Astronomi

Halv-hovedakse i et binært stjernesystem

Halv-hovedakse i et binært stjernesystem


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.

Den semi-store akse -en her,

hvad repræsenterer det nøjagtigt? Påpeg det i billedet nedenfor.


Det er den semi-store akse i den relative bane, dvs. ellipsen, hvis hovedakse er summen af ​​de to hovedakser, og hvis fokus er i barycentre. I det væsentlige er dette som at fastgøre referencerammen ved barycentret og se på, hvordan stjernernes positionsvektorer ændres. Det vil vise sig (prøv at finde to kropsproblemer), at dette svarer til et objekt med reduceret masse $ mu = frac {m_1 * m_2} {m_1 + m_2} $ kredser om den med total masse.
Som uhoh påpegede, illustrerer dette billede semi-store akser: https://i.stack.imgur.com/298tF.png ">Del Forbedr dette svarredigeret 18. december 19 kl. 8:48svarede 15. december 19 kl. 22.11TosicTosic1,5878 sølvmærker19 bronzemærker

Halv-hovedakse i et binært stjernesystem - Astronomi

Der var to problemer med denne relation. For det første vidste Kepler ikke, hvordan det fungerede, han vidste bare, at det gjorde. For det andet fungerer forholdet ikke for objekter, der ikke kredser om solen, for eksempel månen, der kredser om jorden. Isaac Newton løste begge disse problemer med sin teori om tyngdekraften og opdagede, at masserne af de kredsende kroppe også spiller en rolle. Newton udviklede en mere generel form af det, der blev kaldt Keplers tredje lov, der kunne gælde for to objekter, der kredser om et fælles massecenter. Dette kaldes Newtons version af Keplers tredje lov:

Der skal bruges specielle enheder til at få denne ligning til at fungere. Hvis dataene ikke er angivet i de korrekte enheder, skal de konverteres.

Masserne skal måles i solmasser, hvor en solmasse er 1,99 X 10 33 gram eller 1,99 X 10 30 kg.

Den semi-hovedakse skal måles i astronomiske enheder, hvor 1 AU er 149.600.000 kilometer eller 93.000.000 miles.

Omløbsperioden skal måles i år, hvor 1 år er 365,25 dage.

Dette forhold har mange anvendelsesmuligheder: bestemmelse af massen på en planet ved at se på dens måne (r), studere binære stjernesystemer, selv bestemme massen af ​​galaksen!

Der er dog et problem med den måde, ligningen er skrevet ovenfor. Ofte er vi ikke i stand til med en høj grad af nøjagtighed at bestemme den gennemsnitlige afstand mellem f.eks. To binære stjerner. Vi skal bruge en modificeret version af NVK3L til meget fjerne objekter.

For at opnå denne ændring skal vi først introducere en ligning for hastighed, hvor hurtigt et objekt bevæger sig. Alle, der har kørt en bil, har stødt på formlen for hastighed. Speedometeret på en bil måler hastigheden i miles i timen eller kilometer i timen. Nu er kilometer eller kilometer måder at måle på afstand, timer er det, vi bruger til at måle tid, og & quotper & quot er en ordsignalering division. Derfor er formlen for hastighed

Hastighed = tilbagelagt distance / tid til at rejse

Hvordan har dette at gøre med NVK3L? Husk, at vores virkelige problem ofte er, at vi ikke kender den gennemsnitlige afstand mellem de to objekter, der kredser om hinanden. Mange gange kan vi kun tydeligt se et af de objekter, der kredser om! Men hastighed er noget, vi kan måle, så længe vi kan se en af ​​partnerne ved hjælp af Doppler-effekten.

Teknisk set måler vi det orbital hastighed af den synlige partner, som kan relateres til den afstand, den synlige partner har kørt i dens bane, og den tid det tager den synlige partner at kredser en gang. Den tid er simpelthen omløbsperioden P, som generelt er let at observere. Hvad vi normalt ikke ved, er afstanden, som den synlige partner, kaldet omkreds af banen. Denne omkreds er relateret til den gennemsnitlige afstand, A, med formlen

Omkreds = C = 2 (pi) A

Så hastighedsligningen bliver

Hastighed = V = C / P = 2 (pi) A / P

Husk, at vi kan beregne hastighed ved hjælp af Doppler-effekten. Vi kan let observere kredsløbstiden. Det er værdien af ​​A, der typisk er meget svært at finde. Så vi vender ligningen ovenfor rundt og løser A:

Vi kan nu tage denne værdi af A og tilslutte den til Newtons version af Keplers tredje lov for at få en ligning, der involverer kendte ting, som V og P:

M1 + M2 = V 3 P 3/2 3 (pi) 3 P 2

Hvad denne ligning dybest set fortæller os er, jo mere masse der er i et system, jo ​​hurtigere bevæger komponenterne i det system sig, når de kredser om hinanden. Vi bruger ikke denne mere komplicerede version af NVK3L til hjemmearbejdsberegninger, men vi bruger konceptet i vores diskussion af sorte huller.


Halv-hovedakse i et binært stjernesystem - Astronomi

Vi overvejede stabilitetsproblemet for planeter med begrænset masse i binære stjernesystemer. Vi valgte et kæmpe sæt indledende betingelser for planetbaner af S-typen for at udføre høj præcision og meget udvidet i tidsintegrationer. Til vores numeriske integrationer brugte vi brugen af ​​en 15. ordens integrationsplan (IAS15, tilgængelig inden for REBOUND-rammen), der giver en optimal løsning til langvarige tidsintegrationer. Vi estimerede sandsynligheden for forskellige typer ustabilitet: planetkollisioner med den primære eller sekundære stjerne eller planet skubbet væk fra det binære stjernesystem. Vi bekræfter og generaliserer til massive planeter afhængigheden af ​​den kritiske semi-hovedakse af excentricitet og masseforhold for den binære, der allerede er fundet af Holman og Wiegert (1999). Vi var også i stand til at vælge et betydeligt antal baner, der kun er `` marginalt '' stabile, ifølge klassificeringen indført af Musielak et al. (2005). En naturlig forlængelse af dette arbejde har været undersøgelsen af ​​virkningen af ​​forstyrrelser, der er induceret af cirkulerende planetbevægelse af en forbipasserende stjerne, som det ofte sker i en stjerneklynge. Et af målene med denne analyse er undersøgelsen af ​​muligheden for, at en planet, tidligere på en stabil S-type bane omkring en af ​​de to stjerner, kunne passere til en stabil P-type bane (eller vice versa). Vi udførte en serie på mere end 4500 spredningseksperimenter med forskellige indledende betingelser, der er typiske for møder i små stjerneklynger. Vi fandt nogle interessante opførsler af systemerne efter forstyrrelse og viste, hvordan en overgang fra en indre (S-type) stabil bane til en cirkumulator (P-type) (og omvendt) har en meget lav (men ikke nul) sandsynlighed.


Halv-hovedakse i et binært stjernesystem - Astronomi

I ti år er planeter omkring stjerner svarende til solen blevet opdaget, bekræftet, og deres egenskaber undersøgt. Planeter er fundet i en række miljøer, som man tidligere har troet var umulig. Resultaterne har revolutioneret den måde, hvorpå forskere forstår planet- og stjernedannelse og -udvikling og giver sammenhæng for Jordens og vores eget solsystems roller.

Over halvdelen af ​​stjernesystemerne indeholder mere end en stjernekomponent. På trods af dette er binære stjerner ofte undgået af programmer, der søger efter planeter. Opdagelse af kæmpe planeter i kompakte binære systemer ville indirekte undersøge tidsskalaerne for planetdannelse, en vigtig mængde til bestemmelse af, hvilke processer planeter dannes.

En ny observationsmetode er udviklet til at udføre differentiel astrometri med meget høj præcision på lyse binære stjerner med separationer i området [ca.] 0,1-1,0 buesekunder. Typiske målepræcisioner over en times integration er i størrelsesordenen 10 mikrobuesekunder (mas), hvilket gør det muligt for en at kigge efter forstyrrelser i den Keplerianske bane, der indikerer tilstedeværelsen af ​​yderligere komponenter til systemet.

Denne metode bruges som basis for et nyt program til at finde ekstrasolare planeter. Palomars astronomiske højpræcisionssøgning efter eksoplanetsystemer (FASER) er en søgning efter kæmpe planeter, der kredser om en stjerne i 50 binære systemer. Målet med denne søgning er at opdage eller udelukke planeter i de observerede systemer og dermed lægge grænser for enhver forbedring af planetdannelse i binære filer. Det bruges også til at måle de grundlæggende egenskaber for stjernerne, der omfatter det binære, såsom masser og afstande, der er nyttige til at begrænse stjernemodeller på 10-3 niveauet.

Denne metode til differentiel astrometri anvendes til tre-stjernesystemer. d Equulei er blandt de mest velundersøgte nærliggende binære stjernesystemer. Resultaterne af dens observation er blevet anvendt på en bred vifte af grundlæggende undersøgelser af binære systemer og stjerneastrofysik. FASES-data kombineres med tidligere offentliggjorte radiale hastighedsdata og andre tidligere offentliggjorte differentielle astrometrimålinger for at producere en kombineret model til systemets bane. Afstanden til systemet bestemmes inden for en tyvendedel af en parsec, og komponentmasserne bestemmes på niveauet med en procent.

k Pegasi er et velkendt, nærliggende tredobbelt stjernesystem bestående af et "bredt" par med halv-hovedakse 235 milli-buesekunder, hvoraf den ene komponent er en enkelt-linjes spektroskopisk binær (halv-hovedakse 2,5 milli- buesekunder). (Kopier fås udelukkende fra MIT Libraries, Rm. 14-0551, Cambridge, MA 02139- 4307. Ph. 617-253-5668 Fax 617-253-1690.) (Sammendrag forkortet af UMI.)


Jeg er forvirret på binære stjernesystemer. Jeg læste i min lærebog, at a = a1 + a2, som jeg mener betyder, at de to komponenter i det binære system kan betragtes som en ellipse med halv-hovedakse a. Jeg ser dog ikke ud til at omslutte mig omkring denne idé.

for binære stjerner er det meget simpelt, diagrammet får det til at virke lidt mere komplekst, end det er. Et binært system vil altid stort set se ud som denne gif eller som denne gif, der ligner mere dit diagram. Denne er lidt mere klar.

Antag at de to stjerner har masserne M1 og M2.

Lad r1 = afstand mellem stjerne 1 og COM [systemets massecenter].

Lad r2 = afstand mellem stjerne 2 og COM.

Center-of-Mass-formlen er r1M1 = r2M2.

Massecentret er altid tættere på den tungere stjerne.

Dette er ligesom to børn, der leger på en teeter-totter. Det tungere barn skal sidde tættere på drejepunktet end det lettere barn.

COM er usynlig, men dens position, hvis den samlede afstand mellem de to stjerner r = r1 + r2 er målt er r1 = r M2 / (M1 + M2)

I et binært system bevæger hver stjerne sig på en elliptisk sti.

COM sidder i fokus for begge ellipser.

Afstandene mellem hver stjerne og COM ændres med tiden, men r1M1 = r2M2.

Til enhver tid er stjernerne på hver sin side af COM, så de kolliderer aldrig.

Men dette er kun for næsten cirkulære baner. Hvis kredsløbet er elliptisk, vil det faktisk se ud som OPs diagram.

Jeg & # x27ve lavede en simulering af et binært stjernesystem, som faktisk er en komponent i et firdobbelt stjernesystem, men jeg tror, ​​at ved at observere banerne i HD 9800 Ba og Bb vil du få en idé om, hvordan binære stjernesystemer fungerer. Du kan også ændre den roterende referenceramme til en af ​​de to stjerner, hvilket gør det lettere at observere banernes form! Du finder denne kontrol ved at klikke på kamerafanen i menuen til højre.

Det er fantastisk. Jeg bliver ved med at blive svimmel, når jeg roder med masserne og ser alt opklare. Lavede du alle disse simuleringer selv?

Systemets nomenklatur får mig til at kaste op

Dit link er seriøst sejt!

Få Universal Sandbox 2. Det er ret billigt på damp, og du kan bygge alt, hvad du kan drømme om, og det & # x27s udover 1000'erne med forudindstillinger og 10.000 brugerbygninger. At kunne se det i bevægelse rydder dit hoved og hjælper dig med bedre at forstå ligningerne bag disse typer stjernesystemer.

Også udstationeret. USA er et rigtig godt værktøj til visualisering af planetariske systemer. Jeg bruger det til worldbuilding.

Det er lidt svært at visualisere, men i referencerammen for en af ​​komponenterne ser det ud til, at den anden befinder sig i en elliptisk bane omkring dem med a = a1 + a2. (Som fra jorden ser det ud til, at solen kredser om os.)

Dette er lidt af et dårligt diagram. Etiketterne er placeret på forvirrende steder

Jeg er ikke en astronom, men jeg ser på denne sub, og jeg har et nervøst sammenbrud, hvor jeg prøver at forestille mig planeterne, der kredser om disse stjerner. Dette er alt sammen fascinerende.

Er det fysik? Jeg & # x27m er ny inden for astronomi.

Ja, de to ellipser beskriver kredsløbene for hver stjerne i et binært system

Jeg er ikke sikker på, hvordan jeg bedst kan forklare dette, men det er værd at bemærke det hver bane er faktisk en kombination af bevægelsen af ​​to masser. Men når som helst to kroppe kredser om hinanden, er der kun nogensinde en unik & quotorbit & quot (selvom begge kroppe trækker to stier). Med det mener jeg, at orbitalcentriciteten er et tal, og den orbitale semi-major-akse er et tal (for at få den semi-major-akse i hver krop skal du vægte med de relative masser). Det kan synes fra disse to ellipser, at du kunne have forskellige excentriciteter og semi-store akser for hver tegnet ellipse, men på grund af Kepler love og bevarelse af energi ville de være fysisk umulige.

Så semi-hovedakse, excentricitet, argument om periasteron, omløbstid osv. Skal betragtes som egenskaber ved interaktionen mellem de to kroppe. I tilfældet med & quotbig masse - lille masse & quot er disse tal næsten identiske med dem, du ser, når du tegner en orbital sti af den mindre masse, men for lige store masser bliver orbitale parametre en slags & kvotemængde & quot-sti fra dem begge og mister deres direkte forbindelse til orbitale stier. Håber det hjælper.


Videnskabelige referencer og bidragydere

Links til videnskabelige artikler og andre datakilder

http://cdsads.u-strasbg.fr/abs/2014ApJ. 788. 2B
http://arxiv.org/abs/1307.6857
http://cdsbib.u-strasbg.fr/cgi-bin/cdsbib?2003yCat.2246. 0C
http://dx.doi.org/10.1088/0004-6256/141/6/179
http://phl.upr.edu/projects/habitable-exoplanets-catalog/data/database
http://adsabs.harvard.edu/abs/2015ApJ. 800..138N

Denne tabel viser alle links, der er relevante for dette særlige system. Bemærk, at dette kun er et resumé. Flere henvisninger til de videnskabelige publikationer og kommentarer kan findes i forpligtelsesmeddelelserne. For at se disse, gå over github eller klik her for direkte at gå til git-skyld-output fra dette system. I den venstre kolonne i output kan du se den meddelelse om forpligtelse, der svarer til hver parameter. Den viser også datoen for den sidste forpligtelse og den person, der foretager ændringerne. Inden for forpligtelsesmeddelelsen finder du et link til den videnskabelige publikation, hvor dataene er taget fra. Bemærk, at dette er en ny funktion, og at ikke alle systemparametre måske har en reference tilknyttet endnu. Hjælp med at forbedre dette katalog og bidrager med data eller referencer!

Åbn bidragsydere til Exoplanet Catalog

Bidragsyder E-mail Antal forpligtelser
Andrew Tribick ajtribick (at) googlemail.com 2
Cadenarmstrong cadenarmstrong (at) gmail.com 1
Hanno Rein hanno (at) hanno-rein.de 7
Marc-Antoine Martinod marc-antoine.martinod (at) ens-cachan.fr 3
Ryan Varley ryanjvarley (at) gmail.com 1

Denne tabel viser alle personer, der har bidraget til Open Exoplanet Catalog. Overvej at bidrage! Klik her for at finde ud af hvordan. Du kan også se alle forpligtelser, der bidrager til denne fil, på github.


Visuelle binære stjerner

Binære stjerner, der kan løses visuelt ved hjælp af et teleskop, kaldes visuelle binære filer. Denne betegnelse afhænger helt klart af det anvendte teleskops opløsningsevne, men giver en nyttig klassifikation. Denne klasse inkluderer det dramatiske eksempel på 61-Cygni i nærheden af ​​solen.

Binære baner kan bidrage til måling af masserne af forskellige slags stjerner, der vises i sådanne systemer. Fra måling af periode og semi-hovedakse for binærstjernernes bane kan summen af ​​stjernernes masser opnås, hvis afstanden til parret er kendt. Desuden, hvis kredsløbet for hver af stjernerne kan måles, kan de individuelle stjernemasser udledes. Keplers lov om perioder anvendes i denne analyse.


ALMA opdager binært stjernesystem med Polar Protoplanetary Disk

Astronomer, der bruger Atacama Large Millimeter / Sub-Millimeter Array (ALMA), har set det første eksempel på et binært system, der har vendt sin protoplanetariske disk til en position, der springer over de to stjernes orbitale plan. Opdagelsen er rapporteret i tidsskriftet Naturastronomi.

En kunstners indtryk af en visning af det binære stjernesystem HD 98800BaBb og den omgivende disk. Billedkredit: Mark Garlick, University of Warwick.

”Disker rig på gas og støv ses omkring næsten alle unge stjerner, og vi ved, at mindst en tredjedel af dem, der kredser om enkeltstjerner, danner planeter,” sagde holdleder Dr. Grant M. Kennedy, en astronom ved University of Warwick. , Storbritannien.

”Nogle af disse planeter ender med at være forkert justeret med stjernens centrifugering, så vi har spekuleret på, om en lignende ting muligvis er mulig for cirkulære planeter.”

”En slyngel af dynamikken betyder, at en såkaldt polær forkert justering skulle være mulig, men indtil nu havde vi ikke noget bevis for forkert justerede skiver, hvor disse planeter kunne dannes.”

Dr. Kennedy og kolleger brugte ALMA til at fastlægge orienteringen af ​​den protoplanetære ring af gas og støv i et binært stjernesystem kaldet HD 98800BaBb.

Dette stjernesystem er en del af HD 98800, et ungt firdobbelt stjernesystem omkring 146,4 lysår væk, og medlem af den 10 millioner år gamle TW Hydrae-forening.

HD 98800 består af to par binære filer & # 8212 kaldet 'A' og 'B' eller lige så 'AaAb' og 'BaBb' & # 8212 med halv-store akser på ca. 1 AU (astronomisk enhed), der selv kredser om hver anden med en semi-hovedakse på 54 AU.

En kunstners indtryk af udsigten fra en planet i HD 98800BaBb-systemet. Billedkredit: Mark Garlick, University of Warwick.

Dr. Kennedy og medforfattere var i stand til at fastslå, at HD 98800BaBb-ringen var i overensstemmelse med en perfekt polar bane.

Dette betyder, at mens HD 98800Ba og Bb kredser om hinanden i et plan, omgiver disken disse stjerner vinkelret på deres kredsløb.

"Det måske mest spændende ved denne opdagelse er, at disken viser nogle af de samme underskrifter, som vi tilskriver støvvækst i diske omkring enkeltstjerner," sagde Dr. Kennedy.

"Vi mener, at dette betyder, at planetdannelse i det mindste kan komme i gang i disse polære cirkulationsdiske."

"Hvis resten af ​​planets dannelsesproces kan ske, kan der være en hel befolkning med forkert justerede cirkulationsplaneter, som vi endnu ikke har fundet ud af, og ting som underlige sæsonvariationer at overveje."

Hvis der var en planet eller planetoid til stede ved den indvendige kant af HD 98800BaBb-støvringen, ville selve ringen fremstå fra overfladen som et bredt bånd, der stiger næsten vinkelret fra horisonten.

Den polære konfiguration betyder, at stjernerne ser ud til at bevæge sig ind og ud af diskplanet, hvilket giver objekter to skygger til tider.

Årstider på planeter i sådanne systemer ville også være forskellige. På jorden varierer de hele året, når vi kredser om solen. En polar cirkulatorisk planet ville have årstider, der også varierer, da forskellige breddegrader modtager mere eller mindre belysning i hele den binære bane.

”Vi plejede at tro, at andre solsystemer ville dannes ligesom vores, hvor planeterne alle kredsede i samme retning omkring en enkelt stjerne,” sagde teammedlem Dr. Daniel Price, en forsker ved Monash University, Australien.

”Men med de nye billeder ser vi en hvirvlende skive af gas og støv, der kredser omkring to stjerner. Det var ganske overraskende at også finde ud af, at disken kredser vinkelret på de to stjernes kredsløb. ”

”Utroligt så vi yderligere to stjerner, der kredsede om den disk. Så hvis der blev født planeter her, ville der være fire soler på himlen! ”

Grant M. Kennedy et al. En cirkulatorisk protoplanetær disk i en polær konfiguration. Naturastronomi, offentliggjort online 14. januar 2019 doi: 10.1038 / s41550-018-0667-x


Grundlæggende astronomisk terminologi

En binær stjerne er et dobbeltstjernesystem med kredsløbskredsløbskomponenter, der får tvillingestjernerne (såkaldt fordi de normalt dannes fra den samme interstellære sky) til at kredse om hinanden omkring et delt massecenter på grund af binærens 'gensidige tyngdekraft' system.

Aphelion & amp Perihelion

Aphelion / Perihelion er et objekts omløbspunkt (i afstand og tid) omkring en stjerne, hvor objektets afstand (på dets elliptiske bane) fra dets moderstjerne er længst / tættest. Udtrykkene apogee & amp perigee bruges i stedet, når der henvises til objekter, der kredser om jorden (fx månen) apoapsis & amp periapsis henviser til kredsløb omkring alle andre kroppe.

Astronomisk enhed

Dette er lidt mindre end den gennemsnitlige afstand fra jorden til solen, ca. 149.597.870,691 km eller omkring 93 millioner miles. Den semi-store akse mellem jorden og solen er større end en AU, fordi en astronomisk enhed er målestokken for en uforstyrret cirkulær bane. Hvis du kørte med 160 km / t hastighed, ville det tage mindst et århundrede at køre en afstand på en AU.

Modstand

En planet længere ude fra solen end Jorden er i opposition 180 grader fra solen, direkte på den modsatte side af jorden. En planet i opposition er nærmest og bedst synlig fra Jorden.

Precession

Precession er en cirkulær bevægelse omkring kroppens rotationsakse. Som et kæmpe gyroskop har Jorden en akse, der passerer gennem sine poler og foregår en gang hvert 27.700 år. Denne langsomme, men ensartede rotation omkring jordaksen skifter konstant koordinater på himmelkort. Rotationsaksen peger aldrig i samme retning på grund af lunisolære og planetariske præcessioner, hvilket får himmelskejævner til at glide mod vest.

Wane & amp voks

En aftagende måne henviser til tiden mellem den fulde og nye fase, en voksende måne henviser til en stigning i det oplyste månens overfladeareal.

Opdeling af himlen i konstellationer

Himlen (inklusive både den nordlige og den sydlige halvkugle) er opdelt i 88 konstellationer. En konstellation er en gruppe af stjerner, der normalt ligner en mytisk figur fra græsk eller arabisk folklore. Mange konstellationer er let genkendelige på himlen, f.eks. Orion. Disse konstellationer fungerer som vejledning til himlen, der gør det muligt for astronomer, både professionelle og amatører, at finde vej rundt om nattehimlen. Så konstellationerne tjener en praktisk funktion snarere end blot overfladiske mønstre.

Hver himmelregion er udpeget til en bestemt konstellation, dette letter den nuværende, om end ret gamle og ejendommelige metode til navngivning af stjerner. I astronomi navngives stjernerne efter deres lysstyrke (størrelsesorden) og tildelte græske bogstaver. For eksempel er den lyseste stjerne i stjernebilledet Cygnus - Svanen får navnet Alpha Cygni, den anden lyseste Beta Cygni og så videre, indtil en løber tør for græske bogstaver, det vil sige, så går den videre til romertal. Men dette er ikke en hård og hurtig regel. Nogle gange blev stjernerne navngivet ganske enkelt i rækkefølge fra den ene retning over konstellationen til den anden. Også stjerner har ændret lysstyrke, derfor vil du ikke altid finde den lyseste stjerne i en konstellation ved navn Alpha.

Mange af stjernerne har også almindelige navne, f.eks. Alpha Cygni er bedre kendt som Deneb. Et par af de mere berømte konstellationer er: Ursa Major - Bjørnen / Big Dipper, Orion - Hunter, Cassiopeia - W-formen og det sydlige kors.

Himmelsk koordinatsystem

Fra Jorden ser stjernebillederne ud til at være ramt på indersiden af ​​en hul kugle kendt som den himmelske kugle. Denne kugle ser ud til at rotere rundt om Jorden i øst-vest retning hver 24. time. Et gitter af linjer kendt som højre opstigning og deklination hjælper astronomer med at lokalisere stjerner på himmelsfæren, og stjernekort er en projektion af den imaginære sfære på en plan overflade.

Right Ascension (R.A.)

R.A. er et af de koordinater, der bruges til at lokalisere positioner på himmelsfæren. Linjer løber fra nord til syd himmelpol og ligner jordens længdelinjer, bortset fra at de måles i tidsenheder.

Deklinering (DEC.)

DEC. er et af de koordinater, der bruges til at lokalisere positioner på himmelsfæren, og det måles i grader. Linjer løber fra øst til vest og er knyttet til jordens breddegrader: stjerner på 0 & deg. December ligger f.eks. I samme plan som jordens ækvator.

Tilsyneladende størrelse

Dette er et mål for tilsyneladende lysstyrke, som er den synlige lysstyrke af et himmelobjekt, der observeres fra Jorden, afhængigt af både afstanden til objektet og dets faktiske eller ægte lysstyrke.

Absolut størrelse

er størrelsen (lysstyrke af synligt lys), som et himmelobjekt ville have, hvis det blev observeret i en standardafstand på 32,6 lysår (10 parsec). Den absolutte størrelse adskiller sig fra den tilsyneladende størrelse, hvilket er et mål for, hvor lyst et objekt ser ud for en observatør på Jorden.

Astronomer her på Jorden bruger tilsyneladende størrelsesorden. Jo lysere en stjerne er, jo lavere er dens størrelse, dvs. en stjerne med en styrke på 1,2 er lysere end en med mag. 3.0 og en stjernemag. -0,7 er lysere end en mag. -0.1. I det 18. århundrede blev forholdet mellem størrelsesorden fastlagt til 2,5 (2,5118865 for at være nøjagtig). Dette betyder, at en stjerne af en given størrelse er 2,5 gange lysere end en stjerne med en størrelsesorden dæmpet.

For at lære mere om terminologien forbundet med teleskoper, se venligst vores teleskopjargongguide.


For eksempel fra en afstand på 1pc er solen kun 0,0093 buesekunder i diameter.

  • Interferometri (enkeltstjerner)
  • Lunar Occultation (single stars)
  • Eclipsing binære filer (har brug for afstand)

Stellar Radii er indtil videre målt for ca. 600 stjerner. Det store antal sammenlignet med for få år siden skyldes fremskridt inden for teknikker som optisk interferometri. Vend tilbage til [Unit 1 Index | Astronomy 162 Startside] Opdateret: 2006 8. januar
Ophavsret - Richard W. Pogge, Alle rettigheder forbeholdes.


Se videoen: How To Convert Binary To Decimal (November 2022).