısmı olduğunu gösterin.
[Walker & Wardle'a dayalı, astro-ph/9802111]

Küresel küme mesafe ölçeği, 30 yörünge HST zamanı ve uygun destekleyici yer tabanlı gözlemlerle geometrik yöntemler kullanılarak ne kadar doğru bir şekilde belirlenebilir?

Güneşin yaşamı boyunca yaydığı nötrinoların sayısının, bir Tip II süpernova tarafından yayılan nötrinoların sayısına oranı nedir?

Yapının, bir başlangıç ​​dalgalanma güç spektrumu P(k) ile bir Omega=1 kozmolojisinde kütleçekimsel kümelenme ile büyüdüğünü varsayalım.

k^n. Halo kütle fonksiyonu t_1 zamanında phi_1(M) ise, t_2 zamanında halo kütle fonksiyonu phi_2(M) nedir?

Keck'ten K-bandında kırınım sınırlı benek görüntüleme ile, yıldızların Galaktik Merkez kara deliği etrafındaki yörüngesini haritalamak ve böylece Galaktik Merkeze olan uzaklığı belirlemek için kaç yıllık gözlem gerekli olacaktır?

Your starship accidentally gets transported into the middle of a globular cluster, and you have no control over the motion of the ship it will continue in a straight line until you escape the cluster, unless you run into a star first. In order to assess your odds of escaping, you transport a lump of coal with an attached thermometer into empty space. The temperature of the lump of coal drops rapidly at first, then more slowly, asymptoting at a temperature of 25K. What are your odds of escaping the cluster without hitting a star?

The central surface brightness of a globular cluster is 17 mag/arcsec^2. What is the covering fraction of stars?

A globular cluster has 10^5 stars and a 1-d velocity dispersion of 5 km/s. What is the covering fraction of stars?

In the intergalactic medium of a group with line-of-sight velocity dispersion of 200 km/s, what are the lightest atoms that will not be fully ionized?

The Space Interferometry Mission (SIM) will require a grid of about 4000 stars over the sky, brighter than 12th magnitude, that are astrometrically stable to an accuracy of 4 micro-arcseconds over the five-year mission (i.e., their motions can be described by annual parallax and straight-line proper motions to within 4 micro-arcseconds). What type of stars should be used for the SIM grid?

What is the minimum black hole mass for a quasar of luminosity L? How long does it take to form such a black hole by accretion, if the radiative efficiency is epsilon? What quasar lifetime can be inferred by comparing the black hole population in present day galaxies to the peak space density of high-z quasars?
[Based on Richstone et al., astro-ph/9810378]

How big is a meteor that produces a shooting star of apparent magnitude -6?
[Suggested by H.-W. Rix.]

You observe an elliptical galaxy in 2" seeing. At a radius where the mean surface brightness is mu = 19 mag/arcsec^2, the rms fluctuations about the mean surface brightness are Deltamu = 0.01 mag/arcsec^2. What is the distance of the galaxy?

Two identical twins, with identical, perfectly accurate, initially synchronized watches, travel from Columbus to Los Angeles. One of them takes an airplane, the other one walks. When they meet up in Los Angeles, what is the difference in time between their watches?

Suppose that instead of flying, the first twin also walks (and rows) to Los Angeles, but goes around the world in the long direction. What is the difference between the watches in this case?

In hydrodynamic simulations of structure in the high-redshift (z

2-4) universe, the diffuse, photoionized, intergalactic gas with density less than about 10 times the cosmic mean exhibits a tight correlation between density and temperature. Long after the gas has been reionized, this relation approaches a power-law, T propto rho^alpha. What is the value of alpha?

The main interferometer of the Space Interferometry Mission will consist of two mirrors, each

0.3m in diameter, separated by

10m. (SIM contains other mirrors as well, but they are used for other purposes, like alignment.) What will the point-spread function of SIM look like? How accurately can SIM measure the position of a 12th-magnitude star in a 60-second exposure?

An evolving brown dwarf (with mass below the 0.08 M_sun limit for igniting steady hydrogen fusion) follows a track of approximately constant surface temperature T in an HR diagram. Taking this surface temperature as given, derive a formula for the luminosity of a brown dwarf as a function of mass and time. When necessary, you can assume that deuterium will be fused to helium-3 at a temperature of

10^6 K how long does the deuterium burning phase last? (Recall that brown dwarfs are fully convective.)

It has been proposed that the dark matter is made of superheavy charged particles, with mass

10^6 GeV: CHIMPS. Suppose that CHIMPS captured by the envelope of a massive red giant accumulate in the post-supernova neutron star. Describe the subsequent evolution of the CHIMP population.

(See Gould 1990, Phys Lett B, 238, 337)

Consider a star near the Chandrasekhar mass limit, in which particles of mass m_1 are supported by the degeneracy pressure of particles (similar in number) of mass m_2. (E.g., for a carbon white dwarf, m_1 is the mass of a carbon nucleus and m_2 is the mass of an electron for a neutron star m_1 and m_2 are both the mass of a neutron.) At an order-of-magnitude (not factor-of-two) level, show that the number of particles in the star is N_p

(m_pl/m_1)^3, where m_pl is the Planck mass. At the same level of approximation, estimate the radius of the star. Why do neutron stars and white dwarfs have similar masses but radically different radii? Show that if m_1=m_2 (as in a neutron star), a Chandrasekhar-mass object is always near the border of collapse to a black hole.

What is the best observational upper limit that Isaac Newton could have put on the amount of uniformly distributed dark matter within the earth's orbit, if he had considered this an issue worth his attention?

A supernova of energy E explodes in a medium of density rho. What is the radius R of the supernova blast wave as a function of time t? What are the conditions required for your solution to be valid? Now suppose that energy E is released at time t_i in an expanding universe, with Omega=1. What is R(t) once t>>t_i? How much blast energy would be required to "blow a bubble" of radius 10 Mpc, comparable to the size of garden-variety cosmic voids? What is the efficiency E/Mc^2 required to create a cosmic void of radius R? Do the energetic requirements for creating large scale structure by explosions seem reasonable or unreasonable?

An elliptical galaxy with a stellar velocity dispersion of 200 km/s and a supermassive central black hole (

1e9 Msun) merges with a smaller elliptical galaxy with a smaller supermassive black hole (

1e8 Msun). The smaller supermassive black hole is dragged in towards the center of the larger galaxy by dynamical friction. Do the two black holes get close enough to radiate away their remaining orbital energy in gravity waves, or does the process of bringing them together by dynamical friction get hung up at some larger radius? If it does get hung up, at what radius does this happen, and why?

Calculate, from first principles, the radius and luminosity of a 2 solar mass, main sequence star. (No scaling to the sun, no empirical mass-luminosity relations, etc.) You can assume that the dominant opacity source is Thomson scattering by free electrons. Approximate the temperature dependence of CNO nuclear energy generation as zero below T = 2 x 10 7 K and extremely steep above this temperature.

A "soft" binary in a star cluster is a gravitationally bound binary whose orbital speed is smaller than the cluster's velocity dispersion. According to "Heggie's Law," hard binaries in a star cluster get harder, and soft binaries get softer and eventually get disrupted this behavior is a consequence of the negative specific heat of a self-gravitating system. (A system with positive specific heat, by constrast, evolves towards a state in which all degrees of freedom have energy kT/2.)

How many soft binaries are there in a globular cluster (on average)?

Over the history of a typical galaxy, what is the ratio En/Eg of the amount of nuclear energy released to the amount of gravitational potential energy released?

How much U-235 is required to make an atomic bomb?

How much energy does it release, in kilotons?

Why was the yield of the Hiroshima bomb (20 kilotons) so low?

Observations of X-ray emission and the Sunyaev-Zel'dovich effect (distortion of the cosmic microwave background spectrum by electron scattering) from a cluster of galaxies can be used to determine the distance to the cluster, and hence to measure the Hubble constant. Nasıl? What are the implicit assumptions of this approach, and how would the breakdown of these assumptions influence the result?

The Luyten proper motion survey covered 2/3 of the sky to a magnitude limit V=18 and detected all objects with proper motion 0.2 "/yr 2 . If the Galactic halo contains a population of old white dwarfs, which of these surveys is more sensitive for detecting them, and by what factor?

In 1994, VLBI studies of the source GRS 1915+105 showed a blob of radio emission that moved 0.5" in 4 weeks. The distance to GRS 1915+105 is 12 kpc. What is the minimum possible space velocity of this moving blob? If the blob has mass m, how much energy was required to accelerate it to this velocity?

(See Mirabel & Rodriguez 1998, Nature, 392)

The FAME (Full-Sky Astrometric Mapping Explorer) satellite mission is expected to last 2.5-5 years and to have an astrometric precision of roughly 17, 60, and 150 micro-arcseconds respectively for sources with apparent magnitudes V = 9, 12, and 15. How many extra-solar planets will FAME find?

A cloud of primordial composition (hydrogen/helium) gas collapses to form a disk galaxy like the Milky Way. In order to do so, the gas must dissipate energy by radiative cooling. How much cooling radiation is released during this galaxy formation process, and at what wavelengths is it released?

A planet has a ring composed of chunks of ice a few meters in size. The ring has radius r and orbital period P. It is very flat, with vertical thickness h much smaller than radius r, and it is very thin in the radial direction, with radial range delta-r=fr much smaller than r. The optical depth of the ring is tau. If the central planet is the only significant source of gravitational forces, how long can the ring remain this thin?

Evaluate the result for the parameters r=10 10 cm, P=10 4 s, f=0.01, tau=10, h=10 4 cm.

Roughly a dozen Kuiper Belt Objects (KBOs) have been found in searches for distant supernova, which are sensitive to about 22nd magnitude. From this information, and the fact that the first KBO was discovered by Tombaugh in 1930, estimate the logarithmic slope of the KBO mass function and the total mass of the Kuiper Belt.

What is the angular size of the first acoustic peak in the cosmic microwave background anisotropy power spectrum? Assume an Omega_m=1 universe with very small Omega_b.

How big does Omega_b have to be to have a significant effect on the result? How does the result change if Omega_m

What observational constraints can be placed on the amount of solid material (not dust, but chunks of rock or ice) ejected by a typical stellar system over its lifetime? Focus first on the size scale R

10 km, then consider other sizes.

A 15 solar mass, main sequence, Population II star with metallicity Z=10 -4 has a luminosity 10 4.4 LGüneş and an effective surface temperature of 10 4.6 K. What are the luminosity and surface temperature of a 15 solar mass, main sequence, Population III star? What are the implications of this result for ionization of the intergalactic medium?

Assume that the Population III star has a core metallicity of Z=10 -10 (it can enrich itself to this metallicity through triple-alpha reactions even if it starts with no metals) and that both the Pop II and Pop III stars generate most of their energy by the CNO cycle, whose efficiency is approximately proportional to T 12 in the relevant temperature range.

(See Tumlinson & Shull 2000, ApJ 528, L65.)

A black hole of mass M accretes gas at a rate Mdot. The gas forms a geometrically thin, optically thick, steady-state accretion disk. What is the total luminosity of the disk? What is the radial temperature profile? What is the frequency distribution of the emitted radiation?

Do the tidal interactions between the moon and the earth make the moon's orbit more eccentric over time or more circular? What about Triton (which has a retrograde orbit around Neptune)? For Io, resonance with Europa tends to make the orbit more elliptical, but the orbit is nonetheless very close to circular. Why are Io-Jupiter tidal interactions very different from earth-moon interactions, and what is the effect on Io?

Using the virial theorem, describe the behavior of a spherical gas cloud as the pressure Pharici of the confining external medium is steadily increased. In a molecular cloud with T=10K, nH2=100 cm -3 , and velocity dispersion sigma=1 km/s, what is the characteristic mass of gravitationally unstable clumps?

What observational factors determine the accuracy of mass measurements from visual binaries and from eclipsing binaries? Nearly all mass determinations for high-mass stars are from eclipsing binaries, and nearly all mass determinations for low-mass stars are from visual binaries. Neden?

If you devoted a 1m telescope to searching for planets around G stars via transit detection, how many Jupiters could you find? How many Earths? What would be the main limitations for such a program?

What would be the radio surface brightness of a galaxy composed of a population of ``normal'' stars, with no interstellar medium? Which stars would dominate the radio emission?

Does a 15 solar mass star release more energy during its stellar lifetime or when it explodes as a supernova? Which form of energy release is likely to have more impact on the surrounding interstellar medium.

During the lifetime of the sun, what is the probability of having an encounter with another star close enough to perturb the earth from its orbit? What if the sun were in a globular cluster?

Analyses of X-ray observations of hot gas in galaxy clusters show that the gas is reasonably close to hydrostatic equilibrium based on its thermal pressure. Given this fact, derive an upper limit on the strength of intergalactic magnetic fields in the cores of galaxy clusters.

What fraction of the infrared photons emitted by a z=5.8 quasar make it to the earth?

If the earth were kicked out of the solar system by Jupiter and orbited on its own around the Galaxy, what would its surface temperature be?

An explosion of energy E goes off in the middle of a star with density profile rho(r)=rho_0(r/r_0) x for r>r_0. For what values of x does the resulting blast wave shock accelerate rather than slow down, at late times (when R >> r_0)? Assume that radiative losses are negligible.

By studying residuals about the Tully-Fisher relation, Courteau & Rix (1999, ApJ, 513, 561) find that partial(V)/partial(Rexp)|L -- the partial derivative of the disk rotation speed V (at 2.2 scale lengths) with respect to the exponential scale length Rexp for galaxies of fixed luminosity -- is -0.2 for unbarred, late-type spiral galaxies. If dark halos made a negligible contribution to V, what would this derivative be? What can one say about the relative contributions of disks and halos to the rotation velocity from the measured value?

The quantity lambda = J|E| 1/2 G -1 M -5/2 is a dimensionless measure of the angular momentum of a self-gravitating system. Suppose that a dark matter halo of radius R has lambda=0.05 (gravitational perturbation theory and numerical simulations imply this is a typical value acquired through tidal torques). If the baryons in the halo dissipate their energy while conserving their angular momentum, what will be the size of the resulting disk?

Suppose that the absolute magnitude of a white dwarf as a function of its age t is MV=F(t). If the initial mass function of a star cluster is a power law dN/dM = KM x , what is the white dwarf luminosity function dN/dMV of the cluster when the cluster age is t0?

The white dwarf cooling curves of Richer et al. (2000, ApJ, 529, 318) are very roughly described by MV = 17.5 + 0.3(tgyr-12), for tgyr (the age in Gyr) greater than 3. Sketch the white dwarf luminosity function of a globular cluster of age t0=12 Gyr, assuming x=-2.35 (a Salpeter IMF). What is the absolute magnitude of a white dwarf whose main sequence progenitor was twice the current turnoff mass?

What might one hope to learn about the slope of the IMF from the white dwarf luminosity functions of globular clusters?

What is the density profile rho(r) of a red giant envelope, in the range rş

A galaxy initially has a constant density core with all stars on nearly circular orbits. A black hole of mass MH grows in the middle of the galaxy on a timescale that is long compared to the central orbital time. What is the final density profile near the center of the galaxy?

If galaxies have central black holes of mass MH=1.5e8(sigma/300 km/s) 4 , what is the angular scale where this approximate calculation applies for a galaxy at 5 Mpc?

The star HD 209458 has a transiting planet with a period of 3.5 days. The extremely precise light curve allows determination of the start of the eclipse to a precision of a few minutes.

Suppose there is another planet in the system, at larger orbital radius, with an orbital plane inclined to that of the transiting planet by an angle i. What would be the period of precession of the transiting planet's orbit induced by the second planet? Would this effect be detectable?

A proto-star of radius R* and surface temperature T* is surrounded by an annulus of dust of total mass Md at orbital radius ad. What is the ratio of flux from the dust to flux from the star at wavelengths Lambda > Lambda* = hc/(kT*)?

What is the radius of the Oort comet cloud?

What is the bolometric mass-to-light ratio of a stellar population of age t > 1 Gyr, as a function of t?

What is the intensity of the cosmic background of Lyman-alpha radiation ``scattered'' fluorescently by the Lyman-alpha forest?

What is the mass of a black hole that evaporates via Hawking radiation over the age of the universe?

If the cross-section of the slow step of the proton-proton chain increased by a factor of 100, how would the luminosity, radius, and lifetime of the sun be different?

If the Kepler mission can detect transits of earth-like planets, can it detect (non-transiting) hot jupiters?

How long does it take a photon to escape from a 2-solar mass star? What are the implications of this result for the stellar mass-luminosity relation?

How does the luminosity of the giant branch change with time? How does it compare to the luminosity of the main sequence?

How old was the universe when deuterium formed?

The globular cluster M13 is barely visible as an extended blob to the naked eye in a dark site. If you traveled in a rocket at 10,000 km/s aimed at the edge of the cluster, what are the chances that you would hit a star on your way through? How does the answer change if your velocity is 100 km/s? 10 km/s?

Assume that the average metallicity of baryonic matter in the universe today is 1/10 solar. Predict the mean bolometric surface brightness of the extragalactic sky, in L_sun/Mpc^2/sr and in mag/arcsec^2.

How many stars are ejected from a globular cluster by interactions with binaries, over its lifetime?

Assume that the UV background is produced by quasars that have a space density 10 per square degree per unit redshift. What is the range of the proximity effect in the Lyman-alpha forest?

You observe an X-ray cluster and find that its spectrum implies a gas temperature kT=8 keV. The surface brightness profile is flat to a radius r0, then proportional to 1/r 3 out to radius R, with central intensity I0 = 3e-4 erg/s/sr/cm 2 , R=2.5 Mpc, and r0=0.1R. The Bremmstrahlung emissivity law is approximately Lambda=2.5e-23 sqrt(T/10 8 K) n 2 erg/cm 3 /s, where n is the hydrogen number density.

What is the cluster velocity dispersion? What is the cluster's total mass? What is the ratio of baryon mass to total mass? What is Omegam? What is the central cooling time?

Suppose that the value of G were larger by a factor of two. What would the luminosity and radius of the sun be?

You can use the observed scalings of main sequence stars, R

The WMAP team reports: Omega_baryon=0.045, Omega_matter=0.28, h=0.7, and an optical depth of 0.17 to Thomson scattering. At what redshift was the universe reionized?

The estimated bolometric surface brightness contributed by all AGN in the observable universe is I

4 nW/m^2/sr = 4e-6 erg/s/cm^2/sr. Predict the present day density (in Msun/Mpc^3) of supermassive black holes.

What fraction of main sequence stars in a proper motion survey with limits mu=0.2"/yr, V=19, are halo stars? What fraction of the white dwarfs are halo stars?

A 1 solar mass star reaches the main sequence turnoff with a 0.1 solar mass helium core. During the subsequent red giant evolution, what fraction of the energy is produced by hydrogen fusion, what fraction by helium fusion, and what fraction by gravitational contraction?

If a 15 solar mass star ejects 3 solar masses of metals and explodes as a Type II supernova, what is the ratio of its gravitational energy release to its nuclear energy release over its lifetime (including the supernova)?

What is the lowest mass (non-transiting) planet that could be detected by 3 years of dedicated 1-meter telescope observations of a V=8 mag eclipsing binary with a 1-day period?

How many Type Ia supernovae at z=0.5 are needed to distinguish dark energy with an equation of state parameter w=-0.9 from a true cosmological constant (w=-1)?

Assume a flat universe with Omega_m=1/3 and that Type Ia supernovae have an rms dispersion of 0.1 magnitude in peak luminosity. We would like a 3-sigma detection of the difference.

The minimum mass solar nebula has a surface density profile of solid material Sigma

30 g/cm^2 (a/1 AU)^<-3/2>. How long does it take a "planetary embryo" of mass M

10^ <25>g to double in mass at a = 1, 5, and 20 AU?

Assume solid material has rho = 1 g/cm^3 and approximate pi=1.

Assume that the first star in some large region of the universe forms in a halo of 10^6 Msun at z

20 containing 2e5 Msun of baryons, and that the star has a mass of 100 Msun. The halo initially has a profile rho

r^ <-2>within the virial radius of 170 pc (giving it a mean baryon number density of 0.3 cm^<-3>). Will this star alone be able to ionize the gas in its halo and emit its ionizing photons to the intergalactic medium, assuming no other stars form in the vicinity during the star's lifetime?

Give an upper limit for the mean mass of comets that have been ejected by G stars in the Milky Way.

What is the ratio of this limit to the mass of objects in the Kuiper Belt?

How long until the Earth "stops rotating" (more precisely, becomes tidally locked with the Moon)?

What can be done to stop it?

Imagine we could resolve the angular size of a Gamma-ray burst occurring at redshift z, where the angular diameter distance is D_a(z). If the fireball that is responsible for emitting the gamma-rays or the optical afterglow which we may be resolving is moving out from the central engine with a bulk velocity v, what is the apparent angular motion of expansion of the emitting source we would observe?

You discover an object in the ecliptic, at opposition, moving with angular speed of 1.4 arc-seconds per hour, with apparent visual magnitude of 18.8. What is its distance from the Sun, and what is a lower limit to its size?
Hint: it is beyond Pluto.

Suppose the Milky Way dark matter consists of black holes with mass M less than Msun. At what values of M (if any) would one of these black holes have a noticeable effect if it were to hit the Sun?

Consider a gravitational potential of the form Psi = - GM/(r-rg). What is the innermost stable circular orbit in such a potential?

If a parcel of gas of mass Delta-M spirals in to 3rg as part of a thin viscous accretion disk, then spirals from 3rg into the event horizon with no further interactions, how much radiation does it emit?

A proto-star is surrounded by an annulus of dust of total mass Md at radius ad. If the stellar ratius and surface temperature are R* and T*:
What is the temperature of the dust?
What is the ratio of flux from the dust to flux from the star at wavelengths lambda > lambda* = hc / kT*?

Can you detect the acceleration of a pulsar by the gravitational field of a globular cluster?

At what mass does a moon become spherical?

How many core-collapse supernovae can the LBT find per square degree?

How far away can Keck detect Jupiter-like extra-solar planets?

If the star formation history of the Universe had been different, would it be possible for the brightness of the sky at night to equal the brightness of our observed daytime sky?

1. You observe the central regions of a nearby galaxy with an X-ray telescope, whose effective area is A_< m eff>. The galaxy distance is d, and your exposure time is t = 1 ksec. The X-ray photons are counted in pixels, which are large compared to the telescope PSF. You collect an average of 100 counts per pixel, and there are no systematic trends across your field of view. However, the standard deviation from pixel to pixel is 20 counts. If the X-ray photons are produced by a population of sources each with luminosity L, what is L in photons/sec?

2. With a t=10 ksec Chandra exposure, you detect N_gamma=100 distributed over an area in the Galactic plane, but because of Chandra's high angular resolution you can definitively say that no two of these photons came from the same source. Assuming that the photons are produced by sources of luminosity L that are all at essentially the same distance d, what limit can you put on the value of L, at 95% confidence?

What is the gravitational microlensing optical depth of a self-gravitating stellar system? What is the typical timescale of events? What is the event rate (per source star)? What is the planetary microlensing event rate (per source star)? What is the total planet event rate? How many planets could be detected given reasonable resources?

1. A mass of gas is converted into stars with a Salpeter IMF, dN/dM

M -x with x=2.4, truncated at a minimum mass Mdk=0.1MGüneş. After 10 Gyr, what fraction of this mass has been "recycled" to the interstellar medium?

2. What is the mass of metals ejected by this population, relative to the mass that is locked up in main sequence stars and stellar remnants? This ratio is called the yield, y. Estimate (very roughly) the yield from Type II Sne, then guess at the relative importance of other processes.

3. Suppose that this population of stars forms from initially primoridal gas (zero metallicity) and that recycled gas is formed into new stars. What is the gas phase metallicity Z at the time that the gas fraction (gas mass / total mass) has fallen to Mg/M0=0.1? Assume that no gas enters or leaves the system (the "closed box" model) and make the "instantaneous recycling" approximation that mass and metals are ejected as soon as stars form, with no time delay.

1. The formula for the Einstein angular radius for a mass M is
heta_e = sqrt[(4Gm/c 2 ) (DLS/DLDS)].
What is the Einstein angular radius of a 10 15 Msun cluster at z=0.1, lensing background galaxies at z=0.2? How does this compare to the angular size of the cluster, assuming it has a 2 Mpc physical radius?

2. A source at an angular distance x heta_e from a point lens is deflected to an apparent angular distance x_1 heta_e where
x_1 = f(x) = [sqrt(x 2 +4)+x]/2,
where heta_e is the Einstein ring radius. Consider a circular galaxy whose center is x heta_e from the cluster center and whose angular radius is r heta_e. What is the axis ratio of the lensed galaxy?

3. How many background galaxies per square arcminute are required to measure the cluster mass with a signal-to-noise ratio of 5:1?

Detecting Gravity Waves from Black Hole Binaries

A binary supermassive black hole in another galaxy has an orbital period of one year. Out to what distance D could the gravitational radiation from this binary be detected with a timing array of 100 millisecond pulsars? (Consider just a 1-sigma detection threshold, and assume that average pulse arrival times can be measured to a precision of 1 microsecond.)

The Transverse Proximity Effect

You observe a quasar Q2 with redshift z

3 at a transverse distance r from the line of sight to a background quasar Q1. You obtain a high resolution spectrum of Q1 and measure the Lya forest. What is the expected (specifically, the median) value of the Lya optical depth at the redshift of Q2, relative to the median value tau-med-u in randomly selected selected pixels (not near foreground quasars) at this redshift?
Case 1: Assume that quasars live in random environments.
Case 2: Estimate the effect of quasar environment assuming that the correlation length of quasars is the same as the present day correlation length of dark matter.

SIM Sensitivity to Long-Period Planets

1. What is the lowest mass planet that SIM can detect at 5-sigma significance from 25 1-d measurements in each direction, each of 1 micro-arcsec precision, assuming a face-on circular orbit and a period P less than Delta-t, where Delta-t is the (10-yr) mission lifetime?

2. What if P is much greater than Delta-t?

The Tully-Fisher Relation and Its Residuals

Assume that disk galaxies form when a fraction m_d = M_d/M_h of the halo mass settles into an exponential disk of scale length R_d = lambda*R_h/2, where the mean density inside the halo radius R_h is 200*rho_crit and the halo density profile is that of a singular isothermal sphere. Take lambda = 0.03-0.12 with a median value of 0.06. What is the baryonic Tully-Fisher relation, V_2.2 vs. M_d, where V_2.2 is the disk rotation speed at 2.2 scale lengths, and what is the correlation between TF residual Delta V_2.2 and mass-radius residual Delta Log R_d?
Approximation 1: Ignore disk gravity entirely.
Approximation 2: Include disk self-gravity, but ignore the effect of the disk on the halo.
Approximation 3: Include a correction for the influence of baryons on the halo profile, assuming that dark matter particles are on circular orbits and that when the disk forms their orbits contract but preserve their angular momentum. Page maintained (sort of) by David Weinberg Updated: 2006 March 10[dhw]


The spots of Betelgeuse or Alpha Orionis

Betelgeuse (α Orionis) is a super cool red giant, one of the largest stars known, located 640 light years away in the constellation of Orion. Its radius is estimated at about 900 times solar, if Betelgeuse was the center of our solar system would extend between the orbit of Mars and Jupiter.
Betelgeuse is 600 al of the solar system and despite its huge diameter, it shines in our sky as a simple bright point, even in the most powerful telescopes. However, using a observational technique called interferometry (virtual reconstruction of a giant telescope from several large telescopes networked) in the infrared wavelength, astronomers from the Observatoire de Paris have managed to solve the surface of Betelgeuse and produce this image of the red supergiant. This amazing image reveals the presence of two huge bright spots like two giant convective bubbles rising from the depths of the supergiant. Unlike the spots that we can observe our sun, they are brilliant because they are warmer than the rest of the surface but colder than the surface of our Sun.

Also known as Alpha Orionis, Betelgeuse is about 600 light years from us.


An Explanation of the Hertzsprung-Russell Diagram in Astrophysics

The Hertzsprung-Russell diagram is a graph that is used for making stellar calculations. It gives the relationship between the luminosity of stars against their type and temperature.

The Hertzsprung-Russell diagram is a graph that is used for making stellar calculations. It gives the relationship between the luminosity of stars against their type and temperature.

Starry Fact

There are around 500 billion galaxies in the Universe, and each galaxy has about 400 billion stars. So, trying to count all the stars is probably not a great idea.

A graph is created in order to make some sense in the relation between the quantities that are being plotted on it. It can also be helpful to find out any trend in the relation of the quantities in question.

Would you like to write for us? Well, we're looking for good writers who want to spread the word. Get in touch with us and we'll talk.

Stars are classified into spectral types, based on their luminosity and effective temperature. The Hertzsprung-Russell diagram puts the luminosity, also known as the absolute magnitude of a star, against its effective temperature or color, and also its classification on basis of spectral type. Remember though, this diagram does not represent the actual location of stars.

Tarih

Astrophysicists have tried to find out and get an idea of stellar evolution and its life cycle. Harvard College Observatory had done large-scale surveys of stars. They were able to achieve spectral classification of the stars from the data gathered. This was know as the Henry Draper Catalogue. Antonia Maury had classified stars on the basis of the width of their spectral lines. The Hertzsprung-Russell diagram is helpful in the classification of stars based on their luminosity. This was a first such attempt at computation, since the stars were too distant to carry out any computation before space astronomy.

The Hertzsprung-Russell diagram is named after two astronomers, Danish astronomer Eijer Hertzsprung and American astronomer Henry Russell. This diagram is a result of the work carried out by both these astronomers independently. Hertzsprung had plotted the luminosity of a star against its color and effective temperature. This was done in 1911. In 1913, Russell plotted the luminosity of a star against its spectral class or classification. The resultant plot is the Hertzsprung-Russell diagram.

What Does the H-R Diagram Show?

The Hertzsprung-Russell diagram shows the graph of relation between luminosity or absolute value of a star with its classification (spectral type) and effective temperature (color) in Cartesian coordinates.

Hertzsprung-Russell Diagram Explained

During his experiments, Hertzsprung noted that the smaller proper motions was associated with stars which had narrow spectral lines. Proper motion is defined as the rate of angular change in position of a star with the time when observed from the center of mass of solar system. He did conclude that the greater luminosity of stars was related to narrow spectral density.

He estimated the absolute magnitudes of the stars, luminosity, by computing secular parallax. Parallax is the difference in the apparent position of the object when viewed along two different lines of sight. While, a secular parallax is the increase in the accuracy of the parallax measurements by making use of the longer baseline provided by the motion of the Sun.

There are several forms of H-R diagrams, and the nomenclature for them is not well-defined. The general layout has higher luminosity on top and higher surface temperature on the left. The spectral type or the classification is on the horizontal axis, and the luminosity or the absolute magnitude is on the vertical axis. The spectral type is a monotonic series classified in accordance to the stellar surface temperature. A monotonic function is a function that preserves the order of given function. In the modern version of the diagram, a color index replaces the spectral type. This is known as the Color Magnitude Diagram (CMD).

There is another version of the diagram which has effective surface temperature on one axis and luminosity on the other. This is a log-log plot. In this case, both the values are obtained from theoretical calculations of evolution of stars and the stellar structure. This is known as the Theoretical Hertzsprung-Russell diagram. Here, the temperatures are plotted from high to low. This helps in comparing the theoretical form with the observational one.

How to Read the H-R Diagram

Would you like to write for us? Well, we're looking for good writers who want to spread the word. Get in touch with us and we'll talk.

On plotting a Hertzsprung-Russell diagram, the region occupied by most stars in the diagram is along a line. This line is referred to as the main sequence. The second-most concentration of stars is along a horizontal branch. Our Sun lies somewhere at the middle of the graph. The Hertzsprung-Russell diagram can also be used to measure the distance of star clusters from the Earth.

Based on the position of a star on the H-R diagram, we can find out its luminosity, color, and spectral class. The luminosity of a star is represented on the vertical axis at the left, and it goes on increasing as we move towards top of the chart. From the vertical axis at the right, we get the intrinsic brightness (luminosity) of the star when compared to the Sun.

From the bottom horizontal axis, the spectral class of the star can be identified. whereas, from the horizontal axis at the top, we can identify the temperature of the star. We can determine the temperature of a star in general, based on its color. Stars will appear bluer as their temperature increases.

The Hertzsprung-Russell diagram is one of the most powerful and useful diagrams in astrophysics. Astronomers had speculated that this diagram might be able to demonstrate the radical changes that a star undergoes in its lifetime. However, in the 1930s, nuclear fusion was found to be the source behind stellar energy.