Mέτρηση αποστάσεων ;;

[παναγιωτης]

Πως γίνεται η μέτρηση των αποστάσεων με την παρατήρηση των Κηφείδων (νομίζω), ας πούμε; Ποιοι τρόποι υπάρχουν κ μπορεί κάποιος από αυτούς να εφαρμοστεί από ερασιτέχνες;

[jupiter]

Πως γίνεται η μέτρηση των αποστάσεων με την παρατήρηση των Κηφείδων (νομίζω), ας πούμε; Ποιοι τρόποι υπάρχουν κ μπορεί κάποιος από αυτούς να εφαρμοστεί από ερασιτέχνες;

 

γενικότερα σε ενδιαφέρει οι μέθοδοι που χρησιμοποιούν οι αστρονόμοι για τη μέτρηση των απόστάσεών των αστέρων απο τη γή?

[παναγιωτης]

Ναι, και η μέτρηση της απόστασης σφαιρωτών σμηνών και γαλαξιών.

[George Makris]

Παναγιώτη δες αυτά

 

http://en.wikipedia.org/wiki/Variable_stars#Delta_Cepheid_variables

http://en.wikipedia.org/wiki/Standard_candle

 

Cepheids are important because they are a type of standard candle. Their luminosity is directly related to their period of variation, with a slight dependence on metallicity as well. The longer the pulsation period, the more luminous the star. Once this period-luminosity relationship is calibrated, the luminosity of a given Cepheid whose period is known can be established. Their distance is then easily found from their apparent brightness. Observations of Cepheid variables are very important for determining distances to galaxies within the Local Group and beyond.

[alepohori]

ένας τρόπος που ξέρω είναι η μέτρηση λαμπρότητας των supernova Type1a που υπάρχουν σε έναν γαλαξία. Πρόκειται για διπλό σύστημα ερυθρού γίγαντα και λευκού νάνου στο οποίο παρατηρείται μετακίνηση λόγω βαρύτητας μεγάλων ποσοτήτων μαζών από το πρώτο στο δεύτερο.Όταν η αύξηση της μάζας του λευκού νάνου ξεπεράσει ένα καθορισμένο όριο (το οποίο δε θυμάμαι) , εκρήγνυται και έτσι η λαμπρότητα των supernova αυτού του τύπου είναι σταθερή.Αν μετρηθεί η φαινόμενη λαμπρότητα,μπορούμε να υπολογίσουμε και την απόσταση,όταν ξέρουμε την σχέση που τα συνδέει.

[Anyone_anywhere]

Πως γίνεται η μέτρηση των αποστάσεων

Παναγιωτη οταν λεμε αποσταση για ποιο αντικειμενο μιλαμε κατ'αρχην?

 

1) Αν ειναι για αστρα, και κυριως κοντινα (ως μερικες εκατονταδες ετη φωτος) χρησιμοποιηται κυριως η μεθοδος της παραλλαξης.

Εχοντας καποια αστρα ως σταθερο υποβαθρο, βλεπουμε ποια ειναι η μετατοπιση ενος συγκεκριμενου αστρου (σε δευτερολεπτα τοξου) σε δυο διαφορετικες εποχες (Ιανουαριο και Ιουλιο π.χ.)

Εχοντας ως δεδομενο απ'τις παρατηρησεις το π ( παραλλαξη ) και το m (φαινομενο μεγεθος αστερα) το οποιο βρισκουμε με καποιες διαταξεις, τοτε απο τον τυπο

βρισκουμε και το Μ κεφαλαιο, δηλαδη την απολυτη λαμπροτητα του αστερα,

 

κι επειτα αντικαθιστοντας στον τυπο

(2)

 

και επιλυοντας, εχουμε την ζητουμενη αποσταση d αστερα σε parcec.

Πηγη :

http://en.wikipedia.org/wiki/Absolute_magnitude

 

 

2) Για τη μεθοδο με τους κηφειδες που ρωτησες:

Γενικα οι κηφειδες, και ειδικοτερα ο δ Κηφεα χρησιμοποιουνται οπως ειπωθηκε, ως standard candles δηλαδη ως αστρα υποβαθρου για μετρηση διαγαλαξιακων αποστασεων και ευρεση της αποστασης deep sky αντικειμενων και γαλαξιων κυριως.

Εδω για τον υπολογισμο εχουμε τα εξης :

Aπο το τυπο

βρισκουμε και παλι την απολυτη λαμπροτητα Μ ( και P η περιοδος μεταβλητοτητας σε μερες. ) Απο τον δευτερο τυπο υπολογιζουμε το d του αστερα και παλι.

Γενικοτερα οι κηφειδεις εχουμε περιοδο μεταβλητοτητας (P ) μερικες ημερες.

 

 

3) Για να μεινουμε στα deep sky, αν θελουμε να βρουμε τις αποστασεις των σφαιρωτων αστρικων σμηνων (που βρισκονται ως επι το πλειστον στο κεντρο του γαλαξια ) δηλαδη για αποστασεις σε κατι ενδιαμεσο απ'αυτη των κοντινων αστρων και των μακρινων γαλαξιων, χρησιμοποιουνται οι τυπου RR Lyra μεταβλητοι κηφειδες, οι οποιοι εχουν περιοδο μεταβλητοτητας στη φωτεινοτειτα μονο μερικες ωρες.

 

Για ερασιτεχνικη αστρονομια λιγο δυσκολο, γιατι χρειαζονται πολυ ακριβεστατα οργανα για να μετρηθει η παραλλαξη π. Εκτος του οτι για τον προσδιορισμο του φαινομενου μεγεθους m (δηλαδη την λαμπροτητα του αστερα οπως φαινεται απ΄τη Γη ) χρειαζονται κι εκει σχετικα ακριβεις φωτομετρικες ή φασματοσκοπικες διαταξεις.

 

Φιλικα,

Νωντας

[ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ]

Τα σφαιρωτα ξερω οτι ειναι δορυφοροι των γαλαξιων,και οχι να βρισκονται μεσα σε αυτους .Απλα τα σφαιρωρα εχουν αστρα λιγο πολυ της ιδιας ηλικιας,ετσι ειναι πιο ευκολος ο υπολογισμος της αποστασεως τους,μετρωντας την φωτεινοτητα τους.

[Νίκος Κατσαμάκας]

Να διορθώσω κάποιες ανακρίβειες:

 

1) Αν ειναι για αστρα, και κυριως κοντινα (ως μερικες εκατονταδες ετη φωτος) χρησιμοποιηται κυριως η μεθοδος της παραλλαξης

 

Η μέθοδος που περιγράφεται είναι πλεονασμός. Από την παράλλαξη μπορεί κανείς να βρει κατευθείαν την απόσταση και δεν υπάρχει κανένας λόγος να μπλέξει με τα φαινόμενα και απόλυτα μεγέθη. Για τις μικρές γωνίες που αφορούν την παράλλαξη των άστρων ισχύει η σχέση:

 

απόσταση (pc)=1/παράλλαξη ('')

 

Η μέθοδος της παράλλαξης δίνει ικανοποιητικά αποτελέσματα μέχρι περίπου τα 100pc.

 

Το απόλυτο μέγεθος ενός αστέρα μπορεί να βρεθεί και ανεξάρτητα από την απόσταση, από τον φασματικό του τύπο.

 

χρησιμοποιουνται οι τυπου RR Lyra μεταβλητοι κηφειδες

 

Οι RR Lyrae μεταβλητοί αστέρες δεν είναι Κηφείδες. Καμία σχέση! Οι RR Lyrae έχουν όλοι περίπου το ίδιο απόλυτο μέγεθος (Μ=0,7) και η περίοδός τους δεν σχετίζεται με τη φωτεινότητά τους. Είναι σημαντικό, γιατί αν περάσουμε έναν RR Lyrae για Κηφείδη και εφαρμόσουμε τη σχέση περιόδου - λαμπρότητας που γνωρίζουμε ότι ισχύει για τους Κηφείδες θα βγάλουμε αποτελέσματα άλλα για άλλα...

 

Απλα τα σφαιρωρα εχουν αστρα λιγο πολυ της ιδιας ηλικιας,ετσι ειναι πιο ευκολος ο υπολογισμος της αποστασεως τους,μετρωντας την φωτεινοτητα τους

 

Με μια τέτοια προσέγγιση θα έβγαιναν λάθος αποτελέσματα για τον απλό λόγο ότι δεν έχουν όλα τα σφαιρωτά σμήνη την ίδια μάζα - βλ. τον ίδιο αριθμό αστέρων. Το ω Cen δεν είναι το πιο λαμπρό επειδή είναι το πιο κοντινό, αλλά επειδή έχει 1000000 άστρα. Η απόσταση των σφαιρωτών σμηνών μετριέται με τους μεταβλητούς τύπου RR Lyrae.

[παναγιωτης]

Σας ευχαριστώ όλους για τις απαντήσεις σας. Νίκο, θα μπορούσες να γράψεις κάποια πράμματα παραπάνω για τη χρήση των αστέρων τύπου RR λύρας, πως δηλαδή τους μελετάμε για να βρούμε την απόσταση ενός σφ.σμ. ; Ή στείλε κάποιο link για να μην γράφεις...

[Νίκος Κατσαμάκας]

Η μέθοδος περιγράφειται (με τη μορφή άσκησης) στο

 

http://www.astro.washington.edu/labs/clearinghouse/labs/DistM4/m4.html

 

Επίσης, στο

 

http://staff.imsa.edu/science/astro/astrometry/rung3.html

[Anyone_anywhere]

Νικο ευχαριστω για τις διορθωσεις. Συγκεκριμενα εδω :

χρησιμοποιουνται οι τυπου RR Lyra μεταβλητοι κηφειδες

εκανα λαθακι αφου εννουσα RR Lyra μεταβλητοι αστρερες,

 

Φυσικα RR Lyra και Κηφειδεις ειναι διαφορετικες κατηγοριες, αλλα δεν ειναι εντελως ασχετα μεταξυ τους.

Και οι δυο αναφερονται σε μεταβλητους αστερες.

 

Με τη μεθοδος που ανεφερα βρισκοντας (φασματοσκοπικα) το παρατηρουμενο φαινομενο μεγεθος m , και το αναμενομενο M απ΄το διαγραμμα Hertpung-Russel απο το τυπο

βρισκουμε την παραλλαξη χωρις να μπλεξουμε γωνιες.

Αυτη ειναι η λεγομενη φασματοσκοπικη παραλλαξη.

 

Η μέθοδος της παράλλαξης δίνει ικανοποιητικά αποτελέσματα μέχρι περίπου τα 100pc

Τριγωνομετρικα ειναι καπου εκει. Με τη φασματοσκοπικη μεθοδο που ανεφερα μετραμε ως λιγο παραπανω, εως 400pc-500pc αλλα με μειωμενη ακριβεια συνεχως.

 

Ενα πολυ καλο προγραμμα (αν εχετε Java στον browser) που δειχνει πως αλλαζει η παραλλαξη με τη αποσταση, βρισκεται εδω :

http://instruct1.cit.cornell.edu/courses/astro101/java/parallax/parallax.html

Βαλτε animate και show bounds, μετα μετακινηστε το αστρο μπρος-πισω ωστε να φανει καλυτερα η μεθοδος παραλλαξης-αποστασης.

Σε αποσταση 1 parcec (3,26 ε.φ.) εχουμε παραλλαξη 1 δευτερολεπτο τοξου. (ή 1000 milliarcseconds)

 

 

Τα σφαιρωτα ξερω οτι ειναι δορυφοροι των γαλαξιων,και οχι να βρισκονται μεσα σε αυτους

Κυριε Λεων τα σφαιρωτα σμηνη ειναι μερος του καθε γαλαξια και ειναι σε τροχια γυρω απ΄το κεντρο οπως καθε αστρο. Τσεκαρετε κι εδω. :

http://en.wikipedia.org/wiki/Globular_cluster

Aν ηταν εκτος γαλαξιακο υλικου θα μιλουσαμε για γαλαξιες νανους,

οπως ο Sagittarius dwarf galaxy γυρω απ΄τον δικο μας.

 

 

Νωντας.

[ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ]

Μα το γραφει,τα σφαιρωτα ειναι στην αλω του γαλαξια.Ειναι μερος του γαλαξια,αλλα δεν ειναι κοντα στο κεντρο,ουτε σε σπειρες του.Μαλιστα μερικα κινουνται καθετα γυρω απο τον γαλαξια,χανοντας ετσι αστερια κατα το κοντινο περασμα τους απο τις εξωτερικες σπειρες.Παντος χρησιμοποιουνται στην μετρηση αποστασεως και ηλικιας.Ενας νεος τροπος ειναι να μετραμε τις μαυρες τρυπες(παντα εμμεσα),τους αστερες νετρονιων η τους κοκκινους γιγαντες σε ενα σφαιρωτο και συγκρινοντας την αναλογια τους με τα αστερια κυριας ακολουθιας μπορουμε να μαθουμε την ηλικια του.Αν ξερουμε την ηλικια μεμονομενων αστερων,μπορουμε να υπολογισουμε και την αποσταση χαρη στη φαινομενη λαμπροτητα.

[Νίκος Κατσαμάκας]

Η μέτρηση της απόστασης των σφαιρωτών σμηνών με βάση τους RR Lyrae μεταβλητούς είναι τόσο ακριβής και απλή, που δε χρειάζεται πια να μπλέκουμε με τη φαινόμενη λαμπρότητα. Η φασματοσκοπική παράλλαξη χρησιμοποιείται πια μόνο εκεί που δεν έχουμε κάποιο γειτονικό μεταβλητό (RR Lyrae, ή Κηφείδη) να μετρήσουμε. Εξάλλου, τα άστρα των σφαιρωτών σμηνών έχουν πολύ χαμηλά ποσοστά μετάλλων, οπότε η θέση του κάθε άστρου σε ένα διάγραμμα H-R δεν είναι ακριβώς η ίδια με ένα άστρο του ίδιου τύπου από το δίσκο του γαλαξία. Ούτε το φάσμα του θα είναι ακριβώς ίδιο. Η διαφορά στη φωτεινότητα ενός G2V νάνου (όπως ο Ήλιος) της γειτονιάς μας και ενός σε σφαιρωτό σμήνος μπορεί να είναι μεταξύ 0,5 και 1,5 φορές εξαιτίας αυτών των παραγόντων (μεταλλικό περιεχόμενο και ηλικία) και περνάει και στις μετρήσεις φασματοσκοπικής παράλλαξης ως αβεβαιότητα. Καλύτερα λοιπόν να χρησιμοποιούνται μεταβλητοί RR Lyrae.

 

Την ηλικία ενός αστρικού σμήνους, είτε ανοιχτού είτε σφαιρωτού, τη μαθαίνουμε από το σημείο στο οποίο διακόπτεται η κύρια ακολουθία του διαγράμματος H-R των άστρων του σμήνους. Οι μαύρες τρύπες χρειαζόμαστε και τα άστρα νετρονίων περιττεύουν. Για παράδειγμα, να πώς δείχνει το H-R διάγραμμα ενός σμήνους σε διάφορες ηλικίες (από το βιβλίο Astronomy Today):

[angelos]

See also this:

 

http://www.talkorigins.org/faqs/astronomy/distance.html

[ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ]

Νικο,πολυ ωραια παρουσιαση.Ευχαριστω πολυ.

[ΠΑΠΑΣΩΤΗΡΙΟΥ ΛΕΩΝ]

Τα αστερια των σφαιρωτων ειναι πιο φτωχα σε μεταλα,επειδη ειναι πρωτης γενειας?

[Νίκος Κατσαμάκας]

Περίπου! Όταν λέμε "πρώτης γενιάς άστρα" εννοούμε τα πρώτα πρώτα άστρα που έλαμψαν στο σύμπαν. Αυτά ήταν προγενέστερα ακόμα και των πρώτων γαλαξιών και ακόμα δεν έχουν παρατηρηθεί (με βεβαιότητα τουλάχιστον). Δεν είχαν κανένα στοιχείο βαρύτερο του ηλίου και ήταν μεγάλης μάζας. Δεν επιζεί κανένα σήμερα. Τα άστρα των σφαιρωτών σμηνών έχουν κάποιο ισχνό μεταλλικό περιεχόμενο. Είναι λίγο αρχαιότερα.