الفلك

لماذا تستخدم المرشحات الآلية المختلفة أنظمة أحجام مختلفة (Vega مقابل AB)؟

لماذا تستخدم المرشحات الآلية المختلفة أنظمة أحجام مختلفة (Vega مقابل AB)؟

لنفترض أنني أردت إنشاء توزيع طيفي للطاقة (SED) لجسم ما. افترض أيضًا أنني لاحظت هذا الكائن من خلال 9 مرشحات واسعة النطاق باستخدام Subaru Suprimecam (على سبيل المثال فقط) هنا: http://www.naoj.org/Observing/Instruments/SCam/sensitivity.html

كما يوضح البيان الموجود أسفل جدول مرشحات النطاق العريض ، فإن مرشحات Johnson-Cousins ​​(بأحرف كبيرة) موجودة في نظام حجم Vega بينما توجد مرشحات SDSS (أحرف صغيرة) على نظام مقدار AB. أنا أفهم ما هو هذين النظامين من حيث الحجم وكيفية التحويل بينهما.

سؤالي هو: ما الهدف من وجود مجموعتي المرشحات على أنظمة مقادير مختلفة ، أحدهما Vega والآخر AB؟ الأمر ليس كما لو كان مرشح Johnson-Cousins المعدات فيزيائيًا يحتوي على طيف Vega مدمج فيه ، أليس كذلك ...؟

إذا أجريت قياسًا ضوئيًا للفتحة على صورة I-band وصورة i-band ، فهل سيعيد أول واحد مقدار Vega للكائن والثاني سيعيد مقدار AB للكائن ، افتراضيًا؟ وإذا كنت أرغب في إجراء تركيب SED ، فأنا بحاجة إلى أن أكون متسقًا بحيث يجب أن تكون جميع نقاط البيانات الخاصة بي (حتى من التلسكوبات الأخرى) على نفس الحجم (على سبيل المثال ، تحويل مقدار I-band Vega إلى I- حجم النطاق AB)؟ (أو قم بهذا التحويل أولاً وفقط ومن بعد التحويل إلى وحدات التدفق عبر $ nu F _ { nu} $ أو $ lambda F _ { lambda} $).


أعتقد أن الأمر يتعلق إلى حد كبير بالصدفة التاريخية والقصور الذاتي ، ممزوجين بقدر معين من الذوق.

مقادير Vega هي النظام التقليدي ، بناءً على مدى سطوع النجم Vega داخل المرشح (+ استجابة الكاشف ، إلخ). تم تعريف أنظمة مرشح Johnson and Cousins ​​مرة أخرى في أوائل الخمسينيات من القرن الماضي عندما كانت مقادير Vega هي القيمة الافتراضية ، وكان من المفترض إلى حد ما إعادة إنتاج مقادير فوتوغرافية سابقة. تم اقتراح نظام AB بعد ذلك بقليل (الستينيات) وكان يستخدم في الأصل للقياس الضوئي ضيق النطاق والقياس الطيفي ، وليس القياس الضوئي واسع النطاق مثل Johnson-Cousins ​​والمرشحات المماثلة. تم تعريف بعض أنظمة التصفية الأكثر حداثة - مثل نظام مرشح SDSS - باستخدام AB بدلاً من ذلك ، لأن المنشئين يفضلونها.

بعض أنظمة التصفية لها كلا التعريفين. على سبيل المثال ، مرشحات الأشعة تحت الحمراء القريبة / المتوسطة لكاميرا IRAC الموجودة في تلسكوب سبيتزر الفضائي لها كلا التعريفين Vega و AB ؛ بعض الأوراق تستخدم واحدة ، وبعضها الآخر. (في بعض الأحيان الأوراق التي هي جزء من نفس المشروع ككل.)

إذا أجريت قياسًا ضوئيًا للفتحة على صورة I-band وصورة i-band ، فهل سيعيد أول واحد مقدار Vega للكائن والثاني سيعيد مقدار AB للكائن ، افتراضيًا؟

بشكل افتراضي ، لا. إجراء القياس الضوئي للفتحة يعني اختيار المعايرة: أي التحويل بين الأعداد المرصودة والمقادير. (قد يتم توفير مثل هذه المعايرة بالفعل في رأس الصورة ، على سبيل المثال ، من SDSS.) من الممكن بالتأكيد إجراء قياس ضوئي للفتحة على صورة I-band معايرة إلى i-band ، والعكس صحيح. لقد قمت في بعض الأحيان بأشياء مثل القياس الضوئي للفتحة ر-صور النطاق المعايرة ل ك-باند ، على الرغم من أنني بالتأكيد لم أكن أتوقع أن تكون الأمور دقيقة للغاية.

إذا كنت أرغب في إجراء تركيب SED ...

أعتقد أن الإجابة تعتمد على شكل نموذج SED الخاص بك. إذا كان SED الخاص بك لسبب ما بمقادير AB ، إذن ، نعم ، تريد تحويل جميع البيانات المرصودة إلى مقادير AB. من ناحية أخرى ، إذا كان نموذجك في وحدات تدفق ، فأنت تريد تحويل بياناتك إلى وحدات تدفق (إما Vega mag إلى وحدات تدفق أو AB mag إلى وحدات تدفق).


لماذا تستخدم المرشحات الآلية المختلفة أنظمة أحجام مختلفة (Vega مقابل AB)؟ - الفلك

    علم الفلك - تعرف على الأشياء خارج غلافنا الجوي. بحاجة إلى معلومات منهم للقيام بذلك: ضوء!

الأطوال الموجية العددية لأجزاء مختلفة من الطيف (تقريبًا ، لا توجد مفردات صارمة ثابتة!): الأشعة فوق البنفسجية البعيدة (0.01 - 0.1 μ ، 100-1000 Å) ، بالقرب من الأشعة فوق البنفسجية (.1 - 0.35 μ ، 1000-3500 Å) ، بصري (0.35 - 1 μ ، 3500-10000 Å) ، قريب من IR (1-10 μ) ، منتصف الأشعة تحت الحمراء (10-100 μ) ، بعيد IR (100 - 1000 μ). بالطبع ، بعض الناس يستخدمون التردد بدلاً من الطول الموجي! والبعض الآخر ، وخاصة للإشعاع عالي الطاقة ، يستخدمون الطاقة!

التدفق هو مقدار الطاقة التي تمر عبر عنصر سطح الوحدة في جميع الاتجاهات ، المحدد بواسطة

حيث dΩ هو عنصر الزاوية الصلبة ، ويكون التكامل على الزاوية الصلبة بأكملها. عادةً ما تكون الزاوية المقابلة لجسم ما صغيرة جدًا ، لذا فإن الحد cos قريب جدًا من الوحدة.

اللمعان هو الطاقة الذاتية المنبعثة من المصدر في الثانية. بالنسبة لمصدر انبعاث متناحٍ ،

حيث d = المسافة إلى المصدر.

  • ما هي أبعاد الكميات الثلاثة: اللمعان ، لمعان السطح (الشدة) ، التدفق؟
  • كيف تعتمد الكميات الثلاث L و I و F على المسافة إلى المصدر؟ (لاحظ التأثيرات الكونية على مسافات كبيرة.)
  • إلى أي كمية يرتبط الحجم الظاهري للنجم؟
  • إلى أي كمية المقدار المطلق؟

F ν: التدفق لكل وحدة تردد. F λ: التدفق لكل وحدة طول موجة.

وبالمثل ، يمكن إعطاء الشدة واللمعان لكل وحدة طول موجة (أو تردد). لاحظ أن الثابت F λ يعني عدم ثبات F ν والعكس صحيح!

يعطي تكامل التدفق / السطوع على جميع الأطوال الموجية / الترددات التدفق / السطوع البوليومتري.

  • قياس الضوء (قياس التدفق واسع النطاق) ،
  • التحليل الطيفي (القياس النسبي للتدفقات بأطوال موجية مختلفة) ،
  • القياس الطيفي (القياس المطلق للتدفقات بأطوال موجية مختلفة).
  • قياس الفلك: يهتم بمواقف التدفق المرصود
  • التشكل: الشدة كدالة للموضع في كثير من الأحيان ، القياسات المطلقة غير مهمة

ومع ذلك ، في علم الفلك ، غالبًا ما تُستخدم وحدات الحجم بدلاً من قياس الكميات الأساسية في الطاقة أو تدفق الفوتون. تعتبر المقادير كميات بلا أبعاد ، وترتبط بالتدفق (ينطبق نفس الشيء على سطوع السطح أو لمعانه) من خلال:

حيث يعتمد معامل التناسب ، F 0 ، على تعريف نظام القياس الضوئي ، يمكن الإشارة إلى الكمية -2.5 log F 0 على أنها نقطة صفرية للنظام الضوئي. يشار إلى هذه المعادلة المحددة أحيانًا باسم معادلة بوجسون ، بعد بوغسون (1856). مقلوبًا ، يحصل المرء على:

لاحظ أنه نظرًا لأن المقادير لوغاريتمية ، فإن الفرق بين المقادير يتوافق مع نسبة نسب التدفقات للأحجام غير مادية بشكل عام! إذا كان المرء يقوم فقط بقياسات نسبية للسطوع بين الكائنات ، فيمكن القيام بذلك دون معرفة F 0 (أو ، على نحو مكافئ ، النقطة الصفرية للنظام) الكائنات التي تختلف في السطوع بواسطة ΔM mag لها نفس نسبة السطوع بغض النظر عن نظام القياس الضوئي الذي هم عليه يكون في:

هناك حاجة إلى تعريفات النظام الضوئي والنقاط الصفرية فقط عند التحويل بين المقادير المُعايرة والتدفق. ومع ذلك ، فإن فائدة النظام عند القيام بالفيزياء الفلكية تتطلب عمومًا فهم التدفقات الفعلية.

يتم تمثيل اللمعان بأحجام مطلقة ، أي الحجم الذي يمكن أن يكون للنجم إذا كان على مسافة 10 فرسخ فلكي كما كان من قبل ، فأنت بحاجة إلى مسافة للحصول على اللمعان. يؤدي قانون التربيع العكسي المعبر عنه بالمقادير إلى معامل المسافة:

(اشتقها!) ، حيث m 0 هو الحجم الظاهري المصحح للانقراض بين النجوم: m 0 = m - A.

مثلما يمكن تمثيل التدفقات بوحدات الحجم ، يمكن تحديد كثافة التدفق بواسطة مقادير أحادية اللون:

على الرغم من أن الأطياف تُعطى في كثير من الأحيان في وحدات التدفق أكثر من وحدات الحجم. لاحظ أنه من الممكن أن تكون F 0 دالة لطول الموجة!

هناك ثلاثة أنواع رئيسية من أنظمة المقدار المستخدمة في علم الفلك. نبدأ بوصف النظامين الأبسط: نظام STMAG ونظام ABNU mag. في هذا النظام البسيط ، يكون التدفق المرجعي مجرد قيمة ثابتة في F λ أو F ν. ومع ذلك ، فهذه ليست دائمًا الأنظمة الأكثر استخدامًا في علم الفلك ، لأنه لا يوجد مصدر طبيعي بطيف مسطح.

في نظام STMAG ، F 0، λ = 3.63 E - 9 ergs / cm 2 / s / ، وهو تدفق Vega عند 5500 ومن ثم يتم تعريف نجم سطوع Vega عند 5500 to ليكون m = 0. بدلا من ذلك ، يمكننا الكتابة

في نظام ABNU ، يتم تعريف الأشياء لـ F ν بدلاً من F λ ، ولدينا

(لوحدات F ν في cgs). مرة أخرى ، يأتي الثابت من تدفق Vega.

عادة ، عند استخدام المقادير ، يتحدث الناس عن تدفق متكامل عبر ممر طيفي. في هذه الحالة ، تشير F و F 0 إلى التدفقات المدمجة عبر ممر النطاق. يتم تعريف أنظمة STMAG و ABMAG المتكاملة بالنسبة لمصادر أنظمة F و F الثابتة ، على التوالي.

(يأتي عامل لكاشفات عد الفوتون).

(حيث تكون الوحدات ضمنيًا cgs مع هذه التدفقات العددية لـ Vega).

لاحظ أن هذه الأنظمة تختلف بأكثر من ثابت ، لأن أحدهما يعرف بوحدات F λ والآخر بواسطة F F ، وبالتالي فإن الاختلاف بين الأنظمة هو دالة لطول الموجة. تم تعريفهما على أنهما نفس الشيء عند 5500 درجة. (سؤال: ما هي العلاقة بين m STMAG و m ABNU؟)

لاحظ أيضًا أنه ، باستخدام المقادير ، يكون الحجم المقاس مستقلًا تقريبًا عن عرض ممر النطاق (لا يشير ممر النطاق الأوسع إلى حجم أكثر إشراقًا (أصغر)) ، وهذا ليس هو الحال بالنسبة للتدفقات!

ومع ذلك ، لم يتم تعريف نظام القياس الضوئي عريض النطاق UBVRI القياسي ، بالإضافة إلى العديد من أنظمة الحجم الأخرى ، من أجل طيف ثابت F λ أو F بدلاً من ذلك ، يتم تعريفها بالنسبة إلى طيف نجم A0V. يتم تعريف معظم الأنظمة (أو على الأقل كانت في الأصل) بحيث يكون حجم Vega صفرًا في جميع ممرات النطاق (VEGAMAGS) إذا دخلت في هذا بالتفصيل ، لاحظ أن هذا ليس صحيحًا تمامًا بالنسبة لنظام UBVRI.

بالنسبة لنظام UBVRI واسع النطاق ، لدينا

(كما هو مذكور أعلاه ، يأتي عامل لكاشفات عد الفوتون).

هنا مخطط لتوضيح الفرق بين الأنظمة المختلفة.

لماذا توجد الأنظمة المختلفة؟ بينما يبدو أن أنظمة STMAG و ABNU أكثر وضوحًا ، فمن الصعب من الناحية العملية قياس التدفقات المطلقة ، ومن الأسهل بكثير قياس التدفقات النسبية بين الكائنات. ومن ثم ، كانت الملاحظات التاريخية مرتبطة بملاحظات Vega (أو بالنجوم التي كانت مرتبطة بنفسها بـ Vega) ، لذلك كانت VEGAMAGs منطقية ، وقضية تحديد التدفقات الفيزيائية تتلخص في قياس التدفق المادي لـ Vega. اليوم ، في بعض الحالات ، قد يكون قياس الإنتاجية المطلقة لنظام آلي أكثر دقة ، واستخدام STMAG أو ABNU أكثر منطقية.

العمل بالأحجام ، الفرق في المقادير بين ممرات مختلفة (يسمى مؤشر اللون ، أو ببساطة ، اللون) مرتبط بنسبة التدفق بين ممرات النطاق ، أي اللون. في نظام UBVRI ، يعطي الفرق بين المقادير نسبة التدفقات في ممرات النطاق المختلفة بالنسبة إلى نسبة تدفقات نجم A0V في ممرات النطاق المختلفة (لـ VEGAMAG). لاحظ الألوان النموذجية للأجسام الفلكية التي تختلف باختلاف الأنظمة الضوئية!

أيهما أقرب إلى نظام UBVRI أم STMAG أم ABNU؟

ما هي الألوان النموذجية في نظام STMAG أو ABNU؟

كيف يمكن للمرء أن يشرع في تحويل المقادير المستندة إلى Vega إلى تدفقات؟ تقريبًا ، ما عليك سوى البحث عن تدفق Vega في مركز نطاق التمرير (على سبيل المثال ، هنا (من Bessell et al 1998 أو هنا (انظر المراجع داخل) ، أو لاحظ هنا ، مع ذلك ، إذا كان طيف الكائن يختلف عن طيف Vega ، لن يكون هذا دقيقًا تمامًا (انظر ، على سبيل المثال مناقشة قياس الضوء WISE) بالنظر إلى مقادير UBVRI للكائن في النطاق المطلوب ، وملفات تعريف المرشح (على سبيل المثال Bessell 1990 ، PASP 102،1181) ، والقياس الطيفي المطلق لـ Vega (على سبيل المثال ، Bohlin & amp Gilliland 2004 ، AJ 127 ، 3508 ، يمكن تحديد التدفق.

إذا أراد المرء تقدير تدفق كائن ما في ممر نطاق تعسفي بالنظر إلى حجم V فقط لجسم ما (حالة شائعة تستخدم عند محاولة التنبؤ بأوقات التعرض ، انظر أدناه) ، يمكن القيام بذلك إذا كان تقدير توزيع الطاقة الطيفية ( يمكن صنع SED) (على سبيل المثال ، من النوع الطيفي ، أو بشكل عام ، المعلمات النجمية T eff و log g و metallicity). بالنظر إلى ملفات تعريف المرشح ، يمكن للمرء حساب تكامل SED عبر ممر النطاق V ، وتحديد القياس من خلال المقارنة مع تكامل طيف Vega عبر نفس ممر النطاق ، ثم استخدام SED المقيس لحساب التدفق في أي ممر نطاق مرغوب. من المحتمل أن تكون بعض المراجع المفيدة لمحركات SED هي: المخللات الأطلس ، مكتبة MILES ، Bruzual ، Persson ، Gunn ، & amp Stryker Hunter ، Christian ، & amp Jacoby Kurucz).

من المؤكد أن الأمور أبسط في نظام ABNU أو نظام STMAG ، وكان هناك بعض الحركة في هذا الاتجاه: يعطي STScI معايرات STMAG لأجهزة HST ، ونظام SDSS الضوئي قريب من نظام ABNU.

لاحظ ، مع ذلك ، أنه حتى عندما تكون الأنظمة محددة جيدًا من الناحية المفاهيمية ، فإن تحديد المعايرة المطلقة لأي نظام قياس ضوئي أمر صعب للغاية في الواقع ، وتحديد التدفقات المطلقة إلى مستوى 1٪ أمر صعب للغاية.

كملاحظة منفصلة عن المقادير بأنفسهم ، لاحظ أن بعض الأشخاص ، على وجه الخصوص ، مسح التصوير SDSS ، قد تبنوا نوعًا معدلًا من المقادير ، يسمى مقادير asinh ، والتي تتصرف مثل الحجم الطبيعي (المعروف أيضًا باسم Pogson) للأجسام الأكثر إشراقًا ، ولكن لديهم سلوك مختلف للأجسام الباهتة جدًا (بالقرب من عتبة الكشف) انظر Lupton، Gunn، & amp Szalay 1999 AJ 118، 1406 للحصول على التفاصيل.

ماذا لو كنت تقيس التدفق بأداة فعلية ، أي عد الفوتونات؟ إن تدفق الفوتون الجوهري من المصدر ليس تافهًا لتحديده من تدفق الفوتون المرصود ، أي عدد الفوتونات التي تحسبها. يعتمد التدفق المرصود على مساحة مُجمع الفوتون الخاص بك (التلسكوب) ، وخسائر الفوتونات ومكاسبها من الغلاف الجوي للأرض (الذي يتغير مع الظروف) ، وكفاءة جهاز التجميع / الكشف (الذي يمكن أن يتغير بمرور الوقت). بشكل عام ، يمكن كتابة الإشارة الفلكية (التي قد تكون تدفقًا أو سطوعًا للسطح ، اعتمادًا على ما إذا كان الكائن قد تم حله)

حيث S هي تدفق الفوتون المرصود (الإشارة) ، T هي منطقة تجميع التلسكوب ، t هي وقت التكامل ، a هي الإرسال الجوي (أكثر لاحقًا) وتشير المصطلحات الأخرى إلى كفاءة المكونات المختلفة للنظام ( تلسكوب ، أداة ، مرشح ، كاشف). S هو معدل التدفق الملحوظ ، أي مع تضمين جميع التفاصيل الحقيقية لنظام المراقبة. أشير إلى هذا على أنه معادلة العد.

عادة ، ومع ذلك ، لا يستخدم المرء هذه المعلومات للرجوع للخلف من S إلى F λ لأنه من الصعب جدًا قياس جميع المصطلحات بدقة ، وبعضها (على سبيل المثال ، وربما بعض كفاءات النظام) هو الوقت -المتغير a هو أيضًا متغير مكانيًا.

على الرغم من أن معادلة العد لا تُستخدم عادةً للمعايرة ، إلا أنها تُستخدم بشكل شائع لحساب العدد التقريبي للفوتونات التي ستتلقاها من مصدر معين في فترة زمنية معينة لإعداد رصد معين. هذا الرقم أمر بالغ الأهمية من أجل تقدير الأخطاء المتوقعة وأوقات التعرض في مراقبة المقترحات ، ومراقبة عمليات التشغيل ، وما إلى ذلك. فهم الأخطاء في الحرجة للغاية في جميع العلوم ، وربما أكثر من ذلك في علم الفلك ، حيث تكون الأجسام باهتة ، وندرة الفوتونات ، والأخطاء ليست ضئيلة على الإطلاق. توفر معادلة العد الأساس لبرامج حاسبة وقت التعرض (ETC) ، لأنها تعطي توقعًا لعدد الفوتونات التي ستتلقاها أداة معينة كدالة لوقت التعرض. كما سنرى قريبًا ، يوفر هذا المعلومات التي نحتاجها لحساب عدم اليقين في القياس كدالة لوقت التعرض.

لذلك إذا لم نستخدم معادلة العد للمعايرة ، فكيف يمكننا تحديد السطوع المعاير من القياسات؟ للقيام بذلك ، يتم تنفيذ معظم الملاحظات بشكل مختلف عن مجموعة من النجوم الأخرى ذات السطوع المعروف. إذا لوحظ نجم واحد أو أكثر من النجوم ذات السطوع المعروف في نفس الملاحظة ، فإن مصطلح الغلاف الجوي (تقريبًا) هو نفسه لجميع النجوم وهذا ما يعرف بالقياس الضوئي التفاضلي. من تدفق الفوتون للكائن ذي السطوع المعروف ، يمكن للمرء أن يحسب مقدارًا فعالًا:

ثم حدد النقطة الصفرية التي يجب إضافتها لإعطاء المقدار المُعاير (M ، تأكد من أنك تدرك أن هذا لا يزال حجمًا ظاهريًا!):

لاحظ أن النقطة الصفرية تعطي مقياسًا لحساسية النظام: إنه حجم الكائن الذي ينتج عددًا واحدًا / ثانية ، لذلك تشير النقطة الصفرية الأكبر إلى نظام أكثر حساسية (أي من فتحة أكبر ، معدل نقل ، إلخ) بدلاً من ذلك ، واحد يمكنه حساب "منطقة فعالة" للتعرض. إن التطبيع بواسطة وقت التعرض في مقدار الآلة للحصول على عدد / ثانية ليس ضروريًا تمامًا ، ولكنه مفيد إذا كنت تستخدم النقطة الصفرية من أحد التعريضات لمعايرة تعرض آخر لـ وقت تعرض مختلف.

لاحظ أنه في العالم الحقيقي ، يتعين على المرء أيضًا مراعاة اختلافات الحساسية (على سبيل المثال ، ملفات تعريف مرشح مختلفة قليلاً) بين إعداد تجريبي معين والإعداد المستخدم لقياس سطوع المرجع. إذا اختلف النظام التجريبي في تفاصيل الاستجابة للنظام القياسي ، فستكون النقطة الصفرية مختلفة بالنسبة للكائنات ذات توزيعات الطاقة الطيفية المختلفة. عادة ، في محاولة لمعايرة هذا باستخدام ما يسمى معاملات التحويل وتحديد معاملات اختلافات SED حسب لون الكائنات. يتم إعطاء العلاقة بين الحجم الآلي والحجم القياسي من خلال:

حيث تمثل الأحرف الكبيرة المقدار في النظام القياسي ، و z هي النقطة الصفرية ، و t هي معامل التحويل. هناك علاقة منفصلة من هذا القبيل لكل مرشح يتم إجراء الملاحظات فيه.

يتم تحديد اللون بشكل عام من خلال نسبة التدفق عند طولين موجيين مختلفين ، أو ، في المقادير ، الفرق بين المقادير. يجب قياس الطولين الموجيين بالقرب من الطول الموجي لطول موجة المرشح الذي يتم تصحيحه بشكل عام ، يستخدم أحدهما ممر النطاق الذي يتم تصحيحه كأحد الأطوال الموجية وممر النطاق المجاور مثل الآخر. على سبيل المثال ، عند تصحيح مقادير V ، يستخدم الأشخاص عادةً B - V أو V - R أو V - I لمصطلح اللون ، على سبيل المثال:

من الواضح ، لتنفيذ هذا الحل ، أنك بحاجة إلى أكثر من نجم قياسي واحد ، نظرًا لوجود مجهولين (t V و z V) ، وللحصول على تقدير ذي مغزى لـ t V ، فأنت تريد أن تغطي النجوم القياسية نطاقًا واسعًا من اللون قدر الإمكان. بينما يمكنك إيجاد المعامِلات بنجمتين ، قد يرغب المرء عمومًا في الحصول على أكثر من هذا ، وإيجاد المعامِلات باستخدام المربعات الصغرى ، على سبيل المثال.

هناك طريقتان لتحديد اللون ، إما من حيث نظام المراقبة أو من حيث النظام القياسي.يُفضل قليلاً استخدام المربعات الصغرى (أخطاء صغيرة في المتغير المستقل) ، وأيضًا لأنه يسمح بجمع الملاحظات من ليالي مختلفة. لاحظ أن هذه الصيغة لا تتطلب منك معرفة ألوان الكائنات الخاصة بك مسبقًا ، إنها مجرد جبر لمعرفةها طالما لديك ملاحظات في كلا المرشحات ، على سبيل المثال ، بمجرد حصولك على معاملات التحويل والنقاط الصفرية لمرشحين ، يمكنك حل:

لكل من B و V معطى m B و m V و t B و t V و z B و z V.

يعد استخدام معاملات التحويل من الدرجة الأولى دقيقًا طالما أن نظام الفلتر الخاص بك لا يختلف كثيرًا عن النظام القياسي ، بالإضافة إلى أن طيف كائنات البرنامج الخاص بك لا يختلف بشكل كبير عن طيف الكائنات القياسية. كلما لم يتم استيفاء هذه الشروط ، قلّت دقة النتائج. يمكن تحقيق بعض الدقة الإضافية في حالة اختلاف الأنظمة باستخدام معاملات التحويل ذات الترتيب الأعلى. ومع ذلك ، حتى في هذه الحالة ، من المهم دائمًا تذكر أنه إذا كان طيف كائن البرنامج يختلف اختلافًا كبيرًا عن المعايير ، يمكن أن تكون التدفقات المشتقة خاطئة بشكل كبير.

بالتأكيد ، تصل إلى نقطة تكون فيها استجابة نظام ما مختلفة تمامًا عن استجابة نظام آخر بحيث لا يمكن تحديد أي تحول. في هذه الحالة ، لديك نظامان مختلفان لقياس الضوء. في الواقع ، هناك العديد من الأنظمة الضوئية المختلفة المستخدمة في علم الفلك اليوم ، ولكل منها مزايا وعيوب.

إذا لم تكن هناك نجوم ذات سطوع معروف في نفس الملاحظة ، فيجب إجراء المعايرة مقابل النجوم في الملاحظات الأخرى. هذا يتطلب بعد ذلك أن يتم حساب التأثيرات المختلفة للغلاف الجوي للأرض في مواقع مختلفة في السماء. يُعرف هذا باسم قياس الضوء في كل السماء أو المطلق. للقيام بذلك يتطلب أن تكون السماء "حسنة التصرف" ، أي أنه يمكن للمرء أن يتنبأ بدقة بإنتاجية الغلاف الجوي كدالة للموضع. وهذا يتطلب عدم وجود غيوم ، أي الطقس الضوئي. يمكن إجراء القياس الضوئي التفاضلي في غير قياس الضوء. الطقس ، وبالتالي فهو أبسط بكثير! بالطبع ، من الممكن دائمًا الحصول على قياس ضوئي تفاضلي ثم العودة لاحقًا للحصول على قياس ضوئي مطلق للنجوم المرجعية. سنناقش لاحقًا كيفية دمج تأثيرات الغلاف الجوي للأرض. ومع ذلك ، كل - أصبح القياس الضوئي للسماء أقل شيوعًا حيث أصبحت كتالوجات النجوم التي تم معايرتها جيدًا متاحة عبر السماء بأكملها (على سبيل المثال ، SDSS أو PanSTARRS).

بالطبع ، في مرحلة ما ، يحتاج شخص ما إلى معرفة حقيقة تدفقات النجوم المعايرة ، وهذا يتطلب فهم جميع المصطلحات في معادلة العد. إنه أمر صعب ، وغالبًا ما تكون المعايرة المطلقة لنظام ما غير مؤكدة لبضعة بالمائة!


لماذا تستخدم المرشحات الآلية المختلفة أنظمة أحجام مختلفة (Vega مقابل AB)؟ - الفلك

مجموعة المشاكل 1 لـ ASTR 323/423: الكون المحلي

من المقرر حضور الجزء (1) في الفصل الأربعاء 30 أغسطس ، الجزء (2) في الفصل الأربعاء 6 سبتمبر ، الجزء (3) الساعة 5 مساءً الجمعة 8 سبتمبر. سأختار طالبًا عشوائيًا في كل يوم لتقديم حلهم إلى الفصل.

تهدف مجموعة الواجبات المنزلية هذه إلى مساعدتك في مراجعة المواد الموجودة في الرسم التخطيطي للون والمقدار ، ووظيفة اللمعان والتطور النجمي الذي واجهته في الفصول السابقة. ستكون هذه مهمة للغاية عندما نناقش خصائص المجرات. سيمنحك أيضًا خبرة قيمة في استخدام أحدث طرازات BaSTI النجمية.
المراجع الجيدة لهذه الموضوعات هي مذكراتي الـ 221 http://astroweb.case.edu/heather/221.14/index.html ، القسم 2 حول كتاب Stars and Carroll and Ostlie ، في الحجز في المكتبة إذا لم يكن لديك نسخة .

انتقل إلى صفحة BaSTI الرئيسية على http://basti.oa-teramo.inaf.it/index.html
يوفر Basti نماذج لكل من النجوم الفردية والأنظمة أحادية العمر (Stellar Evolutionary Models) والتي ستستخدمها في هذا الواجب المنزلي ، وللمجموعات النجمية الأكثر تعقيدًا مثل المجرات (نماذج التجميع السكاني) التي ستكون موضوع مجموعة واجبات منزلية مستقبلية.

كما أنها توفر نماذج للنجوم ذات النمط الشمسي للوفرة (Scaled Solar) ، ومناسبة للنجوم الأصغر سنًا في قرص المجرة ، وللنمط المعزز ألفا من الوفرة (والمُحسَّن ألفا) المناسب للنجوم في هالة مجرتنا السميكة. القرص. سيكون من المفيد إلقاء نظرة على ملف README الموجود أعلى الصفحة لنماذج الطاقة الشمسية المقاسة مع الافتراضات الأساسية.

(الجزء الأول) المسارات التطورية

س 1) لماذا نحتاج إلى معرفة كل وفرة العناصر المختلفة من أجل حساب التطور النجمي وكميات الرصد مثل الألوان والمقادير التي قدمتها لنا نماذج باستي؟ أجب بحوالي فقرة.

لتبدأ ، قم بتنزيل المسار التطوري لنجم كتلة شمسية واحدة بمعدنية شمسية (Z = 0.0198 على هذا الموقع) وأنماط الوفرة (Scaled Solar) ، باستخدام الافتراضات "الكنسية". بسبب الدراسات التي أجريت على الشمس باستخدام علم الشمس وغيرها من التقنيات التفصيلية ، فإن هذا هو أفضل نموذج نجمي مقيد لدينا. استخدام & eta بقيمة 0.4 (هذا هو شكلية خسارة الكتلة Reimers (1975) مع الاختيار القياسي للمعامل).

س ٢) (أ) لماذا يجب أن تقلق النماذج التطورية النجمية بشأن فقدان الكتلة؟

يتبع هذا المسار التطوري تطور نجم من التسلسل الرئيسي لعمر الصفر ، كدالة للوقت (سجل العمر في العمود الأول تذكر أن علماء الفلك يستخدمون السجل10 ما لم يذكر خلاف ذلك). يعطي كتلة النجم ، لمعانه ، درجة حرارته وكميات الرصد مثل الحجم المطلق والألوان في مرشحات مختلفة. المسارات التطورية هنا مخصصة لنظام القياس الضوئي UBVRIJKL.

(ب) ارسم المسار التطوري على مخطط حجم اللون ، سواء في الوحدات النظرية (Teff مقابل اللمعان بوحدات Lشمس) والوحدات التجريبية (لون مثل B-V أو V-I مقابل الحجم المطلق Mالخامس).

(ج) بعد ذلك ، من أجل معرفة كيف يتغير الزمن التطوري على طول المسار التطوري ، قم برسم العمر مقابل اللمعان النجمي. بالنظر إلى ما تعرفه عن التطور النجمي وكيف تتغير خصائص النجوم مع تطورها ، هل سيكون المقياس الخطي أو اللوغاريتمي مناسبًا لهاتين الكميتين؟

راجع (من 221 ملاحظة أو ما يعادلها) المراحل المختلفة للتخليق النووي (وغيرها من النقاط التطورية المهمة) التي تحدث لنجم منخفض الكتلة من التسلسل الرئيسي حتى يترك الفرع العملاق المقارب ليصبح سديمًا كوكبيًا. في الرسم التخطيطي النظري لمقدار اللون لـ 2 (ب) والعمر مقابل مؤامرة اللمعان لـ 2 (ج) ، قم بتسمية النقطة التي يحدث عندها كل من هذه التغييرات ، ورسم الهيكل الداخلي للنجم في كل نقطة ، بما في ذلك الحمل الحراري و المناطق المشعة وحيث يحدث التخليق النووي.

س 3) لماذا يسرع التطور للمراحل التطورية اللاحقة مثل الفرع العملاق والفرع الأفقي؟

Q4) ثم تحقق ، باستخدام المسارات التطورية لنجم كتلة شمسية واحدة بعدة معادن مختلفة تتفاوت بأكثر من ترتيب من حيث الحجم ، وكيف الزمن التطوري في التسلسل الرئيسي لعمر الصفر (حتى استنفاد نواة الهيدروجين) وأيضًا يختلف الوقت في أول فرع عملاق للصعود باختلاف المعدن. لخص السلوك الذي تراه ، وقم بعمل حبكة أو حبكة. لاحظ أنه من شبه المؤكد أنك ستضطر إلى العبث بالمحاور لترى ما تريد عرضه. لاحظ أيضًا أن Basti لديها قائمة بنقاط تطورية معينة كأرقام أسطر في الملفات ، انظر ملف README. ما هو التوقع النظري هنا؟ يجب أن تفكر في كمية الوقود المتاحة للتخليق النووي وكذلك بنية النجم.

س 4) (طلاب الدراسات العليا فقط) ما الفرق بين نظام مقدار AB المستخدم بواسطة SDSS و Pan-STARRS ونظام حجم Vega الأكثر تقليدية؟ اكتب عن فقرتين.

تُظهر الآيزونات (Isochrones) تطور مجموعة من النجوم من نفس المعدن ولكن الكتلة الأولية متفاوتة ، "مجمدة" في لحظة معينة من الزمن. نظرًا لأننا نعتقد أنه من الدرجة الأولى ، تشكلت العناقيد النجمية في وقت واحد ، من الغاز الذي لا تختلف معادنه ، فهي مفيدة بشكل خاص للمقارنة مع المخططات ذات الحجم اللوني العنقودي.

Q1) قم بتنزيل متساوي الزمان لمعدنية الطاقة الشمسية ، وتعداد السكان الشمسي المقاس. ملحوظة: المسارات التطورية موجودة في الجزء العلوي من صفحة BaSTI لمعدنية معينة وقيمة & eta ، متساوي الزمان في الأسفل. يتم تضمين جميع المتساوي الزمان في ملف القطران gzip الذي يحتوي على متساوي الزمان. سيكون لديك بعد ذلك ملفات لجميع الأعمار من 0.03 إلى 19 Gyr. توضح الأسطر الأولى من كل ملف عمره ، ومعدنيته ، وما إلى ذلك ، حتى تتمكن من التوصل إلى اصطلاح ومعنى أسماء الملفات الطويلة ، والتي يجب أن تبدأ بـ wz. تم وصفها أيضًا في ملف README.

ارسم مخططات حجم اللون للمجموعات العمرية 0.5 و 2 و 5 و 10 Gyr ، والتي تُظهر كلاهما في الوحدات النظرية (Teff مقابل اللمعان بوحدات Lشمس) والوحدات التجريبية (لون مثل B-V أو V-I مقابل الحجم المطلق Mالخامس).

س 2) للتأكد من أنك على المسار الصحيح ، قارن بين متساوي الزمان مع القياس الضوئي الرائع لبيتر ستيتسون للمجموعة المفتوحة "الشمسية المزدوجة" M67 ، التي يُعتقد أن عمرها يبلغ حوالي 4 جير ووفرة الطاقة الشمسية. يمكنك تنزيل هذا من الحقول القياسية الضوئية Stetson على http://www.cadc-ccda.hia-iha.nrc-cnrc.gc.ca/en/community/STETSON/standards/ بمجرد أن تعمل على رقم NGC الخاص بـ M67.

اختر إما B-V أو V-I كلون ، وقم بالمبالغة في أفضل تطابق لديك ، باستخدام احمرار E (B-V) = 0.04 ماج ومعامل المسافة (m-M)0 = 9.61 للكتلة. تذكر أن تطرح الانقراض من V وكذلك الاحمرار من B-V! إذا كنت تستخدم V-I ، فستحتاج إلى استخدام الملحق B من Schlegel et al (1998) لحساب الاحمرار في V-I.

س 3) (أ) ما هو العمر الذي تجده هو الأفضل؟ استخدم المزيد من متساويات الزمان للتركيز على أفضل تقدير لديك ، وقم برسمها على CMD.

(ب) أي جزء من المتوازنات هو الأفضل؟ ما الأجزاء التي لا تتناسب بشكل جيد؟ تخمين حول أسباب النوبات السيئة. يمكن للعين الخبيرة اكتشاف "تسلسل" آخر للنجوم يبلغ سطوعه حوالي 0.75 ماج أكثر من التسلسل الرئيسي في هذه المجموعة: ما رأيك في هذه النجوم؟ هل تستطيع رؤية سلسلة من النجوم من القرص الأمامي؟ ما هي المرحلة التطورية التي من المحتمل أن تتوافق معها؟

Q4) (طلاب الدراسات العليا فقط) افعل الشيء نفسه مع واحدة من أقدم المجموعات المفتوحة الغنية بالمعادن ، NGC 6791 ، والتي تحتوي على [Fe / H] = + 0.4 و E (B-V) = 0.10. قد تفكر في تغيير الاحمرار والمعدنية قليلاً للحصول على مقاس أفضل.

(الجزء 3) وظائف اللمعان

تُظهر هذه عدد النجوم عند كل لمعان لمجموعة من النجوم في عمر معين. وهي مشتقة من المسارات التطورية ، لأن أحد المساهمين الرئيسيين في وظيفة اللمعان هو الوقت الذي يقضيه النجم عند درجة حرارة ولمعان معينين.

Q1) قم بتنزيل وظيفة اللمعان (LF) التي تتوافق مع isochrone المناسب لك لـ M67. لهذا سوف تحتاج إلى استخدام أداة الويب في أسفل صفحة Stellar Evolutionary Models وتحميل isochrone المناسب. لتبسيط الأمور ، قم فقط بتنزيل وظيفة اللمعان التي تتبع التطور إلى طرف RGB. ارسم دالة اللمعان هذه.

Q2) من خلال عد النجوم في الخانات على طول تسلسل M67 ، ارسم عدد النجوم في فترة زمنية معينة من الحجم المطلق كدالة ذات الحجم المطلق. هنا سوف تحتاج إلى العمل على أي مساهمة من النجوم الأمامية من القرص ، والتي يجب استبعادها من عدد النجوم الخاصة بك. يجب عليك أيضًا استبعاد المتطرفين الأزرق. اشرح كيف فعلت هذا. باستخدام عملك من (الجزء 2) ، ضع علامة على الحجم المطلق V في بداية كل مرحلة تطورية.

Q3) قارن LF النظري من Basti بوظيفة لمعان الملاحظة لـ M67. هل ترى ما تتوقعه من حيث عدد النجوم في كل فترة مقدارها المطلق؟ في أجزاء الرسم التخطيطي لحجم اللون حيث لا تجد اتفاقًا مع LF ، قدم بعض أسباب الملاحظة المحتملة لسبب حدوث ذلك.

س 5) (طلاب الدراسات العليا فقط) بطريقة مماثلة ، قارن بين وظائف اللمعان النظرية والنظرية لـ NGC 6791.


محتويات

المقياس المستخدم للإشارة إلى الحجم ينشأ من الممارسة الهلنستية لتقسيم النجوم المرئية بالعين المجردة إلى ستة المقادير. قيل إن ألمع النجوم في سماء الليل من الدرجة الأولى (م = 1) ، في حين أن أضعف النجوم كانت من الدرجة السادسة (م = 6) ، وهو الحد الأقصى للإدراك البصري البشري (بدون مساعدة التلسكوب). تم اعتبار كل درجة مقدار ضعف سطوع الدرجة التالية (مقياس لوغاريتمي) ، على الرغم من أن هذه النسبة كانت ذاتية نظرًا لعدم وجود أجهزة كشف ضوئية. هذا المقياس البدائي إلى حد ما لسطوع النجوم شاعه بطليموس في كتابه المجسط ويعتقد عمومًا أنه نشأ مع هيبارخوس. لا يمكن إثبات هذا أو دحضه لأن كتالوج النجوم الأصلي لـ Hipparchus قد فقد. يوثق النص الوحيد المحفوظ من قبل هيبارخوس نفسه (تعليق على أراتوس) بوضوح أنه لم يكن لديه نظام لوصف السطوع بالأرقام: فهو يستخدم دائمًا مصطلحات مثل "كبير" أو "صغير" أو "ساطع" أو "باهت" أو حتى أوصاف مثل "مرئي عند اكتمال القمر". [6]

في عام 1856 ، قام نورمان روبرت بوجسون بإضفاء الطابع الرسمي على النظام من خلال تحديد النجم الأول على أنه نجم يبلغ سطوعه 100 مرة مثل نجم سادس ، وبالتالي إنشاء المقياس اللوغاريتمي الذي لا يزال قيد الاستخدام حتى اليوم. هذا يعني أن نجمًا بحجم m يساوي حوالي 2.512 ضعف سطوع نجم من حيث الحجم م + 1. هذا الرقم ، الجذر الخامس لـ 100 ، أصبح معروفًا باسم نسبة بوغسون. [7] تم تحديد نقطة الصفر لمقياس بوغسون في الأصل من خلال تخصيص مقدار 2 من Polaris بالضبط. اكتشف علماء الفلك لاحقًا أن Polaris متغير قليلاً ، لذلك تحولوا إلى Vega كنجم مرجعي قياسي ، مع تعيين سطوع Vega على أنه تعريف لـ مقدار الصفر عند أي طول موجي محدد.

بصرف النظر عن التصحيحات الصغيرة ، لا يزال سطوع Vega بمثابة تعريف لمقدار الصفر للأطوال الموجية المرئية والقريبة من الأشعة تحت الحمراء ، حيث يقترب توزيع الطاقة الطيفية (SED) عن كثب من الجسم الأسود لدرجة حرارة 11000 كلفن. ومع ذلك ، مع ظهور علم الفلك بالأشعة تحت الحمراء ، تم الكشف عن أن إشعاع فيجا يشتمل على فائض من الأشعة تحت الحمراء يُفترض أنه ناتج عن قرص نجمي يتكون من غبار عند درجات حرارة دافئة (ولكن أبرد بكثير من سطح النجم). في أطوال موجية أقصر (على سبيل المثال مرئية) ، هناك انبعاث ضئيل من الغبار في درجات الحرارة هذه. ومع ذلك ، من أجل توسيع نطاق الحجم بشكل صحيح في الأشعة تحت الحمراء ، لا ينبغي أن تؤثر خاصية Vega على تعريف مقياس الحجم. لذلك ، تم استقراء مقياس الحجم إلى الكل أطوال موجية على أساس منحنى إشعاع الجسم الأسود لسطح نجمي مثالي عند 11000 كلفن غير ملوث بالإشعاع النجمي. على هذا الأساس ، يمكن حساب الإشعاع الطيفي (الذي يُعبر عنه عادةً في janskys) لنقطة مقدار الصفر ، كدالة لطول الموجة. [8] يتم تحديد الانحرافات الصغيرة بين الأنظمة التي تستخدم أجهزة قياس تم تطويرها بشكل مستقل بحيث يمكن مقارنة البيانات التي حصل عليها علماء الفلك المختلفون بشكل صحيح ، ولكن الأهم من ذلك هو تعريف الحجم ليس عند طول موجة واحد ولكن ينطبق على استجابة المرشحات الطيفية القياسية المستخدمة في قياس الضوء على نطاقات الطول الموجي المختلفة.

تحديد مقادير الملاحظة المرئية عند التكبير العالي [9]
تلسكوب
فتحة
(مم)
الحد
الحجم
35 11.3
60 12.3
102 13.3
152 14.1
203 14.7
305 15.4
406 15.7
508 16.4

مع أنظمة الحجم الحديثة ، يتم تحديد السطوع على نطاق واسع جدًا وفقًا للتعريف اللوغاريتمي المفصل أدناه ، باستخدام مرجع الصفر هذا. في الممارسة العملية ، لا تتجاوز هذه المقادير الظاهرة 30 (للقياسات التي يمكن اكتشافها). يتم تجاوز سطوع فيجا بأربعة نجوم في سماء الليل بأطوال موجية مرئية (وأكثر في أطوال موجات الأشعة تحت الحمراء) بالإضافة إلى الكواكب الساطعة فينوس والمريخ والمشتري ، ويجب أن توصف هذه بواسطة نفي المقادير. على سبيل المثال ، سيريوس ، ألمع نجم في الكرة السماوية ، تبلغ قوته −1.4 في المرئي. يمكن العثور على المقادير السلبية للأجسام الفلكية الساطعة جدًا في الجدول أدناه.

طور علماء الفلك أنظمة نقطة صفرية ضوئية أخرى كبدائل لنظام فيجا. الأكثر استخدامًا هو نظام مقدار AB ، [10] حيث تستند النقاط الصفرية الضوئية على طيف مرجعي افتراضي له تدفق ثابت لكل وحدة فاصل تردد ، بدلاً من استخدام الطيف النجمي أو منحنى الجسم الأسود كمرجع. يتم تعريف النقطة الصفرية لمقدار AB بحيث تكون مقادير AB و Vega للكائن متساوية تقريبًا في نطاق مرشح V.

يتطلب القياس الدقيق للحجم (القياس الضوئي) معايرة جهاز الكشف الفوتوغرافي أو (عادةً) جهاز الكشف الإلكتروني. يتضمن هذا عمومًا المراقبة المعاصرة ، في ظل ظروف مماثلة ، للنجوم القياسية التي يكون حجمها باستخدام هذا المرشح الطيفي معروفًا بدقة. علاوة على ذلك ، نظرًا لانخفاض كمية الضوء التي يستقبلها التلسكوب بالفعل بسبب انتقاله عبر الغلاف الجوي للأرض ، يجب أخذ الكتل الهوائية للهدف ونجوم المعايرة في الاعتبار. عادة يمكن للمرء أن يلاحظ عددًا قليلاً من النجوم المختلفة ذات الحجم المعروف والتي تكون متشابهة بدرجة كافية. يفضل استخدام نجوم المعاير القريبة في السماء من الهدف (لتجنب الاختلافات الكبيرة في مسارات الغلاف الجوي). إذا كانت هذه النجوم لها زوايا سمت مختلفة إلى حد ما (ارتفاعات) ، فيمكن اشتقاق عامل تصحيح كدالة للكتلة الهوائية وتطبيقه على الكتلة الهوائية في موضع الهدف. تحصل هذه المعايرة على السطوع كما يمكن ملاحظته من فوق الغلاف الجوي ، حيث يتم تحديد الحجم الظاهري.


محتويات

في علم الفلك النجمي والمجري ، المسافة القياسية هي 10 فرسخ فلكي (حوالي 32.616 سنة ضوئية ، 308.57 بيتامتر أو 308.57 تريليون كيلومتر). النجم عند 10 فرسخ فلكي له اختلاف المنظر 0.1 ″ (100 مللي ثانية). المجرات (والأجسام الممتدة الأخرى) أكبر بكثير من 10 فرسخ فلكي ، يشع ضوءها على رقعة ممتدة من السماء ، ولا يمكن ملاحظة سطوعها الإجمالي مباشرة من مسافات قصيرة نسبيًا ، ولكن يتم استخدام نفس الاتفاقية. يتم تحديد حجم المجرة من خلال قياس كل الضوء المشع فوق الجسم بأكمله ، ومعالجة ذلك السطوع المتكامل على أنه سطوع مصدر واحد يشبه النقطة أو مصدر يشبه النجم ، وحساب حجم هذا المصدر الشبيه بالنقطة كما سيظهر إذا لوحظ على مسافة قياسية 10 فرسخ. وبالتالي ، المقدار المطلق لأي كائن يساوي الحجم الظاهر عليه سيكون لو كانت على بعد 10 فرسخ فلكي.

يتم قياس الحجم المطلق باستخدام أداة تسمى مقياس الضغط. عند استخدام المقدار المطلق ، يجب على المرء تحديد نوع الإشعاع الكهرومغناطيسي الذي يتم قياسه. عند الإشارة إلى إجمالي خرج الطاقة ، فإن المصطلح المناسب هو المقدار البوليومتري.يُحسب المقدار البوليومتري عادةً من المقدار المرئي بالإضافة إلى تصحيح بوليومتري ، مبول = مالخامس + ق. هذا التصحيح ضروري لأن النجوم شديدة الحرارة تشع في الغالب الأشعة فوق البنفسجية ، في حين أن النجوم الباردة جدًا تشع في الغالب الأشعة تحت الحمراء (انظر قانون بلانك).

بعض النجوم التي يمكن رؤيتها بالعين المجردة لها مثل هذا الحجم المطلق المنخفض بحيث تبدو ساطعة بما يكفي لتفوق الكواكب وتلقي بظلالها إذا كانت على بعد 10 فرسخ من الأرض. تتضمن الأمثلة Rigel (7.0) و Deneb (7.2) و Naos (−6.0) و Betelgeuse (−5.6). للمقارنة ، يبلغ حجم سيريوس المطلق 1.4 فقط ، والتي لا تزال أكثر سطوعًا من الشمس ، التي يبلغ حجمها المرئي المطلق 4.83. تم ضبط الحجم البوليومتري المطلق للشمس بشكل تعسفي ، عادةً عند 4.75. [4] [5] تتراوح الأقدار المطلقة للنجوم عمومًا من -10 إلى +17. يمكن أن تكون الأقدار المطلقة للمجرات أقل بكثير (أكثر سطوعًا). على سبيل المثال ، المجرة الإهليلجية العملاقة M87 لها المقدار المطلق 22 (أي ساطع مثل حوالي 60000 نجم من الحجم −10). يمكن لبعض نوى المجرة النشطة (الكوازارات مثل CTA-102) أن تصل إلى مقادير مطلقة تزيد عن -32 ، مما يجعلها أكثر الأجسام إضاءة في الكون المرئي.

الحجم الظاهر تحرير

أنشأ عالم الفلك اليوناني هيبارخوس مقياسًا رقميًا لوصف سطوع كل نجم يظهر في السماء. تم تخصيص القدر الظاهري لألمع النجوم في السماء م = 1 ، ويتم تعيين النجوم الخافتة المرئية بالعين المجردة م = 6. [6] الفرق بينهما يتوافق مع عامل 100 في السطوع. بالنسبة للأجسام الموجودة في الجوار المباشر للشمس ، فإن الحجم المطلق M والقدر الظاهري m من أي مسافة d (في الفرسخ ، مع 1 قطعة = 3.2616 سنة ضوئية) مرتبطان بـ

حيث F هو التدفق الإشعاعي المقاس على مسافة d (في الفرسخ) ، F10 قياس التدفق الإشعاعي على مسافة 10 قطعة. باستخدام اللوغاريتم المشترك ، يمكن كتابة المعادلة كـ

حيث يفترض أن الانقراض من الغاز والغبار لا يكاد يذكر. تتراوح معدلات الانقراض النموذجية داخل مجرة ​​درب التبانة من 1 إلى 2 درجة لكل كيلو فرسخ ، عندما تؤخذ السحب المظلمة في الاعتبار. [7]

بالنسبة للأجسام الموجودة على مسافات كبيرة جدًا (خارج مجرة ​​درب التبانة) ، تكون مسافة اللمعان دإل (المسافة المحددة باستخدام قياسات اللمعان) يجب استخدامها بدلاً من d ، لأن التقريب الإقليدي غير صالح للأجسام البعيدة. بدلاً من ذلك ، يجب أن تؤخذ النسبية العامة في الاعتبار. علاوة على ذلك ، فإن الانزياح الأحمر الكوني يعقد العلاقة بين المقدار المطلق والظاهر ، لأن الإشعاع المرصود قد تحول إلى النطاق الأحمر للطيف. لمقارنة أحجام الأجسام البعيدة جدًا بأحجام الكائنات المحلية ، قد يتعين تطبيق تصحيح K على مقادير الأجسام البعيدة.

يمكن أيضًا كتابة الحجم المطلق M من حيث الحجم الظاهري m والمنظر النجمي p:

أو باستخدام المقدار الظاهري م ومعامل المسافة μ:

أمثلة تحرير

ريجل له حجم بصري مالخامس 0.12 ومسافة حوالي 860 سنة ضوئية:

فيغا له اختلاف في المنظر p يساوي 0.129 ″ ، والقدر الظاهر مالخامس من 0.03:

تتميز مجرة ​​العين السوداء بحجم بصري مالخامس 9.36 ومعامل المسافة μ 31.06:

تعديل المقدار البوليومتري

المقدار البوليومتري مبول ، يأخذ في الاعتبار الإشعاع الكهرومغناطيسي في جميع الأطوال الموجية. وهي تشمل تلك التي لم يتم ملاحظتها بسبب نطاق المرور الآلي ، وامتصاص الغلاف الجوي للأرض ، والانقراض بواسطة الغبار بين النجوم. يتم تعريفه بناءً على لمعان النجوم. في حالة النجوم ذات الملاحظات القليلة ، يجب حسابها بافتراض درجة حرارة فعالة.

تقليديًا ، يرتبط الاختلاف في المقدار البوليومتري بنسبة اللمعان وفقًا لـ: [6]

إل هو لمعان الشمس (اللمعان البوليومتري) إل هو لمعان النجم (اللمعان البوليومتري) مبول ، ⊙ هو الحجم البوليومتري للشمس مبول ، ★ هو الحجم البوليومتري للنجم.

في أغسطس 2015 ، أصدر الاتحاد الفلكي الدولي القرار B2 [8] الذي يحدد نقاط الصفر لمقاييس الحجم البوليومترية المطلقة والواضحة في وحدات SI للطاقة (واط) والإشعاع (W / م 2) ، على التوالي. على الرغم من استخدام الفلكيين للمقاييس البوليومترية لعقود عديدة ، فقد كانت هناك اختلافات منهجية في مقاييس الحجم واللمعان المطلقة المقدمة في مراجع فلكية مختلفة ، ولا يوجد توحيد دولي. أدى ذلك إلى اختلافات منهجية في مقاييس التصحيحات البوليومترية. [9] بالاقتران مع المقادير البوليومترية المطلقة المفترضة غير الصحيحة للشمس ، يمكن أن يؤدي ذلك إلى أخطاء منهجية في لمعان النجوم المقدرة (وخصائص نجمية أخرى ، مثل نصف القطر أو الأعمار ، التي تعتمد على لمعان النجوم ليتم حسابها).

يُعرّف القرار B2 مقياس مقدار البوليومتري المطلق حيث مبول = 0 يتوافق مع اللمعان إل0 = 3.0128 × 10 28 واط ، مع لمعان نقطة الصفر إل0 ضبط بحيث تتوافق الشمس (ذات السطوع الاسمي 3.828 × 10 26 وات) مع الحجم البوليومتري المطلق مبول ، ⊙ = 4.74. وضع مصدر إشعاع (مثل النجم) على مسافة قياسية تبلغ 10 فرسخ فلكي ، يتبع ذلك نقطة الصفر لمقياس الحجم البولي الظاهر مبول = 0 يتوافق مع الإشعاع F0 = 2.518 021002 × 10 8 واط / م 2. باستخدام مقياس IAU 2015 ، فإن إجمالي الإشعاع الشمسي الاسمي ("الثابت الشمسي") المقاس بوحدة فلكية واحدة (1361 واط / م 2) يتوافق مع مقدار بوليومتري ظاهر لشمس مبول ، ⊙ = −26.832. [9]

باتباع القرار B2 ، لم تعد العلاقة بين الحجم البوليومتري المطلق للنجم وإشراقه مرتبطة مباشرة بإضاءة الشمس (المتغيرة):

إل هو لمعان النجم (اللمعان البوليومتري) بالواط إل0 هو لمعان نقطة الصفر 3.0128 × 10 28 واط مبول هو الحجم البوليومتري للنجم

مقياس الحجم المطلق IAU الجديد يفصل المقياس بشكل دائم عن الشمس المتغيرة. ومع ذلك ، على مقياس الطاقة SI هذا ، يتوافق اللمعان الشمسي الاسمي بشكل وثيق مع مبول = 4.74 ، وهي القيمة التي تم تبنيها بشكل شائع من قبل علماء الفلك قبل قرار IAU لعام 2015. [9]

يمكن حساب لمعان النجم بالواط كدالة لمقدارها البوليومتري المطلق مبول مثل:

باستخدام المتغيرات على النحو المحدد سابقا.

عبس ماج (H)
والقطر
للكويكبات
(البياض = 0.15) [10]
ح قطر الدائرة
10 34 كم
12.6 10 كم
15 3.4 كم
17.6 1 كم
19.2 500 متر
20 340 مترا
22.6 100 متر
24.2 50 مترا
25 34 مترا
27.6 10 أمتار
30 3.4 أمتار

بالنسبة للكواكب والكويكبات ، يتم استخدام تعريف للحجم المطلق يكون أكثر أهمية بالنسبة للأجسام غير النجمية. يُعرَّف المقدار المطلق ، المعروف عادةً باسم H < displaystyle H> ، على أنه المقدار الظاهري الذي سيحصل عليه الجسم إذا كان وحدة فلكية واحدة (AU) من كل من الشمس والمراقب ، وفي ظروف معارضة شمسية مثالية ( ترتيب مستحيل في الممارسة). [11] تضيء الشمس أجسام النظام الشمسي ، لذلك يختلف سطوعها حسب ظروف الإضاءة ، الموصوفة بزاوية الطور. يشار إلى هذه العلاقة باسم منحنى الطور. المقدار المطلق هو السطوع عند زاوية الطور صفر ، وهو ترتيب يُعرف بالمقاومة ، من مسافة وحدة واحدة.

الحجم الظاهر تحرير

حيث α < displaystyle alpha> هي زاوية الطور ، الزاوية بين الجسم-الشمس وخط الجسم-المراقب. q (α) هو تكامل الطور (تكامل الضوء المنعكس رقمًا في النطاق من 0 إلى 1). [12]

  • دبو هي المسافة بين الجسد والمراقب
  • دبكالوريوس هي المسافة بين الجسم والشمس
  • دنظام التشغيل هي المسافة بين الراصد والشمس
  • د0 هو 1 AU ، متوسط ​​المسافة بين الأرض والشمس

التقديرات التقريبية لمرحلة التكامل q (α) Edit

تعتمد قيمة q (α) < displaystyle q ( alpha)> على خصائص السطح العاكس ، لا سيما على خشونته. في الممارسة العملية ، يتم استخدام تقديرات تقريبية مختلفة بناءً على الخصائص المعروفة أو المفترضة للسطح. [12]

تحرير الكواكب كمجالات منتشرة

يعكس الكرة المنتشرة ذات الطور الكامل ثلثي كمية الضوء التي تعكسها الأقراص المسطحة المنتشرة التي لها نفس القطر. تحتوي المرحلة الربعية (α = 90 ∘ >) على 1 π >> مقدار الضوء مثل الطور الكامل (α = 0 ∘ >).

على النقيض من ذلك ، أ منتشر نموذج عاكس القرص هو ببساطة q (α) = cos ⁡ α < displaystyle q ( alpha) = cos < alpha >> ، وهذا ليس واقعيًا ، لكنه يمثل اندفاع المعارضة للأسطح الخشنة التي تعكس ضوءًا أكثر اتساقًا عند العودة زوايا طور منخفضة.

المزيد من النماذج المتقدمة تحرير

نظرًا لأن أجسام النظام الشمسي ليست أبدًا عاكسات منتشرة مثالية ، يستخدم علماء الفلك نماذج مختلفة للتنبؤ بالمقادير الظاهرة بناءً على الخصائص المعروفة أو المفترضة للجسم. [12] بالنسبة للكواكب ، التقديرات التقريبية لمصطلح التصحيح - 2.5 سجل 10 ⁡ q (α) > في صيغة m تم اشتقاقها تجريبيًا ، لمطابقة الملاحظات عند زوايا طور مختلفة. التقديرات التقريبية التي أوصت بها التقويم الفلكي [19] هي (مع α < displaystyle alpha> بالدرجات):

هنا β < displaystyle beta> هو الميل الفعال لحلقات زحل (ميلها بالنسبة للراصد) ، والتي تختلف كما تراها من الأرض بين 0 درجة و 27 درجة على مدار مدار زحل واحد ، و ϕ ′ هو مصطلح تصحيح صغير يعتمد على خطوط العرض تحت الأرض وشبه الشمسية لأورانوس. t < displaystyle t> هي عام العصر المشترك. يتغير الحجم المطلق لنبتون ببطء بسبب التأثيرات الموسمية حيث يتحرك الكوكب على طول مداره البالغ 165 عامًا حول الشمس ، ويكون التقريب أعلاه صالحًا فقط بعد عام 2000. في بعض الظروف ، مثل α ≥ 179 ∘ > بالنسبة إلى كوكب الزهرة ، لا توجد ملاحظات متاحة ، ومنحنى الطور غير معروف في تلك الحالات.

يختلف بياض الأرض بمعامل 6 ، من 0.12 في الحالة الخالية من السحب إلى 0.76 في حالة سحابة altostratus. الحجم المطلق هنا يتوافق مع بياض 0.434. لا يمكن التنبؤ بحجم الأرض الظاهري بدقة مثل معظم الكواكب الأخرى. [19]

تحرير الكويكبات

إذا كان لجسم ما غلاف جوي ، فإنه يعكس الضوء بشكل متناحي إلى حد ما في جميع الاتجاهات ، ويمكن تشكيل سطوعه على أنه عاكس منتشر. تميل الأجسام عديمة الغلاف الجوي ، مثل الكويكبات أو الأقمار ، إلى عكس الضوء بقوة أكبر في اتجاه الضوء الساقط ، ويزداد سطوعها بسرعة مع اقتراب زاوية الطور من 0 ∘ >. يسمى هذا التوهج السريع بالقرب من المعارضة بتأثير المعارضة. تعتمد قوتها على الخصائص الفيزيائية لسطح الجسم ، وبالتالي فهي تختلف من كويكب إلى كويكب. [12]

يختلف الحجم الظاهري للكويكبات أثناء دورانها ، على المقاييس الزمنية من ثوانٍ إلى أسابيع اعتمادًا على فترة دورانها ، بما يصل إلى 2 ماج < displaystyle 2 < text >> أو أكثر. [27] بالإضافة إلى ذلك ، يمكن أن يختلف حجمها المطلق باختلاف اتجاه الرؤية ، اعتمادًا على ميلها المحوري. في كثير من الحالات ، لا تعرف فترة الدوران ولا الإمالة المحورية ، مما يحد من إمكانية التنبؤ. النماذج المعروضة هنا لا تلتقط تلك التأثيرات. [23] [12]

مقادير الكواكب تحرير

يتم إعطاء سطوع المذنبات بشكل منفصل الحجم الإجمالي (م 1 > ، السطوع متكامل على كامل الامتداد المرئي للغيبوبة) و الحجم النووي (م 2 > ، سطوع المنطقة الأساسية وحدها). [28] كلاهما مقياسان مختلفان عن مقياس الحجم المستخدم للكواكب والكويكبات ، ولا يمكن استخدامه لمقارنة الحجم مع حجم الكويكب المطلق H.

يختلف نشاط المذنبات باختلاف المسافة بينها وبين الشمس. يمكن تقريب سطوعها كـ

المقادير والأحجام المطلقة لنوى المذنب
المذنب مطلق
الحجم M 1 < displaystyle M_ <1>> [32]
نواة
قطر الدائرة
مذنب سرابات −3.0 ≈100 كم؟
المذنب هيل بوب −1.3 60 ± 20 كم
المذنب هالي 4.0 14.9 × 8.2 كم
متوسط ​​مذنب جديد 6.5 2 كم [33]
289P / بلانبين (خلال فورة 1819) 8.5 [34] 320 م [35]
289P / Blanpain (نشاط عادي) 22.9 [36] 320 م

يمكن أن يختلف الحجم المطلق لأي مذنب بشكل كبير. يمكن أن يتغير عندما يصبح المذنب أكثر أو أقل نشاطًا بمرور الوقت ، أو إذا تعرض لانفجار. هذا يجعل من الصعب استخدام المقدار المطلق لتقدير الحجم. عندما تم اكتشاف المذنب 289P / Blanpain في عام 1819 ، تم تقدير حجمه المطلق على أنه M 1 = 8.5 < displaystyle M_ <1> = 8.5>. [34] تم فقده لاحقًا ، وتم إعادة اكتشافه فقط في عام 2003. في ذلك الوقت ، انخفض حجمه المطلق إلى M 1 = 22.9 = 22.9> ، [36] وتم إدراك أن عام 1819 تزامن الظهور مع انفجار. بلغ سطوع 289P / Blanpain سطوع العين المجردة (5-8 ماج) في عام 1819 ، على الرغم من أنه المذنب الذي يحتوي على أصغر نواة تم تمييزه جسديًا على الإطلاق ، وعادة لا يصبح أكثر سطوعًا من 18 ماج. [34] [35]

بالنسبة لبعض المذنبات التي تم رصدها على مسافات مركزية للشمس كبيرة بما يكفي للتمييز بين الضوء المنعكس من الغيبوبة والضوء من النواة نفسها ، تم حساب المقدار المطلق المشابه لتلك المستخدمة في الكويكبات ، مما يسمح بتقدير أحجام نواتها. [37]

بالنسبة إلى النيزك ، تكون المسافة القياسية لقياس الأحجام على ارتفاع 100 كم (62 ميل) عند ذروة الراصد. [38] [39]


11.3 أنواع النجوم ومخطط الموارد البشرية

يقدم هذا القسم نتائج استخدام الأدوات الموضحة أعلاه. من أجل الحصول على فكرة أفضل عن شكل النجوم ، ضعها في مجموعات من نوع ما. ثم يمكنك أن ترى كيف تختلف الكميات الأخرى بين المجموعات المختلفة. يصنف علماء الفلك النجوم في أنواع عامة بناءً على درجة حرارتها. يتم اختيار درجة الحرارة لأن لون النجم يعتمد على درجة الحرارة واللون سمة يسهل رؤيتها بغض النظر عن المسافة.

ومع ذلك ، فإن استخدام اللون كمسبار لدرجة الحرارة يعطي فقط قياسًا بدائيًا لدرجة حرارة النجم & # 8217 s. يستخدم علماء الفلك طريقة أخرى لتحديد درجة الحرارة بشكل أكثر دقة. يستخدم قوة خطوط الامتصاص المختلفة في طيف نجمي. بمجرد أن طور علماء الفلك هذه الطريقة ، بدأوا في البحث عن ارتباطات درجة الحرارة بكميات أخرى مثل الكتلة والحجم واللمعان على أمل أن يمكن فهم المبادئ الفيزيائية الأساسية للنجوم. لكن هل النجوم التي تراها بسهولة من الأرض نموذجية للنجوم الأخرى الموجودة في أجزاء أخرى من الكون؟ سترى كيف يمكن الإجابة على هذا السؤال المهم.

11.3.1 الاعتماد على درجة الحرارة لخطوط الامتصاص

تختلف قوة ونمط خطوط الامتصاص بين النجوم. بعض النجوم لديها خطوط هيدروجين قوية (داكنة) ، والنجوم الأخرى ليس لديها خطوط هيدروجين ولكن خطوط الكالسيوم والصوديوم قوية. هل وفرتها مختلفة؟ لا. عندما تعلم العلماء المزيد عن فيزياء الذرة ، اكتشفوا أن ال درجة الحرارة يحدد الفوتوسفير الخاص بالنجمة & # 8217s نمط الخطوط التي ستراها. لهذا السبب ، يمكنك تحديد درجة حرارة النجم من نمط خطوط الامتصاص التي تراها وقوتها. كوسيلة للتحقق من ذلك ، تُظهر الأطياف من جميع السحب الغازية التي تتكون منها النجوم نفس الوفرة تقريبًا في كل مكان.

قبل قراءة المزيد ، ستحتاج إلى فهم جيد للمفاهيم الموجودة في جزء التركيب الذري من فصل الضوء. يرجى مراجعة النصف الأخير من فصل الضوء أولاً قبل المتابعة حتى تفهم ما يلي.

في حين أن درجة الحرارة لا تغير مستويات الطاقة في ذرة & # 8212 ، فهي ثابتة ، من المؤكد أن درجة الحرارة تؤثر على عدد الإلكترونات في أي مستويات طاقة. عادة ما يكون قياس قوة خطوط امتصاص الهيدروجين هو الخطوة الأولى لتحديد درجة حرارة النجم & # 8217. إذا كان النجم شديد الحرارة أو شديد البرودة ، فإن خطوط الهيدروجين ستكون ضعيفة. لإنتاج خطوط هيدروجين قوية ومظلمة ، يجب أن تكون درجة حرارة النجم في نطاق معين. لإنتاج خط امتصاص الهيدروجين في النطاق المرئي (البصري) من الطيف الكهرومغناطيسي ، ذرة الإلكترون يجب أن يكون في مستوى الطاقة الثاني عندما تمتص الفوتون. إذا كانت درجة الحرارة مرتفعة للغاية ، فإن معظم ذرات الهيدروجين ستبدأ إلكتروناتها عند مستويات طاقة أعلى. إذا كانت درجة الحرارة منخفضة للغاية ، فإن معظم ذرات الهيدروجين ستبدأ إلكتروناتها من الحالة الأرضية.

إذا تم تسخين ذرات الهيدروجين إلى درجات حرارة عالية ، فإن الاصطدامات الذرية يمكن أن تؤين ذرات الهيدروجين. إذا لم تكن هناك إلكترونات مرتبطة بالنواة ، فلا توجد خطوط امتصاص للهيدروجين. إذا كانت درجة حرارة النجم # 8217 منخفضة جدًا ، فهناك عدد قليل من الإلكترونات في مستوى الطاقة الثاني. معظم الإلكترونات في الحالة الأرضية لأنه لا يوجد الكثير من الاصطدامات الذرية.

ستكون خطوط الهيدروجين قوية لدرجات الحرارة = 4000 إلى 12000 كلفن. تتشبث ذرات الهيليوم بإلكتروناتها بقوة أكبر ، وبالتالي ، تتطلب درجات حرارة أعلى من 15000 إلى 30000 كلفن لإنتاج خطوط امتصاص في النطاق المرئي. تتمتع ذرات الكالسيوم بقبضة أكثر مرونة على إلكتروناتها ، لذا فإن خطوط الكالسيوم تكون قوية لدرجات حرارة أكثر برودة من 3000 إلى 6000 كلفن. قوى كل عنصر & # 8217 s خطوط امتصاص حساسة لدرجة الحرارة. ستمنحك القوة المعطاة لعنصر & # 8217s درجة حرارة محتملة للنجم أو مجموعة من درجات الحرارة الممكنة. ولكن استخدام عنصرين أو أكثر من عناصر قوة الخط & # 8217s معًا يضيق نطاق درجة الحرارة الممكنة. يعطي الإسناد الترافقي لكل عنصر & # 8217 نقاط قوة الخط درجة حرارة دقيقة مع عدم التيقن من 20 إلى 50 ك فقط. هذه التقنية هي أكثر دقة طريقة لقياس درجة حرارة النجم.

استخدم برنامج تعليم علم الفلك UNL & # 8217s وحدة مستويات طاقة الهيدروجين لمزيد من استكشاف كيف يتغير عدد الذرات في حالة معينة (عدد الإلكترونات في حالة معينة) مع درجة الحرارة (سيظهر الرابط في نافذة جديدة).

درجة حرارة النجم الموجودة في الطيف المستمر ليست دقيقة. أحد أسباب ذلك هو أن بعض النجوم لديها قمم طيفها المستمر خارج النطاق المرئي لذلك لا يمكنك استخدام قانون Wien & # 8217s (راجع قسم قانون Wien & # 8217s) لتحديد درجة الحرارة. أيضًا ، النجوم ليست مشعات حرارية مثالية ، لذا فإن الطيف المستمر (قانون Wien & # 8217) يعطي درجة حرارة خشنة فقط (في حدود بضع مئات من كلفن). تم تلخيص الخطوط الطيفية التي شوهدت لأنواع مختلفة من النجوم في جدول خصائص التسلسل الرئيسي للنجوم أدناه.

11.3.2 الأنواع الطيفية

النجوم مقسمة إلى مجموعات تسمى أنواع طيفية (وتسمى أيضا الطبقات الطيفية) التي تعتمد على قوة خطوط امتصاص الهيدروجين.النجوم من النوع A لديها أقوى خطوط الهيدروجين (الأغمق) ، النوع B التالي الأقوى ، النوع F التالي ، إلخ. في الأصل كانت هناك الأبجدية الكاملة للأنواع ، بناءً على قوة خط الهيدروجين ، ولكن بعد ذلك اكتشف علماء الفلك أن تعتمد قوة الخط على درجة الحرارة.أيضًا ، توضح المناقشة في القسم السابق والشكل أعلاه أنه يجب استخدام أكثر من مجرد خطوط الهيدروجين لأن نجمًا شديد الحرارة ونجمًا باردًا يمكن أن يكون لهما نفس قوة خطوط الهيدروجين. يتم استخدام وجود خطوط ذرية أو أيونية أخرى جنبًا إلى جنب مع طيف الهيدروجين لتحديد درجة حرارة معينة للنجم.

بعد بعض إعادة ترتيب ودمج بعض الفئات ، أصبح تسلسل النوع الطيفي الآن OBAFGKM عند الطلب بواسطة درجة الحرارة. النجوم من النوع O هي النجوم الأكثر سخونة والنجوم من النوع M هي الأروع. ينقسم كل نوع طيفي إلى 10 فترات زمنية ، على سبيل المثال ، G2 أو F5 ، مع 0 أكثر سخونة من 1 ، و 1 أكثر سخونة من 2 ، وما إلى ذلك. حوالي 90٪ من النجوم تسمى التسلسل الرئيسي النجوم. أما الـ 10٪ الأخرى فهي إما عمالقة حمراء ، أو عمالقة عملاقة ، أو أقزام بيضاء ، أو نجوم أولية ، أو نجوم نيوترونية ، أو ثقوب سوداء. سيتم استكشاف خصائص هذه الأنواع من النجوم في الفصول التالية. يعطي الجدول أدناه بعض الخصائص الأساسية للفئات الطيفية المختلفة لـ التسلسل الرئيسي النجوم. لاحظ الاتجاهات في الجدول: كلما زادت درجة حرارة نجم التسلسل الرئيسي ، تزداد الكتلة والحجم. أيضًا ، نظرًا للعلاقة بين اللمعان وحجم ودرجة حرارة النجم ، فإن نجوم التسلسل الرئيسي الأكثر سخونة تكون أكثر إضاءة من نجوم التسلسل الرئيسي الأكثر برودة. ومع ذلك ، هناك حدود لمدى سخونة النجم ، أو مدى ضخامة وكبر حجمه. إن فهم سبب وجود القيود هو المفتاح لفهم كيفية عمل النجوم.

خصائص نجمة التسلسل الرئيسي
اللون صف دراسي الكتل الشمسية بأقطار شمسية درجة حرارة خطوط بارزة
زرقة ا 20 – 100 12 – 25 40,000 الهليوم المتأين
مزرق ب 4 – 20 4 – 12 18,000 الهيليوم المحايد ، الهيدروجين المحايد
أزرق أبيض أ 2 – 4 1.5 – 4 10,000 الهيدروجين المحايد
أبيض F 1.05 – 2 1.1 – 1.5 7,000 هيدروجين متعادل ، كالسيوم مؤين
أصفر ابيض جي 0.8 – 1.05 0.85 – 1.1 5,500 الهيدروجين المحايد ، أقوى الكالسيوم المتأين
البرتقالي ك 0.5 – 0.8 0.6 – 0.85 4,000 معادن متعادلة (كالسيوم ، حديد) ، كالسيوم مؤين
أحمر م 0.08 – 0.5 0.1 – 0.6 3,000 الجزيئات والمعادن المحايدة

يمكن للعمالقة الحمراء أن تصل إلى حوالي 50 ضعف حجم الشمس. الكواكب الفائقة حجمها بين 20 ضعف حجم الشمس بالنسبة للكواكب العملاقة B0 و 1000 ضعف حجم الشمس بالنسبة للعمالقة العملاقة M0. على الرغم من الحجم الهائل لبعض النجوم ، إلا أن أكبر عملاق فائق يبلغ عرضه 1/7000 سنة ضوئية فقط. منذ النجوم العديد سنوات ضوئية من بعضها البعض ، لا تصطدم مع بعضها البعض (حتى السمينة!).

كلمات

مراجعة الأسئلة 7

  1. ما هو السبب الرئيسي لامتلاك بعض النجوم لخطوط هيدروجين قوية (داكنة) والبعض الآخر خطوط H ضعيفة (فاتحة)؟
  2. لماذا النجوم شديدة الحرارة ليس لديها خطوط هيدروجين؟
  3. لماذا النجوم الرائعة ليس لديها خطوط هيدروجين؟
  4. ما هو تجميع النجوم حسب النوع الطيفي مرتكز على؟
  5. النجم من النوع الطيفي A لديه أقوى خطوط الهيدروجين. ما هي درجة حرارتها؟
  6. نجمان لهما قوة متساوية لخطوط الهيدروجين الخاصة بهما. يحتوي النجم A على خطوط من الهيليوم موجودة بينما يحتوي النجم B على خطوط من الكالسيوم المتأين. أي نجم أكثر سخونة؟ اشرح أسبابك.
  7. ماذا يكون اثنين الأسباب التي تجعل تحديد درجة حرارة نجم & # 8217s من قانون Wien & # 8217s (انظر فصل الإشعاع الكهرومغناطيسي) عادةً غير دقيق مثل استخدام الخطوط الطيفية؟
  8. ما هي أنواع الطيف السبعة الأساسية حسب درجة الحرارة (من الأكثر سخونة إلى أبرد)؟
  9. إذا كانت درجة حرارة سطح شمسنا 5840 كلفن ، فكم مرة يكون أسخن نجم من النوع O أكثر سخونة من الشمس؟ كم مرة يكون أبرد نجم من النوع M أكثر برودة من الشمس؟
  10. ما هو جزء النجوم التسلسل الرئيسي النجوم؟
  11. ما مدى درجات الحرارة الموجودة على سطح النجوم المتسلسلة الرئيسية؟
  12. ما هو نطاق اللمعان الذي تنتجه النجوم المتسلسلة الرئيسية؟ قارنها بالشمس (واتس هي وحدات طاقة صغيرة يبعث على السخرية استخدامها).
  13. ما هو نطاق أقطار التسلسل الرئيسي للنجوم؟ قارنهم بالشمس (الأميال والكيلومترات هي وحدات طول صغيرة للغاية لاستخدامها). العمالقة الحمر ، العمالقة العملاقة ، الأقزام البيضاء ليست نجوم التسلسل الرئيسي.
  14. ما هو ملف اتجاه في الأقطار النجمية مقابل درجة الحرارة للنجوم المتسلسلة الرئيسية؟ (كلما زادت درجة الحرارة ، القطر _________.)
  15. ما هو ملف اتجاه في اللمعان النجمي مقابل درجة الحرارة لنجوم التسلسل الرئيسي؟ (مع زيادة درجة الحرارة ، اللمعان _________.)
  16. ما هو احتمال أن تصطدم أكبر النجوم العملاقة بنجم آخر (بأي حجم)؟
  17. ما هو نطاق الكتل النجمية للنجوم المتسلسلة الرئيسية؟ قارنهم بالشمس (الجنيهات والكيلوغرامات هي وحدات كتلة صغيرة للغاية لاستخدامها).
  18. ما هو ملف اتجاه في الكتل النجمية مقابل درجة الحرارة لنجوم التسلسل الرئيسي؟ (مع زيادة درجة الحرارة ، الكتلة _________.)
  19. ما هو ملف اتجاه في الكتل النجمية مقابل لمعان نجوم التسلسل الرئيسي؟ (مع زيادة اللمعان ، الكتلة _________.)

11.3.3 مخطط هيرتزبرونج - راسل

من أجل فهم أفضل لكيفية تشكل النجوم ، يبحث الفلكيون عن ذلك الارتباطات بين الخصائص النجمية. أسهل طريقة للقيام بذلك هي إنشاء مخطط لخاصية جوهرية مقابل خاصية جوهرية أخرى. ان حقيقي الخاصية هي خاصية لا تعتمد على المسافة التي يبعدها النجم عن الأرض (على سبيل المثال ، درجة الحرارة والكتلة والقطر والتركيب واللمعان). بحلول بداية القرن العشرين ، فهم علماء الفلك كيفية قياس هذه الخصائص الجوهرية. في عام 1912 ، اثنان من علماء الفلك ، اجنار هيرتزبرونج (عاش 1873 & # 82111967) و هنري نوريس راسل (عاش 1877 & # 82111957) ، وجد بشكل مستقل ارتباطًا مفاجئًا بين درجة الحرارة (اللون) واللمعان (المقدار المطلق) لـ 90٪ من النجوم. تقع هذه النجوم على طول شريط قطري ضيق في الرسم التخطيطي يسمى التسلسل الرئيسي. هذه القطعة من اللمعان مقابل درجة الحرارة تسمى مخطط هيرتزبرونج-راسل أو فقط مخطط HR لفترة قصيرة.

قبل هذا الاكتشاف ، اعتقد علماء الفلك أنه كان من السهل على الطبيعة أن تصنع نجمًا خافتًا ساخنًا مثل نجم مضيء ساخن أو نجم مضيء بارد أو أي تركيبة أخرى تريدها. لكن الطبيعة تفضل أن تصنع أنواعًا معينة من النجوم. يمكّنك فهم السبب من تحديد طبيعة القواعد التالية. يُلاحظ أيضًا وجود ارتباط بين الكتلة واللمعان بالنسبة للنجوم المتسلسلة الرئيسية: اللمعان = الكتلة 3.5 في الوحدات الشمسية.


العلاقة بين اللمعان والكتلة لـ 192 نجمًا في أنظمة ثنائية طيفية مزدوجة الخطوط ، النجوم الساخنة والمضيئة من النوع O هي أكثر ضخامة من النجوم الباردة الخافتة من النوع M. تخبرنا العلاقة بين اللمعان والكتلة عن بنية النجوم وكيف تنتج طاقتها. سيتم استكشاف سبب علاقة اللمعان الكتلة بمزيد من التفصيل في الفصل التالي.

العشرة بالمائة الأخرى من النجوم في مخطط HR لا تتبع علاقة الكتلة مع اللمعان. تقع النجوم العملاقة والعملاقة في أعلى يمين الرسم التخطيطي. يجب أن تكون هذه النجوم كبيرة في القطر لأنها شديدة الإضاءة على الرغم من أنها باردة. لديهم مساحة كبيرة لإشعاع طاقتهم. تقع الأقزام البيضاء في الطرف المقابل في أسفل يسار الرسم التخطيطي. يجب أن يكون قطرها صغيرًا جدًا (فقط حول قطر الأرض) لأنها على الرغم من كونها ساخنة ، إلا أنها قاتمة في جوهرها. مساحة سطحها صغيرة وبالتالي فإن مجموع الطاقة المشعة الكلية صغير.

يُطلق على مخطط HR أيضًا اسم a مخطط حجم اللون لأن المقدار المطلق عادة ما يتم رسمه مقابل اللون. مخطط H-R أدناه لجميع النجوم المرئية بالعين المجردة (وصولاً إلى الحجم الظاهري = +5) بالإضافة إلى جميع النجوم في حدود 25 فرسخ فلكي. من السهل ملاحظة النجوم المضيئة لأنه يمكن رؤيتها من مسافات بعيدة ولكنها نادرة في المجرة. تميل إلى الإقامة في النصف العلوي من مخطط HR. يصعب رؤية النجوم الخافتة لكنها أكثر شيوعًا في المجرة. تميل إلى الإقامة في النصف السفلي من مخطط HR.

استخدم برنامج تعليم علم الفلك UNL & # 8217s وحدة مخطط هيرتزبرونج-راسل للحصول على برنامج تعليمي متعمق آخر حول مخطط الموارد البشرية عبر واجهة رسومية (سيظهر الرابط في نافذة جديدة).

11.3.4 اختلاف المنظر الطيفي

يمكنك استخدام الارتباط بين اللمعان ودرجة الحرارة (النوع الطيفي) لـ التسلسل الرئيسي النجوم للحصول على مسافاتهم. هذه الطريقة تسمى المنظر الطيفي لأنه تم العثور على مسافة من معرفة نوع طيفي نجم. تم العثور على مسافات النجوم البعيدة جدًا لإظهار اختلاف مثلثي يمكن اكتشافه بهذه الطريقة. فيما يلي الخطوات التي تستخدمها لإيجاد مسافة نجمية باستخدام طريقة التحليل الطيفي المنظر:

  1. تحديد النوع الطيفي للنجم من التحليل الطيفي وقياس سطوع النجم الظاهر (التدفق).
  2. استخدم تسلسلًا رئيسيًا معايرًا للحصول على لمعان النجم. تعد مجموعة Hyades في كوكبة Taurus هي أداة المعايرة القياسية.
  3. استخدم قانون التربيع العكسي للسطوع للحصول على المسافة: مسافة غير معروفة = مسافة المعاير × مربع[تدفق المعاير / نجم غير معروف وتدفق # 8217 ثانية.]

كيف تفعل ذلك؟

تم العثور على المسافات إلى النجوم العملاقة الحمراء والنجوم العملاقة بطريقة مماثلة ولكنك تحتاج إلى فحص أطيافها عن كثب لمعرفة ما إذا كانت النجوم الكبيرة جدًا التي تعتقد أنها كذلك. تم العثور على موضعها في مخطط HR المعاير ويمنحك سطوعها الظاهر المسافة. أيضًا ، يمكن استخدام هذه العملية لإيجاد مسافة الكتلة بأكملها. تتم مقارنة الرسم التخطيطي لحجم اللون بالكامل للمجموعة مع مجموعة معايرة & # 8217 s مخطط اللون وحجم. مجموعة المعايرة هي مسافة معروفة. يجب إجراء بعض التعديلات على الفروق العمرية والتركيب للمجموعة & # 8217s بين النجوم في الكتلة ومجموعة المعايرة. تسمى تعديلات الضبط هذه & # 8220 تركيب التسلسل الرئيسي. & # 8221

11.3.5 ما هو & # 8220Typical & # 8221 Star؟

غالبًا ما يُقال إن الشمس هي & # 8220average & # 8221 أو & # 8220typical & # 8221 نجمة في منتصف العمر. ما هو & # 8220average & # 8221 يعتمد على كيفية اختيار عينتك!

  1. بالمقارنة مع النجوم القريبة ، فإن الشمس مضيئة وساخنة وكبيرة.
  2. مقارنة مع فيما يبدو النجوم الساطعة ، الشمس قاتمة وباردة وصغيرة.
  3. بالمقارنة مع النجوم في العناقيد الكروية ، فإن الشمس صغيرة جدًا.
  4. بالمقارنة مع النجوم الموجودة في العناقيد المجرية المفتوحة ، فإن الشمس قديمة جدًا.

إذا اخترت نجومًا عشوائيًا من مجرتنا ، فكيف ستبدو؟ يمكن أن تمنحك كيفية اختيار النجوم إجابات مختلفة جدًا عن شكل النجم النموذجي. يوضح الشكل أدناه المكان الذي سيتم فيه رسم أكثر 100 نجم سطوعًا على ما يبدو في سمائنا وأين سيتم رسم أقرب 100 نجم على مخطط HR. كلتا مجموعتي البيانات مأخوذة من مسح Hipparcos. النجوم التي يظهر الساطعة في سمائنا هي أيضًا مضيئة في جوهرها في معظم الأحيان. هم الماس في الرسم التخطيطي. تقع جميع النجوم القريبة في نطاق 7.63 فرسخ فلكي من الشمس. يتم رسمها بالمثلثات المقلوبة. الغالبية العظمى من النجوم القريبة باردة وخافتة.

هناك طريقة أخرى لمقارنتها وهي رسم نسب الأنواع الطيفية لكل مجموعة. كما هو مبين في الشكل أدناه ، فإن معظم النجوم اللامعة ظاهريًا هي النجوم الساخنة والمضيئة من النوع A و B. تشتمل العينة على عدد قليل من النجوم شديدة الحرارة من النوع O. جميع النجوم من النوع K في عينة النجوم الساطعة باستثناء واحدة هي عمالقة أو نجوم عملاقة. جميع النجوم من النوع M عمالقة أو عمالقة عملاقة.

يبدو الرسم البياني لعينة النجم القريب مختلفًا تمامًا: غالبية النجوم هي النجوم الباردة والخافتة من النوع K و M. نجم واحد فقط في العينة بأكملها هو نجم عملاق. الباقي هم نجوم التسلسل الرئيسي.

أي من هذه العينات أكثر وكيل من مجموع النجوم في مجرتنا؟ أ عينة تمثيلية يشمل جميع أجزاء تعداد الكائنات التي تقوم بفحصها بنسبها الصحيحة. ستكون النسبة النسبية للأشياء الشائعة أكبر من النسب النسبية للأشياء النادرة. في الواقع ، قد لا توجد الأشياء غير الشائعة في عينة تمثيلية صغيرة لأنها نادرة جدًا!

يمكن أن تؤدي العينة المختارة بشكل سيئ والتي لا تمثل المجموعة الأكبر إلى نتائج متحيزة. يمكن العثور على مثل هذه التحيزات في أي عينة من الأشياء أو الأشخاص. عادة ما يعمل المسؤولون والسياسيون الذين يتخذون قراراتهم بناءً على ما تقوله استطلاعات الرأي أن الناس يعتقدون أو يفكرون في قضايا مختلفة ، مع عينات متحيزة من الآراء. سيجري منظمو الاستطلاعات مقابلات مع ما بين 1000 إلى 2000 شخص في جميع أنحاء البلاد ومن هذه المجموعة ، يحصلون على فكرة عما تعتقده الأمة بأكملها التي يبلغ عدد سكانها عدة مئات من الملايين. يحصلون على نتائج دقيقة فقط إذا كان لديهم عينة من الأشخاص يمثلون بشكل صحيح جميع السكان. من الصعب للغاية (إن لم يكن من المستحيل) الحصول على عينة تمثيلية لاستطلاعات الرأي السياسية. يعتبر وضع علم الفلك أسهل ويمكن استخدام الأساليب الإحصائية القياسية للعثور على عينة تمثيلية من النجوم.

في مثالنا عن أنواع النجوم ، تكون عينة النجم الساطع شديدة التحيز. متوسط ​​المسافة بين كل نجم في عينة النجم الساطع أكبر بحوالي 20 مرة من متوسط ​​المسافة بين كل نجم في عينة النجم القريب. يعطينا هذا فكرة تقريبية عن مدى انتشار النجوم المضيئة والنجوم الباهتة & # 8212 ، وانتشار النجوم المضيئة أكثر بكثير من النجوم الباهتة الباردة. لذلك ، في حجم معين من الفضاء ، سيكون هناك عدد من النجوم الخافتة الباردة أكثر من النجوم المضيئة. لا يمكن رؤية النجوم الباهتة من المسافات البعيدة التي تُرى فيها النجوم المضيئة ، لذا فإن عينة مبنية على تحيز السطوع الظاهر ضد النجوم العديدة الباهتة.

يشبه الوضع استخدام شبكات من مسافات مختلفة بين خطوط الشبكة لغربلة قطع المعادن على الشاطئ. ستسمح الشبكة الخشنة التي تحتوي على مسافات كبيرة بين الخطوط الشبكية للرمل بالسقوط ، لذا فإن كل ما تحصل عليه هو الصخور الكبيرة. ستكون عينة المعادن التي ستحصل عليها من الشبكة الخشنة مجرد الصخور الكبيرة النادرة. ستجمع الشبكة الدقيقة ذات الفجوات الضيقة بين خطوط الشبكة كل حبيبات الرمل والصخور الكبيرة. ستكون عينة المعادن التي ستحصل عليها من الشبكة الدقيقة هي جميع القطع المعدنية (الرمل + الصخور) في قطعة الشاطئ تلك وستصل إلى نتيجة أكثر دقة بكثير لنسبة القطع المعدنية الصغيرة (حبيبات الرمل) إلى قطع معدنية كبيرة (صخور كبيرة).


ألوان نجمية

تُظهر الصورة أعلاه قسمًا صغيرًا من حقل نجم في القوس تم التقاطه بواسطة HST من الفضاء. تنوع ألوان النجوم واضح على الفور. تختلف الألوان من الأبيض المزرق إلى الأحمر. لماذا النجوم لها ألوان مختلفة؟

إن لون النجم هو بالدرجة الأولى دالة لدرجة حرارته الفعالة. يجب أن تتذكر أن النجم يقترب من سلوك مشعاع الجسم الأسود. عندما يصبح الجسم الأسود أكثر سخونة يتغير لونه. إذا كنت ستقوم بتسخين طلقة صلبة ، ضعها أولاً في إصدار إشعاع في منطقة الأشعة تحت الحمراء. مزيد من التسخين سيشهد توهجًا بلون أحمر باهت. مع مزيد من التسخين ، يمكن أن يتوهج في النهاية باللون البرتقالي والأصفر والأبيض وفي النهاية باللون الأزرق. في النهاية ، إذا كان الجو حارًا بدرجة كافية ، فإن الجسم الأسود ينبعث معظم طاقته في منطقة الأشعة فوق البنفسجية. على الرغم من أن النجوم ليست أجسامًا سوداء مثالية ، إلا أن العلاقة بين درجة الحرارة واللون لا تزال تنطبق عليها.

عادة ما يكون اللون الذي نراه عبارة عن مزيج مضاف للانبعاثات من كل طول موجي. تظهر النجوم الساخنة باللون الأزرق لأن معظم الطاقة تنبعث في الأجزاء الأكثر زرقة من الطيف. هناك انبعاث ضئيل في الأجزاء الزرقاء من الطيف للنجوم الباردة - تظهر حمراء. على الرغم من أن الطول الموجي لانبعاث ذروة الشمس (قانون فيينا) يتوافق مع الجزء الأخضر من الطيف ، إلا أن لونها يبدو أصفر باهتًا بسبب المساهمات النسبية للأجزاء المختلفة من منحنى بلانك للون الكلي. يوضح الجدول أدناه اللون التقريبي ودرجة الحرارة للنجوم.

(الألوان الموضحة في الجدول أعلاه هي الرموز السداسية العشرية الصحيحة لشاشات RGB بناءً على تفاصيل من M. Charity في MIT. إنها تمثل اللون من قرص غاز ممتد وليست مصدر نقطة. لمزيد من المناقشة التفصيلية ، تفضل بزيارة موقعه على الويب. )

على الرغم من اختلاف ألوان النجوم ، إلا أن إدراكنا للألوان النجمية في سماء الليل ضعيف. وتناقش أسباب ذلك بعد ذلك.

رؤية بشرية

أعيننا هي كاشفات حساسة للغاية للفوتونات المرئية. نحتاج فقط إلى عدد قليل من الفوتونات العارضة لإحداث استجابة تحفيزية في أعيننا. لماذا إذن لا نرى ألوان النجوم بسهولة أكبر؟ هناك عدة أسباب في الواقع:

  1. المخاريط والقضبان: لأعيننا نوعان من العصي والمخاريط المستقبلات الضوئية. العصي أكثر وفرة (120 مليون) وحساسية من المخاريط ولها نسبة أعلى حول حواف الشبكية. لا يمكنهم رؤية اللون بل إنهم يرون التدرج الرمادي. القضبان لا تستجيب للضوء الأحمر. المخاريط أقل حساسية من العصي وتتجمع بالقرب من مركز الشبكية. ثلاثة أنواع من الأحمر والأزرق والأخضر تشكل سبعة ملايين من المخاريط في عين الإنسان. نظرًا لكون المخاريط أقل حساسية من العصي ، فإنها تتطلب عددًا أكبر من فوتونات الحوادث ذات التردد الصحيح لتشغيلها. هذا هو السبب الرئيسي لعدم رؤية اللون في الليل.
  2. النجوم كمصادر نقطية: المسافة الشاسعة من النجوم تعني أننا لا نستطيع حلها كأقراص ، وبدلاً من ذلك نرى الضوء من مصدر نقطة. أعيننا غير حساسة نسبيًا للون من مصادر النقطة. المصطلح الفني لهذا التأثير هو tritanopia حقل صغير. يمكن رؤية تشبيه مثير لهذا التأثير في صور النجوم على فيلم ملون. يصعب تمييز اللون عندما تكون النجوم مركزة ولكن إذا تم إلغاء ضبط بؤرة الكاميرا بحيث ينتشر ضوء النجوم على أقراص ، تصبح ألوانها أكثر وضوحًا كما هو موضح في الصورة أدناه بواسطة David Malin من كوكبة Orion. هنا تم إلغاء تركيز الكاميرا غير المتعقبة بشكل متزايد بمرور الوقت بحيث ينتشر ضوء النجوم بدلاً من مسارات النجوم الضيقة.

حتى لو استخدمنا كواشف أخرى مثل اللوحات الفوتوغرافية أو أجهزة CCD لاكتشاف الضوء الصادر من النجوم بدلاً من أعيننا ، فقد لا يكون اللون المسجل هو اللون "الحقيقي" للنجم لأسباب أخرى.

الاحمرار والانقراض بين النجوم.

الفضاء بين النجوم ليس فراغًا مثاليًا. يشتمل الوسط النجمي (ISM) على غاز محايد بارد (HI عند ≈ 70 كلفن) وغاز دافئ محايد (HI عند 6000 كلفن) وبلازما متأينة ساخنة (H II عند 10 6 كلفن) الموجودة أساسًا في مستوى المجرة في الحلزون أسلحة. يتكون الغبار الكوني من حبيبات صغيرة من السيليكات والحديد والكربون والماء المجمد وجليد الأمونيا 0.1 إلى 0.01 ميكرون (ميكرومتر) في الحجم. على الرغم من أن هذا الغبار الكوني لا يشكل سوى 1٪ من كتلة ISM ، فإنه يمتص الضوء وينثره من النجوم. هذا يعني أن الضوء القادم من نجم بعيد ينخفض ​​في شدته بحيث يظهر النجم أغمق مما سيكون عليه لو لم تكن هناك مادة متداخلة. يطلق عليه انقراض يمكن تقدير هذا التأثير إذا كانت المسافة إلى النجم وموقعه بالنسبة إلى أذرع المجرة والسحب الجزيئية معروفة. بشكل عام ، تعاني النجوم البعيدة من انقراض أو انخفاض في السطوع أكثر من النجوم القريبة.

يتناسب الانقراض عكسياً مع الطول الموجي ، لذا فإن الضوء الأحمر أقل تأثراً من الضوء الأزرق.وهكذا تظهر النجوم البعيدة حمراء أكثر مما هي عليه في الواقع. هذا احمرار بين النجوم يجب تعويضه في محاولة تحديد اللون الحقيقي والسطوع للنجم. إذا كانت فئتا طيف النجم واللمعان معروفة يمكن استنتاج حجمها المطلق ولونها. من خلال قياس لونه الظاهر ، يمكن تحديد مقدار الاحمرار ويمكن بعد ذلك استخدامه لتحديد مسافة تقريبية عن النجم.

تتمتع موجات الأشعة تحت الحمراء والراديو بأطوال موجية أطول من الضوء المرئي الأحمر ويمكن أن تنتقل عبر ISM دون عوائق نسبيًا ومن ثم فهي توفر معلومات مفيدة حول العمليات التي تحدث داخل السحب الجزيئية والأذرع المجرية.

المعدنية

العمالقة الحمراء مثل منكب الجوزاء ليسوا في الواقع باللون الأحمر. إذا نظرت إلى اللون في الجدول 4.3 أعلاه ، يمكنك أن ترى أن لونه الفعلي سيكون برتقاليًا أكثر من اللون الأحمر الحقيقي. ومع ذلك ، تظهر مجموعة صغيرة من النجوم باللون الأحمر الغامق. هذه هي نجوم الكربون مثل 19 أو TX Piscium. تحتوي هذه النجوم ذات اللون الأحمر الياقوتي على وفرة عالية من جزيئات الكربون مثل C.2، CH و CN في طبقاتها الخارجية التي تمتص معظم الفوتونات في الأجزاء الزرقاء والبنفسجية من الطيف. تم تصنيف نجوم الكربون تقليديًا إلى فئتين R و N بدرجات حرارة مماثلة للنجوم K و M على التوالي. في الوقت الحاضر يشار إليهم بشكل جماعي بالنوع C (للكربون).


الأطياف من الأجرام الفلكية

دعنا نعرف استخدام هذه المبادئ الأساسية لحساب ومقارنة الأطياف التي تنتجها أنواع مختلفة من الأجسام الفلكية.

أطياف النجوم

الطيف أدناه هو مخطط شدة لنجم. لاحظ ميزات خط الامتصاص المميزة بما في ذلك الخطوط القوية لسلسلة Balmer و Hα و Hβ و Hγ و Hδ. الشكل العام للطيف يقترب من منحنى الجسم الأسود مع ذروة الطول الموجي. يمكن استخدام هذا لتحديد درجة الحرارة الفعالة للنجم. النجوم ذات درجات الحرارة والحجم والفلزات المختلفة سيكون لها أطياف مختلفة ولكن معظمها تظهر خطوط امتصاص حتى لو لم تظهر جميعها خطوط بالمر قوية كما في هذا النجم.

أدت دراسة عدة آلاف من الأطياف النجمية في أواخر القرن التاسع عشر إلى تطوير نظامنا الحديث لتصنيف النجوم. تمت مناقشة مفهوم الفئات الطيفية بمزيد من التفصيل في الصفحة التالية. يوفر التحليل الدقيق لطيف النجم لعلماء الفلك ثروة من التفاصيل بما في ذلك درجة الحرارة الفعالة وسرعة الدوران والسرعة الانتقالية وكثافته وتكوينه الكيميائي ومعدنيه. تمت مناقشة كل هذه في صفحة أخرى.

يتم الحصول على معظم الأطياف الآن بطريقة كهروضوئية ، مما ينتج مخططات كثافة 1D مثل تلك الموضحة أعلاه. تاريخيا تم الحصول على معظم الأطياف بالتصوير. تُظهر الصورة أدناه مقارنة على مخطط شدة (أو تتبع) ولوحة فوتوغرافية للطيف للنجم نفسه.

السدم الانبعاثية

يمكن ملاحظة أطياف الانبعاث في السدم الانبعاثية مثل M42 والسديم العظيم في الجبار وسديم إيتا كارينا (كما هو موضح على اليمين). يسمى اللون الأحمر الوردي المميز منطقة H II.

يرجع اللون المميز إلى انبعاث الخط الطيفي عندما يتحد الإلكترون المتأين مع بروتون لتكوين هيدروجين محايد. الأطياف أدناه كلاهما من منطقة Eta Carinae H II. الجزء العلوي هو الأطياف الأصلية بينما تم تعديل الطيف السفلي لسطوع السماء وإزالة تأثيرات الامتصاص في غلافنا الجوي. تم الحصول على هذا الطيف باستخدام IRIS2 ، مطياف الأشعة تحت الحمراء على التلسكوب الأنجلو-أسترالي.

السدم الكوكبية هي نوع آخر من السدم الانبعاثية. تُظهر أطيافها ميزات انبعاث قوية ويمكن استخدام تحليل انزياح دوبلر للخطوط لتحديد مدى سرعة توسع الغاز المقذوف. يبلغ قطر السديم الكوكبي NGC 3132 الموضح على اليمين حوالي 1/2 في السنة الضوئية ويبعد 670 قطعة. تتوسع قشرة الغاز المحيطة بالنجم المحتضر بسرعة 14 كيلومترًا في الثانية تقريبًا.

جالاكسي سبكترا

الطيف الكلي للمجرة هو ببساطة الطيف المشترك لجميع النجوم والمواد المشعة الأخرى في المجرة. نظرًا لتنوع المجرات في التركيب والتركيب النسبي لنوع النجم والغاز ، فإن أطيافها ستتنوع. مخطط تصنيف المجرات الذي طوره إدوين هابل واستند إلى الصور الفوتوغرافية لشكل المجرات يتم استكماله الآن بمقارنة أطيافها. فيما يلي أمثلة على أطياف المجرة التي تم الحصول عليها بواسطة مسح الانزياح الأحمر للمجرة 2dF:

يختلف الحصول على طيف من مجرة ​​بدلاً من نجم في أن المجرة يمكن غالبًا حلها ككائن ممتد بدلاً من نقطة مصدر. بالنسبة للمجرة التي تظهر ممتدة ، من الممكن أن تأخذ طيفًا من أجزاء مختلفة من المجرة. يمكن أن يوفر هذا معلومات مثل التركيب ومعدلات ولادة النجوم وسرعة الدوران لأجزاء مختلفة من المجرة. قامت فيرا روبين في أوائل السبعينيات بقياس معدل دوران أكثر من 60 مجرة. أظهر تحليلها أنه يجب أن تحتوي على الكثير من المواد غير المرئية بداخلها لتثبيتها معًا لأنها كانت تدور بسرعة كبيرة بحيث لا يمكن ربطها جاذبيًا بالكتلة المرئية. أول ذكر لما يسمى بالمادة المظلمة كان من قبل فرانز زويكي في عام 1933. وبقياس سرعات المجرات في مجموعة الكوما ، استطاع أن يستنتج أن حوالي 90٪ من كتلة العنقود يجب أن تكون شكلاً من أشكال المادة المظلمة في من أجل الحفاظ على الكتلة معًا.

المجرات لها أنواع مختلفة. بعضها مجرات صغيرة وقزمة. البعض الآخر عبارة عن مجرات إهليلجية عملاقة خالية من الغبار والغاز اللازمة للأجيال الجديدة من ولادة النجوم. المجرات مثل مجرتنا درب التبانة هي مجرات حلزونية كبيرة. تمتلك هذه الأذرع عادةً عدة أذرع لولبية حول نواة المجرة. يمكن ضغط الغبار والغاز الموجود في الذراعين بواسطة موجات الكثافة التي تؤدي إلى نوبات جديدة من تكون النجوم. يظهر هذا بشكل شائع في مناطق H II مثل M 42 والسديم العظيم في Orion وفي المجرات الأخرى. في صورة المجرة NGC 2997 أسفل المنطقة H II تظهر بوضوح مناطق حمراء زهرية زاهية في الأذرع الحلزونية.

أطياف الكوازار

تُظهر الكوازارات سمات انبعاث ساطعة للغاية بالنسبة إلى استمرارية منخفضة الكثافة في أطيافها. في الواقع ، لم يدرك علماء الفلك أنها ليست مجرد نجوم باهتة إلا من خلال التحليل الدقيق لأطياف الكوازارات. مصطلح الكوازار هو في الواقع تقلص لمصطلح كائن شبه نجمي أو QSO. تُظهر الصورة على اليمين نجمًا كوازارًا في حقل به بعض النجوم. من الصعب جدًا التمييز بينهما - يظهر الكوازار كنجم خافت بحجم ظاهر قدره 18.70.

عندما يتم تحليل طيف الكوازار ، تظهر بعض السمات الرئيسية. أولاً ، يُظهر طيفه خطوط انبعاث قوية مميزة ترتفع فوق سلسلة متصلة واسعة. ثانيًا ، خطوط الانبعاث ليست في المكان الذي نتوقع رؤيته إذا كان الكائن نجمًا قريبًا. يتكون خط ليمان α الموجود على يسار الطيف من خلال التحولات بين مستويي الطاقة n = 1 و n = 2 في الهيدروجين المحايد. ينتج هذا عادةً خطوطًا طيفية بطول موجة يبلغ 121.6 نانومتر أو 1216 ngstroms الموجودة في الجزء فوق البنفسجي من الطيف. هنا ، مع ذلك ، يُرى خط Lyman α بوضوح بطول موجة يبلغ حوالي 4100 ngstroms في الجزء المرئي من الطيف. لماذا هذا؟ التفسير القياسي هو أن الكوازار الذي يقع على مسافة شاسعة منا يبدو أنه ينحسر عنا بسبب توسع الكون. إن سرعة الركود العالية للكوازار بالنسبة لنا تعني أن خطوطه الطيفية تبدو وكأنها تتحول إلى أطوال موجية أطول. لقد تم انزياحهم إلى الأحمر. يحتوي الكوازار الموضح على انزياح أحمر بمقدار 2.3251 كما تم قياسه من الانزياح في خطوط هذا الطيف.

أنواع النجوم الغريبة

تُظهر بعض الأنواع الغريبة من النجوم مثل نجوم وولف رايت انبعاثًا قويًا وواسعًا للهيليوم المتأين وأكسجين الكربون والنيتروجين في أطيافها. تفقد هذه النجوم النادرة والساخنة والمضيئة كتلتها بمعدل كبير. تنتج خطوط الانبعاث عن توسع غلاف الغاز المطرود بسرعات تصل إلى 3000 كيلومتر في الثانية -1.

يمكن أن يكون لنجوم الكربون درجات حرارة مماثلة لنجوم الفئة G و K و M (4600 - 3100 كلفن) ولكن تحتوي على وفرة من الكربون أعلى بكثير من النجوم العادية. اللون الأحمر الغامق بسبب امتصاص الضوء الأزرق بواسطة مركبات الكربون على مستوى السطح ، يتم تخصيص فئة طيفية من النوع C. فيما يلي مثال على طيف نجم غني بالكربون.

هناك أنواع أخرى من النجوم الغريبة بما في ذلك النجوم الغريبة A ونجوم خط الانبعاث الساخن ونجوم أكسيد المعادن الثقيلة ، وكلها مصنفة حسب أطيافها.


لماذا تستخدم المرشحات الآلية المختلفة أنظمة أحجام مختلفة (Vega مقابل AB)؟ - الفلك

يتم تحديد سطوع النجوم بـ الحجم النظام. ابتكر عالم الفلك اليوناني هيبارخوس هذا النظام حوالي عام 150 قبل الميلاد. لقد وضع النجوم الأكثر سطوعًا في فئة الدرجة الأولى ، والنجوم اللامعة التالية في فئة الدرجة الثانية ، وهكذا دواليك حتى تم تجميع كل النجوم المرئية في فئات ست درجات. كانت النجوم الأكثر قتامة من الدرجة السادسة. كان نظام المقدار يعتمد على مدى سطوع النجم للعين المجردة.

بحلول القرن التاسع عشر ، طور علماء الفلك تقنية لقياس سطوع النجم بشكل موضوعي. بدلاً من التخلي عن نظام القدر المستخدم منذ فترة طويلة ، صقله علماء الفلك وحددوه كمياً. لقد أثبتوا أن أ فرق 5 مقادير يتوافق مع عامل شدة 100 مرة بالضبط. استندت فترات الحجم الأخرى إلى اعتقاد القرن التاسع عشر حول كيفية إدراك العين البشرية للاختلافات في السطوع. كان يُعتقد أن العين تشعر بالاختلافات في السطوع على مقياس لوغاريتمي ، لذا فإن حجم النجم لا يتناسب طرديًا مع الكمية الفعلية للطاقة التي تتلقاها. من المعروف الآن أن العين ليست كاشفًا لوغاريتميًا تمامًا.

عيناك تدرك نفس الشيء النسب من شدة متساوية فترات من السطوع. على مقياس المقدار الكمي ، تقابل فترة الحجم 1 عامل 100 1/5 أو ما يقرب من 2.512 ضعف الكمية في الشدة الفعلية. على سبيل المثال ، النجوم ذات القدر الأول حوالي 2.512 2-1 = 2.512 مرات أكثر سطوعًا من النجوم ذات الدرجة الثانية ، 2.512 & # 2152.512 = 2.512 3-1 = 2.512 2 مرات أكثر سطوعًا من النجوم ذات الحجم الثالث ، 2.512 & # 2152.512 & # 2152.512 = 2.512 4-1 = 2.512 3 مرات أكثر سطوعًا من النجوم ذات الدرجة الرابعة ، وما إلى ذلك (راجع ملحق مراجعة الرياضيات لمعرفة المقصود بمصطلحي `` عامل '' و `` مرات ".) لاحظ أنك ترفع الرقم 2.512 إلى قوة تساوي فرق بالمقادير.

أيضًا ، تتجاوز العديد من الكائنات حدود هيبارخوس الأصلية التي تتراوح من 1 إلى 6. ويمكن أن يكون لبعض الأجسام الساطعة جدًا مقادير 0 أو حتى أرقام سالبة والأجسام الباهتة جدًا لها مقادير أكبر من +6. الشيء المهم الذي يجب تذكره هو أن الأجسام الأكثر إشراقًا لها الأصغر مقادير من الأجسام الخافتة. نظام الحجم مشدود ، لكنه تقليد! (أغنية من عازف الكمان على السطح يمكن لعبها هنا.)

الحجم الظاهر

كيف تفعل ذلك؟

الحجم المطلق واللمعان

يمكن أن يكون النجم مضيئًا لأنه ساخن أو كبير (أو كلاهما!). لمعان جسم ما = مقدار الطاقة التي ينتجها كل متر مربع مضروبة في مساحة سطحه. تذكر من فصل الإشعاع الكهرومغناطيسي أن كمية الطاقة المتدفقة عبر كل متر مربع = & # 215 (درجة حرارة سطح الجسم) 4 ، أين ثابت ستيفان بولتزمان. نظرًا لارتفاع درجة الحرارة إلى القوة الرابعة ، فهذا يعني أن لمعان النجم يزداد بسرعة كبيرة مع زيادات طفيفة في درجة الحرارة.

نظرًا لأن مساحة السطح هي أيضًا في علاقة اللمعان ، فإن لمعان النجم الأكبر أكبر من النجم الأصغر عند نفس درجة الحرارة. يمكنك استخدام العلاقة للحصول على خاصية مهمة أخرى للنجم. إذا قمت بقياس السطوع الظاهر ودرجة الحرارة والمسافة بين النجم ، يمكنك تحديد حجمه.

يوضح الشكل أدناه الاعتماد المتبادل للكميات القابلة للقياس مع القيم المشتقة التي تمت مناقشتها حتى الآن. في علاقة المثلث الأيسر ، يتم ربط السطوع الظاهري والمسافة واللمعان معًا بحيث إذا كنت تعرف أي جانبين ، يمكنك اشتقاق الضلع الثالث. على سبيل المثال ، إذا قمت بقياس السطوع الظاهري لجسم متوهج (مدى سطوعه من موقعك) وبعده (مع اختلاف المنظر المثلثي) ، فيمكنك حينئذٍ اشتقاق لمعان الكائن المتوهج. أو إذا قمت بقياس السطوع الظاهري لجسم متوهج وكنت تعرف سطوع الكائن دون معرفة بعده ، يمكنك اشتقاق المسافة (باستخدام قانون التربيع العكسي). في العلاقة المثلثية الصحيحة ، يتم ربط لمعان ودرجة حرارة وحجم الجسم المتوهج معًا. إذا قمت بقياس درجة حرارة الجسم وتعرفت على لمعانه ، يمكنك اشتقاق حجم الجسم. أو إذا قمت بقياس حجم الجسم المتوهج ودرجة حرارته ، يمكنك اشتقاق لمعان الجسم المتوهج - ناتج الطاقة الكهرومغناطيسية.

أخيرًا ، لاحظ أن أ يمكن أن يكون للكائن الصغير الساخن نفس لمعان جسم كبير وبارد. لذلك إذا ظل اللمعان هو نفس، يجب أن تؤدي الزيادة في حجم (مساحة السطح) للكائن إلى زيادة درجة حرارة DE للتعويض.

أشهر النجوم اللامعة ظاهريًا هي أيضًا ساطعة في جوهرها (مضيئة). يمكن رؤيتها من مسافات بعيدة. ومع ذلك ، فإن معظم النجوم القريبة باهتة في جوهرها. إذا افترضت أننا نعيش في بقعة نموذجية من مجرة ​​درب التبانة (باستخدام مبدأ كوبرنيكوس) ، فإنك تستنتج أن معظم النجوم هي بواعث ضوئية ضئيلة. النجوم الساطعة التي يمكنك رؤيتها حتى في المدينة هي النجوم الغريبة في مجرتنا! تمتلك النجوم الأقل سطوعًا المقادير المطلقة = +19 وألمع النجوم لها المقادير المطلقة = -8. هذا نطاق كبير في اللمعان! انظر إلى مربع `` كيف تفعل ذلك؟ '' أسفل الجدول التالي للحصول على أمثلة لاستخدام المقادير الظاهرة والمطلقة لتحديد المسافات النجمية واللمعان للنجوم.

حتى لمعان النجم الخافت جوهريًا أكبر بكثير من كل الطاقة التي نولدها هنا على الأرض ، لذا فإن & quotwatt & quot أو & quotmegawatt & quot هي وحدة طاقة صغيرة جدًا لاستخدامها للنجوم. يتم تحديد لمعان النجوم بوحدات من لمعان الشمس- بالنسبة للشمس (لذا تولد الشمس لمعانًا واحدًا للطاقة الشمسية). يبلغ سطوع واحد للشمس حوالي 4 & # 215 10 26 واط.

المقادير والمسافات لبعض النجوم المشهورة (من القياسات الدقيقة لبعثة Hipparcos)

نجمة التطبيق. * المسافة (الكمبيوتر) عابس ماج. * اللمعان البصري (متعلق بالشمس) **
شمس -26.74 4.84813吆 -6 4.83 1
سيريوس -1.44 2.6371 1.45 22.5
أركتوروس -0.05 11.25 -0.31 114
فيجا 0.03 7.7561 0.58 50.1
سبيكا 0.98 80.39 -3.55 2250
نجمة بارنارد 9.54 1.8215 13.24 1/2310
بروكسيما سينتاوري 11.01 1.2948 15.45 1/17700


* تم قياس المقادير باستخدام مرشح `` V '' ، انظر القسم التالي.

** اللمعان المرئي هو ناتج الطاقة في الفلتر `` V ''. من شأن اللمعان الكلي (`` اللمعان البوليومتري '') أن يشمل الطاقة في جميع أجزاء الطيف الكهرومغناطيسي.

كيف تفعل ذلك؟

إذا كنت تعرف المقدار المطلق للنجم ، فعند مقارنته بنجوم المعايرة ، يمكنك تحديد المسافة.
المسافة = 10 (المقدار الظاهري - المقدار المطلق + 5) / 5.

على سبيل المثال ، Spica لها حجم ظاهر يبلغ 0.98 والنجوم من نوعها لها مقادير مطلقة حوالي -3.55 ، لذلك تقع Spica على مسافة 10 [0.98 - (-3.55) + 5] / 5 = 10 1.906 = 80.54 وهو قريب جدا من حساب المثلثات. تم قياس قيمة المنظر بواسطة Hipparcos (تم تقريب الحجم المطلق لـ Spica البالغ -3.546 إلى -3.55 في الجدول أعلاه).


تصميم Fronthaul لـ mmWave MIMO الهائل

Z. جاو و. Z. Wang ، في mmWave Massive MIMO ، 2017

12.4.1 مفهوم Fronthaul القائم على MIMO الهائل mmWave

يمكن توضيح الواجهة الأمامية الضخمة القائمة على mmWave MIMO في الشكل 12.8 ، والذي يحتوي على العديد من الميزات والأحكام المميزة:

الشكل 12.8. mmWave شبكة أمامية ضخمة تعتمد على MIMO [9].

بالمقارنة مع أنظمة mmWave المتعددة التقليدية التي تقتصر على اتصالات PtP ، يمكن لتقنية MIMO الضخمة الناشئة mmWave أن تدعم الإرسال متعدد المستخدمين ، مما يتيح طوبولوجيا الشبكة الأمامية المعشقة. علاوة على ذلك ، يمكن أن توفر MIMO الضخمة ذات الموجة mmWave مثل هوائيات العدسة إرسالًا اتجاهيًا عاليًا للتخفيف من فقدان المسار مع تداخل منخفض.

يمكن أن توفر طوبولوجيا الشبكة الأمامية المرنة بنية شبكة أمامية مرنة ، والتي يمكن أن تستوعب بشكل فعال عمليات النشر المختلفة للخلايا الصغيرة فائقة الكثافة. علاوة على ذلك ، نقترح أقل من نصف ساعة من وقت التثبيت على أثاث الشوارع باستخدام مُثبِّت مُدرَّب على أقل تقدير ، كما أن الجهاز الأمامي مُهيأ ذاتيًا لبناء شبكة أمامية تدعم التوصيل والسحب. ومن ثم ، فإن واجهة شبكة mmWave تتمتع بقابلية تطوير عالية للأعمال لأنه يمكن إضافة خلايا صغيرة جديدة بتكلفة منخفضة للتخطيط الأمامي.

يمكن لطوبولوجيا الشبكة الأمامية أن تقدم روابط أمامية متعددة المتاجر. ونتيجة لذلك ، فإن الروابط الأمامية الطويلة ليست ضرورية مع التكلفة الإجمالية للملكية (TCO) المخفضة ، ويمكن ضمان ارتباط LOS fronthaul الموثوق به ، ويمكن ضمان الروابط الأمامية القوية بسبب خيارات المسار المختلفة.

من خلال استغلال خوارزميات تشكيل الحزمة التكيفية وتقنيات التكوين الذاتي ، في الحالات التي تكون فيها الروابط الأمامية الحالية مزدحمة ، أو يتم حظر بعض الروابط ، يمكن لكل عقدة أن تبني تلقائيًا الروابط المثلى مع جيرانها وتؤسس أيضًا المسار الأمثل إلى PoP على أساس على متطلبات QoS ، بما في ذلك معدل نقل البيانات الأمامية ووقت الاستجابة ومعدل خطأ الحزمة. الواجهة الأمامية للشبكة ذكية ويمكنها التنظيم الذاتي في الوقت الفعلي ، دون تدخل بشري.

يمكن أن يوفر استغلال النطاق V والنطاق الإلكتروني حصانة ضد التداخل. علاوة على ذلك ، تعد الإدارة التلقائية للتداخل ضرورية للتغلب على أي تداخل في الحزم الاتجاهية والتداخل الخارجي.

الازدواج الكامل مخصص لشبكة أمامية شبكية لدعم الإرسال والاستقبال في نفس الوقت لكل عقدة.