Astronomija

Pretvorba parsekov v svetlobna leta na čim bolj neumen način

Pretvorba parsekov v svetlobna leta na čim bolj neumen način


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.

132 parsekov moram pretvoriti v svetlobna leta in se trudim doseči pričakovani rezultat. Tu je moja metoda:

132 USD text {pc} = 132 "= 2,2 '= 0,03 (6) ° $

Imam enačbo za zvezdno paralakso, ki je videti takole: $ d = Veliko ( dfrac {1 text {AU}} { tan (0,03 (6) °)} Veliko) $

To bi mi moralo dati razdaljo do predmeta v astronomskih enotah, kajne? No, ne in popolnoma ne vem, zakaj, zelo bi bil vesel, če bi mi lahko kdo pomagal


Od Googla dobim: parsek ali »paralaksa v sekundi« je opredeljen kot 3,26 svetlobnih let. Tako lahko z definicijo parsec enostavno določite razdaljo v svetlobnih letih.


Prosili ste za neumen, dolgočasen način. Tako je, v vsem svojem sijaju

En parsek je opredeljen kot $$ dfrac {1} { tan (1 ")} text {AU} = dfrac {648000} { pi} text {AU} $$

Kot $ 1 text {AU} = 149597870700 text {m} $, en parsek je enak $$ dfrac {648000} { pi} cdot 149 , 597 , 870 , 700 = dfrac {96 , 939 , 420 , 213 , 600 , 000} { pi} text {m} $$

Eno svetlobno leto lahko izračunamo s pomnožitvijo $ c $ s številom sekund v letu: $ 299792458 cdot 86400 cdot 365,25 = 9 , 460 , 730 , 472 , 580 , 800 text {m} $$

Če delimo prvega na druge, dobimo $ dfrac {1 text {pc}} {1 text {ly}} = 3,261564 $


Pretvorba parsekov v svetlobna leta na najneumnejši možen način - astronomija

Začetek vesolja

Vesolje je nastalo pred približno 10 do 20 milijardami let.

Takrat se je medzvezdni prah razširil po vsem vesolju z gostoto do 1 atoma na kubični meter in je bil verjetno sestavljen le iz delcev vodika. Znanstveniki domnevajo, da je nek dogodek povzročil, da je prah začel spuščanje s silo, ki jo poznamo kot gravitacijo.

To kopičenje vse snovi se je oblikovalo v veliko maso, ki jo običajno imenujemo "kozmično jajčece". Ogromne gravitacijske sile, ki so bile prisotne v tej masi, so povzročile začetek atomske reakcije, ki je dosegla vrhunec v ogromni eksploziji in metala snov v prazen prostor.

Ta dogodek je postal znan kot "veliki pok".

Vesolje se je rodilo.

Znanstveniki so temperaturo na točki Velikega poka v prvi sekundi tega dogodka izračunali na približno 1000 milijard stopinj Celzija. Poznejše ohlajanje v zadnjih 10 milijard letih je povprečno temperaturo vesolja znižalo na le 3 stopinje nad absolutno ničlo. Snov, razpršena v tem prvotnem dogodku, je bila analizirana pri približno 90% vodika in 10% helija. Težje kovine so pozneje v dogodkih supernove oblikovale zvezde.

Obstaja veliko razprav o naravi vesolja in obstajata dve glavni teoriji, in sicer vesolje v trdnem stanju in teorije o naraščajočem vesolju, to je ohranjanje teorije snovi ali teorija, da snov neprestano nastaja. Naravo vesoljsko-časovnih odnosov in obnašanje snovi ljudje razmišljajo že v antiki, v iskanju velike enotne teorije, ki bi razložila dogodke, ki jih opazujemo v našem vesolju. Razvite so bile številne teorije, vključno z Newtonovimi zakoni gibanja planetov, Einsteinovo teorijo relativnosti, kvantno mehaniko in teorijo "vsote nad zgodovinami", ki sintetizira verjetnost delcev in namišljeni čas.

Kasnejše teorije vključujejo možnost, da je bil Veliki pok sam rezultat nastanka črne luknje v drugem vesolju. Nekateri pisci so pripomnili na podobnost med strukturo atomov in strukturo zvezdnih sistemov. Naše vesolje je na koncu skrivnost. Zdi se, da se širi kot rezultat prvotnega dogodka velikega poka. Vse galaksije se z merljivimi hitrostmi umikajo iz središča vesolja. Bolj ko so galaksije oddaljene, hitreje se zdi, da potujejo. Verjame se, da svetloba nekaterih od teh zunanjih galaksij morda nikoli ne pride do nas, zato jih nikoli ne bomo mogli videti in da so te galaksije posledično na samem robu našega poznanega vesolja, tako imenovani delci obzorje.

Nazadnje znanstveniki verjamejo, da velik del vesolja sestavlja skoraj nevidna snov, imenovana temna snov. Zdi se, da gravitacija ne predstavlja večine opazovanih pojavov v vesolju, vzrok zanj pa naj bi bila temna energija. Temna energija predstavlja 73% vesolja, temna snov 23%, 4% vesolja pa je snov, kakršno poznamo na Zemlji. Glej kvantno teorijo polja.

Astronomske razdalje v vesolju so ogromne in zaradi udobja se običajno merijo v svetlobnih letih ali parsekih.

1 svetlobno leto je razdalja svetlobnega žarka v enem letu.

1 parsek = 3,2616 svetlobnih let.

Nekaj ​​časa po dogodku "velikega poka" so gravitacijski procesi združili snov in ustvarili tisto, kar danes poznamo kot galaksije. Galaksije so ogromne kopice zvezd, ki se rodijo in umrejo skozi milijone let. Sčasoma se galaksije rodijo planete, lune, asteroide, meteorite in komete, ki so vsi znani kot nebesna telesa.

Galaksije lahko vsebujejo tudi žareče oblake prahu ali plina, imenovane meglice. Večina "zvezd", ki jih vidimo ponoči, so pravzaprav galaksije ali meglice. Galaksije oddajajo energijo. Prvi sistem klasifikacije galaksij je leta 1925 uvedel Edwin Hubble z zbirko fotografij, ki jih je pridobil v observatoriju Mount Wilson. V opazovanem vesolju je veliko milijonov galaksij.

Vrste galaksij, ki so jih ljudje razvrstili, so aktivne galaksije (normalne, seyfertske, markarjanske ali kompaktne), radijske galaksije in kvazarji.

Nedavna opazovanja različic supernove so privedla do naše nenehno razvijajoče se teorije o dvojnih zvezdah, pulzarjih ter naravi in ​​vlogi temne snovi v vesolju.

Naša lastna galaksija je tipa velikanska vmesna normalna spiralna galaksija in je znana kot "Mlečna pot". V premeru meri 30 kiloparsekov in vsebuje približno 100 milijard zvezd. Predmeti v Mlečni poti krožijo okoli galaktičnega središča, podobno kot planeti krožijo okoli sonca v našem sončnem sistemu. Svetloba zvezde na enem robu naše galaksije traja približno 100.000 let, da doseže nasprotno stran galaksije. Za središče galaksije je značilen gost roj rdečih in oranžnih soncev, znanih kot galaktična izboklina.

Spirale galaksije Rimske ceste se imenujejo "roke" in so poimenovane na naslednji način, od galaktičnega središča navzven: 3KPC Arm, Norma Arm, Scutum Arm, Crux Arm, Strelec Arm, Carina Arm, Orion Arm, Perseus Arm in Zunanja Roka. Naš sončni sistem je nameščen na Orionovem kraku naše spiralne galaksije. Naša galaksija ima več pritlikavih galaksij za sosede. Galaksiji, ki je manj kot 10% svetleča kot Rimska pot, pravimo pritlikava galaksija, saj je svetilnost večinoma rezultat celotnega števila zvezd v galaksiji.

S pogledom na Mlečno pot v ozvezdju Strelca gledamo proti galaktičnemu središču.

Del Mlečne poti
Galaksija Andromeda

Galaksija Stellar 19100

Vrste zvezd

Zvezde, ki so najbližje našemu sončnemu sistemu, se nahajajo v polmeru dvajsetih svetlobnih let, najbližji pa je Proxima Centauri. Glej Zvezdno sosesko. Obstaja veliko različnih vrst zvezd, od rjavih palčkov do rumenih, modrih in rdečih supergiganov ter črnih lukenj.

Črne luknje so zvezde ali galaksije, katerih masa je tako velika, da se sesedejo vase in tvorijo gravitacijski vodnjak, iz katerega ne more uiti niti svetloba, skupaj znani kot kolapsarji. Točka, na kateri svetlobi iz črne luknje ne uide, se imenuje horizont dogodkov, znan tudi kot radij Schwarzchild. Čeprav je črne luknje težko videti, je bil njihov obstoj potrjen z opazovanjem učinka njihove gravitacije na bližnja, bolj vidna telesa. Obstajata dve vrsti črnih lukenj, tiste, ki so nastale med Velikim pokom, imenovane prvotne, in tiste, ki so nastale po njem.

Verjame se, da je v samem središču naše galaksije, Rimska cesta, velika prvinska črna luknja, skrita v samem središču galaktične izbokline.

Na splošno bo velikost zvezde določala njeno vrsto in gostoto. Mnoge zvezde, vendar ne vse, so sestavljene predvsem iz vodika, ki se z atomsko reakcijo pretvori v helij, lahko pa obstajajo tudi druge težke kovine, zlasti če so atomske reakcije burne. Naše rumeno sonce vsebuje različne elemente, vključno z vodikom, helijem, natrijem in zlatom. Za celoten seznam vseh znanih elementov glejte periodni sistem elementov.

Zvezde so razvrščene glede na velikost, temperaturo, svetlost in oddaljenost od zemlje. Manjše zvezde so bolj stabilne in trajajo morda 10 milijard let, kot je naša zvezda, sonce. Manjše zvezde na koncu življenja ponavadi tiho izgorejo in postanejo puste kepe mrtve snovi.

Ogromne zvezde imajo zelo drugačen evolucijski cikel. Zvezde, ki so zelo masivne, ponavadi imajo močnejše jedrske reakcije, ki ustvarjajo več elementov, in trajajo veliko krajše obdobje. Na koncu svoje velikanske faze spektakularno eksplodirajo v dogodku, imenovanem supernova. Ta dogodek lahko povzroči nastanek belih pritlikavih zvezd, nevtronskih zvezd, pulzarjev ali celo črnih lukenj.

Nevtronske zvezde so majhna gosta telesa, veliko manjša od belih pritlikavcev. Običajno imajo polmer približno 10 milj in gostoto več sto milijonov ton na kvadratni palec. Nevtronske zvezde oddajajo močno sevanje, ki ga povzroči odbijanje med protoni in nevtroni njihove snovi. Obstajata dve vrsti nevtronskih zvezd - pulsarji in magnetarji. Pulsarji se vrtijo z magnetnim poljem v obliki stožca, ki povzroči oddajanje magnetnega impulza in magnetarji skozi vrsto izbruhov ustvarjajo spontana in naključna magnetna polja.

Zgodovina astronomije

Že od najzgodnejših civilizacij so si opazovalci nočnega neba, da bi lažje našli in poimenovali zvezde, ki so jih videli, predstavljali, da so po poljubnih prepoznavnih številkah združeni v oblike. To je povzročilo koncept ozvezdij, ki so dobili imena junakov, živali ali predmetov, povezanih z miti in legendami, npr. Andromeda, Herkul, Centarus, Strelec in Kasiopeja.

Obstajata dve skupini ozvezdij, ena za severno poloblo in ena za južno poloblo, skupaj skupaj 88 ozvezdij.

Kaldeja, Egipt in Kitajska so tri najstarejša astronomska središča na Zemlji. Kaldejci (približno 4000 let pred našim štetjem) so živeli na ravnicah Mezopotamije, med rekama Tigris in Evfrat, njihova civilizacija pa se je razširila od tam. Približno od leta 600 pred našim štetjem je grški znanstveni racionalizem od filozofov, kot je bil Platon, začel nadomeščati magične in nadnaravne interpretacije nebesnih dogodkov in to je bil začetek nastanka astronomije kot znanosti. Beseda planeta, iz grščine planetes, pomeni popotnik in se nanaša na katero koli nebeško telo, ki kroži okoli zvezde, kot je naše sonce, Sol.

V Evropi so se zgodnja astronomska opazovanja začela s kamnitimi spomeniki ali megaliti, ki jih najdemo predvsem v Bretanji na Škotskem, jugu Anglije in Skandinavije. Ocenjujejo, da so bili zgrajeni med 3000 in 6000 leti. Obstajajo štiri glavne vrste megalitov: menhirji (enojni pokončni kamni), skupine menhirjev (cromlechs), pogrebne komore (dolmeni) in megalitski templji. Najbolj znano od teh starodavnih astronomskih najdišč je Stonehenge. 32-cm zlati in bronasti disk z 32 zvezdami iz ozvezdja Plejade je bil datiran v bronasto dobo, pred približno 3600 leti. Artefakt, odkrit v gozdu Ziegelroda v nemškem Mittelbergu blizu mesta Nebra, je znan kot disk Nebra in naj bi bil najstarejši zvezdni zemljevid na svetu.

Astronomi nenehno iščejo nove planete zunaj našega sončnega sistema in do danes je bilo identificiranih približno 250 oddaljenih planetov. Ti planeti so znani kot eksoplaneti. Nekateri sistemi imajo več planetov, na primer naš sončni sistem, nekateri pa celo vodo. Raziskovalci nam pravijo, da bi lahko na podlagi njihovih opazovanj po vsem vesolju živeli milijarde planetov. Za informacije o najnovejših odkritjih eksoplanetov obiščite exoplanets.org.

Osončje

Naše sonce, ki se imenuje Sol, je majhna rumena zvezda. Notranja temperatura naj bi bila 15 milijonov stopinj Celzija. Sonce je od zemlje oddaljeno 149.600.000 kilometrov. Ocenjuje se, da je stara približno 5 milijard let. Sestavljen je iz 92 odstotkov vodika, 7,8 odstotka helija in 0,2 odstotka težjih elementov. Sonce ima 22-letni magnetni cikel, v katerem sončno magnetno polje vsakih 11 let spremeni svojo polarnost. To sovpada s povečano aktivnostjo sončnih peg. Glej Sončni observatorij. Sonce je 330.000-krat bolj masivno kot zemlja.

Znanstveniki uporabljajo tristopenjski sistem za klasifikacijo sončnih žarnic. Razred X je največji in najmočnejši, razred M je srednje velik, vendar še vedno velja za zelo velikega, razred C pa najšibkejši.

Devet planetov našega sončnega sistema, pa tudi številni asteroidi in kometi se vrtijo v različnih orbitah okoli našega sonca, Sol.

Orbitalna pot teh nebesnih teles je običajno eliptična, to pomeni, da so na nekaterih točkah bližje soncu kot druge. Najbližja točka orbite do središča se imenuje perihel. Najbolj oddaljena točka od središča se imenuje afelij.

Za pogled na raziskave mineralov v sončnem sistemu glejte Astrogeologija. Za geografske značilnosti lune in planetov glejte Planetarna kartografija.


Živo srebro

Prvi planet našega sončnega sistema, Merkur, se vrti okoli sonca na razdalji le 58 milijonov kilometrov od sonca. Sončno orbito opravi v samo 88 dneh, zato se opazovalcu na zemlji zdi njeno gibanje po nebu zelo hitro. Zaradi tega so ga poimenovali Merkur: 'Glasnik bogov'.

Gravitacijska sila sonca je na Merkurju tako močna, da na njegovi površini obstajajo "plimovanje". Ker je ozračje na Merkurju zanemarljivo, se površinske temperature izjemno razlikujejo, od 400 stopinj C podnevi do 180 stopinj C ponoči. Živo srebro je manjše od številnih lun v našem osončju.


Venera

Drugi planet našega sončnega sistema, Venera, je po soncu in luni najsvetlejši objekt na nebu. Imenovali so ga tudi sestrski planet in pastirska zvezda. Sonce kroži vsakih 225 dni.

Stare rimske in grške civilizacije so planet identificirale s svojimi boginjami ljubezni, Venero in Afrodito. Ker so Afrodito častili na otoku Cythera, pridevnik Cytherean pogosto uporabljajo za Venero. Za stare Grke je bila Venera tudi dve zvezdici: fosfor, jutranja zvezda in in Hesperus, večerna zvezda.

Venera je od sonca oddaljena približno 67 milijonov kilometrov.

Venera nima prijetnega vzdušja, kot bi ji predlagalo ime. Venerini oblaki so sestavljeni iz žveplove kisline, toplogredna atmosfera pa je 96% ogljikovega dioksida. Površinske temperature so v povprečju okoli 480 stopinj C.

Atmosferski tlak na površini planeta je več kot devetdesetkrat večji kot na morski gladini na zemlji.

Vsak dan na Veneri (243 zemeljskih dni) traja dlje kot leto (225 zemeljskih dni), sonce pa vzhaja na zahodu in zahaja na vzhodu. Glej Zemljevid Venere.


Zemlja

Naš planet Zemlja je tretji planet od sonca. Zemlja se vrti od zahoda proti vzhodu okoli polarne osi in je nagnjena v eno stran. Zemlja se vrti okoli sonca v 365 dneh in četrtini. Svetloba sonca traja 8 minut, da doseže zemljo, ki je oddaljena 93 milijonov milj. Masa Zemlje je približno 5,98 septilijona kilogramov in ima premer 12, 756 km. Trenutno je edini znani planet v vesolju, ki ima čuteče življenje.

Zemlja je skoraj sferična, a ne ravno tako, pravzaprav je sploščen sferoid, torej se na ekvatorju nekoliko izboči. Ekvatorialni polmer je 13 milj večji od polarnega polmera in ni veliko v skupnem polmeru približno 3950 milj.

Zemlja ima en satelit, ki mu pravimo luna. Masa lune je približno 1/81 mase Zemlje in ima premer približno 3500 km. Preučevanje zemeljske lune je znano kot selenografija. Lunin gravitacijski vlek povzroča plimovanje zemeljskih oceanov. Periodični mrki sonca in lune se opazovalcem na zemlji pojavijo zaradi orbitalne poti sonca, zemlje in lune. Za več informacij o mrkih kliknite tukaj.

Prvi lunin zemljevid je približno leta 1610 narisal italijanski astronom Galileo, potem ko je izumil teleskop. Kasneje so astronomi z boljšimi teleskopi podrobneje videli podrobnosti in leta 1647 je nemški astronom Johannes Hevelius objavil atlas Lunine površine, imenovan Selenographia. Po stališču, da je Luna manjša zemlja, je imena terranskih geografskih gorskih verig prenesel v selenografske gorske verige. Tako imajo lunine gore imena, kot so Alpe, Apenini itd. Temna območja na površini Lune se imenujejo "maria", kar je latinsko za morje, čeprav na Luni ni vode. Za več informacij o površini lune glejte Planetarna kartografija.

NASA razvija novo raketo Apollo, ki jo bo treba preizkusiti v vesolju do leta 2014, do leta 2018/2020 pa namerava vzpostaviti stalno bazo na Luni.


Mars je znan kot zadnji od zemeljskih planetov. Ime je dobil po bogu vojne zaradi rdečkaste barve, ki spominja na kri. Mars je v času svoje sončne orbite oddaljen 56 milijonov kilometrov od zemlje. Menijo, da bi lahko Mars "teraformirali", da bi ustvarili okolje, ki bi lahko vzdrževalo človeško življenje. Za kroženje okoli sonca traja 687 dni. Glej Mars Tracker.

Mars ima dve luni ali satelita, imenovana Fobos (grško, strah) in Deimos (grško, teror). Marsovo površino sestavljajo predvsem oksidirani delci in ima polarne kapice zamrznjenega ogljikovega dioksida. Ozračje je redko z zelo malo vode, včasih pa se pojavijo jutranji oblaki. Led so opazili na najvišjem vrhu Marsa, Olimpu Mons, na nadmorski višini od šest do osem kilometrov. Kamnine, zbrane z Marsa, kažejo, da so poplavne vode nekoč pustošile po delih planeta. NASA načrtuje pristanek s posadko na Marsu do leta 2022. Mars je poimenovan po grškem bogu vojne.


Jupiter

Več kot 99,5% planetarne mase sončnega sistema leži zunaj Marsove orbite.

V tej regiji prevladujejo planeti z zelo drugačnimi značilnostmi od tistih na prej omenjenih telurnih planetih. Njihove dimenzije so veliko večje in se gibljejo med 4 in 11-krat večjo od Zemlje, njihova povprečna gostota pa je veliko manjša. Jupiter je na primer plinski velikan.

Imajo zelo hitra obdobja vrtenja, ki segajo od 10 do 16 ur, kar ustvarja učinek "sploščenja" na njihovo obliko.Največji in najmasivnejši od teh orjaških planetov je tudi najbližji: Jupiter.

Jupiter ima več satelitov ali lun. Štirje tako imenovani galilejski sateliti Io, Europa, Callisto in Ganymede imajo planetarne razsežnosti. Največji, Ganimed, je večji od Merkurja.

Za površino Jupitra je značilna ogromna petnajst tisoč milj široka nevihta, ki se nikoli ne konča, znana kot Rdeča pega. V različnih plasteh ozračja se pojavljajo pogosti cikloni in vetrovi do 400 km / h. Jupiter potrebuje skoraj dvanajst let, da kroži okoli sonca.


Saturn

Za Jupitrom leži Saturn, drugi največji planet našega sončnega sistema. Glavna posebnost Saturna je ogromen sistem obročev, ki obkrožajo planet, in dejansko obstaja več kot sto tisoč ringlets. Glavni prstani so označeni z E, G, F, A, B, C in D, ko se približujete planetu. Obroči so sestavljeni predvsem iz ledu, kamenja in zamrznjenega plina. Reža med obročem A in obročem B se imenuje Cassinijev oddelek in vsebuje pet šibkejših obročev.

Saturn se vrti tako hitro, da en dan traja le 10 ur in devetintrideset minut. Ocenjuje se, da vetrovi, ki pihajo na Saturn, na ekvatorju dosežejo 1800 kilometrov na uro. Saturn kroži okoli sonca vsakih 29,5 let. Je 9,41-krat večja od zemlje.

Saturn ima vsaj 18 satelitov ali lun, morda pa tudi do 14 več. Med lunima sta Dione in Janus, največji satelit pa se imenuje Titan. Luna, imenovana Enceladus, v najbolj zunanjem Saturnovem obroču je aktivna, ima toploto in vodo ter občasno izpušča vodne pare, imenovane "quotcryo-vulcanoes."


Uran

Ta planet leži v povprečju 2.875 milijonov kilometrov od sonca. Planet ima akvamarinsko barvo, ki označuje prisotnost helija in metana. Sonce kroži vsakih 85 let. Uran se vrti v tem, da so njegovi poli tam, kjer bi moral biti ekvator, in obratno. Obstaja vsaj 24 obročev, ki obkrožajo planet.

Uran ima 17 znanih satelitov, od katerih je večina poimenovana po ženskih likih v Shakespeareju, kot so Titanija, Miranda, Rosalind, Portia, Julija, Desdemona, Ofelija, Cordelia, Umbriel, Mab in Ariel. Največja luna se imenuje Oberon.


Neptun

Neptun leži približno 4500 milijonov kilometrov od sonca in njegova orbita je skoraj krožna. Za kroženje okoli sonca traja približno 165 let. Površinska temperatura naj bi bila približno -228 stopinj Celzija.

Neptun ima osem lun, največja sta Triton in Nereid, ima pa tudi štiri obroče, ki krožijo okoli planeta. Neptun ima veliko temno pego, ki je približno tako velike kot Zemlja, tam pa vetrovi puhajo do približno 1800 km / h. Zdi se, da počasi lomi zaradi močne gravitacije.


Pluton

Še danes orbita Plutona še vedno ni poznana s tako natančnostjo kot druga planeta. Obstoj Plutona je bil napovedan še preden je bil prvič viden. Pluton potrebuje približno 248,5 let, da se vrti okoli sonca.

V svojem periheliju je planet od sonca oddaljen 4.425 milijonov kilometrov in se potopi v Neptunovo orbito. V svojem afeliju je ta hladen svet 7.400 milijonov kilometrov od sonca. Pluton je bil pred kratkim znižan v status pritlikavega planeta, nova klasifikacija, ki pomeni res majhen planet.

Pluton ima eno veliko luno, imenovano Haron, ki je le nekoliko manjša od samega Plutona. Pluton in Haron sta gravitacijsko zaklenjena, tako da sta isti polobli vedno obrnjeni drug proti drugemu - kot dva plesalca, ki se gledata v oči. Najnovejše slike vesoljskega teleskopa Hubble so pokazale, da ima Pluton še dve manjši luni, ki krožita na dvakrat večji razdalji od Harona. Te lune sta poimenovali Nix in Hydra, Nyx po grški boginji teme Nyx in Hydra deveteroglavi pošasti, ki sta povezani s Plutonom, bogom podzemlja.

Odkar je bil prvič odkrit leta 1915, Pluton še ni dokončal polne sončne orbite.


Majhen deseti planet je bil odkrit še dlje od Plutona in še ni imenovan. Predlagani imeni za novi planet sta Persephone in Xena. Po grški mitologiji je bila Perzefona grška boginja, ki jo je ugrabil Pluton. Planet ima premer približno 2600 km, torej tudi pritlikav planet. Glej primerjave velikosti premera planeta.


Odgovori in odgovori

Obstajajo različni načini izračuna astronomskih razdalj. Za zvezde v nekaj parsekih fotografije, posnete na nasprotnih straneh zemeljske orbite (z razmikom šestih mesecev), kažejo, koliko se je položaj zvezde premaknil v primerjavi z zvezdami v ozadju, ki so daleč stran.

Dlje od tega se uporabljajo spremenljive zvezde Cefeid. To so spremenljive zvezde, katerih svetlost se spreminja v rednem ciklu in obdobje tega cikla je tesno povezano s svetlostjo zvezd. Poznavanje absolutne svetlosti zvezde omogoča astronomom, da izračunajo njeno razdaljo. V bližnjih galaksijah so opazili spremenljivke cefeidov.

Z uporabo teh dveh metod so astronomi (Hubble) opazili približno linearno razmerje med razdaljo in rdečim premikom. Poleg razdalje, kjer je mogoče opaziti spremenljivke Cefeida, se uporablja rdeči premik.

V zadnjem času je bilo ugotovljeno razmerje med vrsto supernove in njeno svetlostjo, kar je omogočilo izračun razdalje med temi supernovami tudi s to metodo. Ugotovljeno je bilo, da rdeči premik glede na razdaljo ni bil tako linearen, kot so verjeli, kar je privedlo do zaključka, da se širjenje vesolja pospešuje.

živjo buzzdiamond! dobrodošli v pf!

alfa centavra vidimo kot a pika, ne diska

poznamo njegovo oddaljenost od uporabe paralaksa

za galaksije ne moremo uporabljati paralaks, ker je razlika v položaju premajhna

namesto tega lahko uporabimo & quottandard sveče & quot ...

Če lahko resnično celo nekaj tako daleč vidimo, kako velik mora biti ta predmet v primerjavi z našim soncem. Glede na ocene, o katerih sem prebrala, je njena najbližja zvezda Alpha Centuri, ki je domnevno oddaljena 4,3 svetlobna leta, le približno enaka velikosti našega sonca. Zdi se, da je to povsem napačno, imo.

Če lahko vidimo zvezdo in je tako daleč, moja domneva je, da mora biti Alpha Centuri X (umteen) krat večji od našega sonca.

Velikost zvezde ni tako pomembna kot njena svetlost. Velikost zvezde je na splošno mogoče določiti samo z interferometrom. Morda lahko Hubble reši diske bližnjih zvezd.

Koliko več je navidezna svetlost sonca kot Alpha Centauri? Če bi vzeli kvadratni koren tega razmerja in ga pomnožili z razdaljo od zemlje do sonca, bi imeli razdaljo do Alpha Centaurija.

Če poskušamo razumeti velikost vesolja, okoliške planete in podobno, potem da, velikost zvezde bi bilo pomembno ali vsaj zelo zanimivo vedeti.

Pripravljen sem staviti, da ni mogoče razlikovati med zvezdo, ki je manj svetla, ali zvezdo, ki je bolj oddaljena, saj bo svetlejša zvezda bolj oddaljena videti enako kot bližja zvezda, ki je manj svetla. Zato ne moremo natančno izračunati razdalje zvezde. Pravilno.

če želite poskusiti & quotte razstaviti trenutno sprejeto & quot tukaj, moraš zagotoviti povezave na tisto, kar želite kritizirati, z kratek citat nečesa, s čimer se ne strinjate

za najbolj zvezde, to je točno pravilno

razdaljo večine zvezd lahko ugotovimo le tako, da najdemo drugo zvezdo v isti galaksiji, katere lastno svetlost ali dejansko velikost naredi vem


če želite poskusiti & quotte razstaviti trenutno sprejeto & quot tukaj, moraš zagotoviti povezave na tisto, kar želite kritizirati, z kratek citat nečesa, s čimer se ne strinjate

Če imate metodo za iskanje velikosti predmeta (z modelom ali primerjavo z drugimi predmeti z znano velikostjo), obstaja neposreden način za merjenje njegove razdalje: skupna (toplotna) svetlobna emisija predmeta samo je odvisno od površine in njene temperature. Temperaturo lahko izmerite s spektroskopijo in za izračun razdalje primerjate skupno izhodno moč z intenzivnostjo tukaj na zemlji.

Če imate sistem z dvojno zvezdico, je še boljši, saj dobite dodatno omejitev glede na obdobje kroženja in kot med položajem zvezd.

In za zvezde v bližini je tudi paralaksa koristna.


Mimogrede: Zvezda s premerom sonca v razdalji 4 svetlobnih let se pojavi z vidnim kotom

10 milliarcseconds, je najboljša ločljivost VLT

1 miliarcsekunde. V teoriji bi moralo biti mogoče dobiti dvodimenzionalno podobo zvezde.

Že tako, da ga pogledate ali celo izmerite njegovo svetlost? Ne. Toda astronomi naredijo več kot to.

Napačno. Kot je že veliko ljudi razložilo, obstajajo v astronomiji različne tehnike za merjenje razdalj, od katerih se vsaka lahko uporablja za različne največje razdalje. Tista, ki ni bila omenjena (EDIT: mfb jo je omenil v objavi št. 8), je tista, ki jo lahko naredimo za posamezne zvezde, četudi so predaleč, da bi lahko določili paralakso (čeprav naj omenim, da je misija Gaia , evropski satelit, ki naj bi se izstrelil prihodnje leto, bo lahko meril kote paralakse že do 0,000000006 stopinj, kar nam omogoča, da izračunamo razdalje za zvezde vse do roba galaktičnega diska). Ampak odstopam. Kot sem rekel, tudi če je zvezda predaleč, da bi lahko trenutno izmerila svojo paralakso, druga tehnika vključuje merjenje spektra te zvezde. Zavedati se morate, da o fiziki zvezd razumemo veliko, zlasti v najdaljšem delu njihovega življenja, ko v svojih jedrih z veseljem vlijejo vodik v helij. Temu delu zvezdne življenjske dobe pravimo "glavno zaporedje", kajti če naredite graf svetilnosti glede na površinsko temperaturo zvezd v tem delu njihove življenjske dobe, bodo vse ležale vzdolž črte ali & quot; zaporedja & quot na diagramu. Z drugimi besedami, obstaja jasna povezava med svetilnostjo in površinsko temperaturo zvezd, ko so v tem življenjskem obdobju, ki se tali z vodikom. Moral bi opredeliti nekaj izrazov. Diagram, ki sem ga omenil zgoraj, se imenuje Hertzsprung-Russell ali H-R diagram. Svetilnost zvezde je njena izhodna moč: koliko svetlobne energije oddaja vsako sekundo. Torej lahko o svetilnosti razmišljate kot o merilu vrojeno svetlost zvezde (koliko svetlejša ali bolj zatemnjena od drugih zvezd bi bila videti, če bi bila tik ob njih) v nasprotju s očitno svetlost, to je, kako svetla je ta zvezda se prikaže nam. Kot ste pravilno poudarili, navidezna svetlost zvezde ni odvisna samo od svetilnosti, temveč tudi od razdalje.

Kaj če bi lahko ugotovili, kako svetleča je bila zvezda? Tj. kaj pa, če bi lahko ugotovil njegovo notranjo svetlost? No, njegovo razdaljo lahko določite s primerjavo svetilnosti z navidezno svetlostjo. To deluje zaradi zakona obratnega kvadrata za zatemnitev: količina svetlobe, ki jo prejmemo od predmeta, se spreminja obratno kvadrat razdalje do tega predmeta. Torej, če vzamete dani predmet in razdaljo do njega podvojite, boste prejeli 1/4 svetlobe, če pa razdaljo potrojite, pa se svetlost zmanjša za faktor 9 itd. Torej, s primerjavo svetilnost navidezne svetlosti lahko določite razdaljo.

Kako dobite svetilnost? Iz glavnega zaporedja: kot sem že omenil, imajo zvezde v glavnem zaporedju natančno določeno razmerje med površinsko temperaturo in svetilnostjo. Če torej lahko določite površinsko temperaturo zvezde, lahko ugotovite, kako svetleča je. Kako določite površinsko temperaturo zvezde? Spektroskopija. Zvezde razvrščamo po spektralnem tipu (ki je določen na podlagi izmerjenih lastnosti njihovih spektrov), spektralni tip pa je odvisen od površinske temperature. Grobo rečeno, zvezde pri različnih temperaturah bodo različnih barv, kar pomeni, da bo njihova emisija dosegla vrh pri različnih valovnih dolžinah. Najbolj vroče zvezde so modre ali modro-bele, nato pa se po zaporedju spustimo v belo, rumeno, oranžno in rdečo. Več kot to: zvezde različnih spektralnih vrst bodo v svojih spektrih imele različne absorpcijske črte, ker se kemična sestava zvezdnih atmosfer spreminja glede na temperaturo. Kakor koli že, Glavno zaporedje nam pove, da je to zaporedje v spektralnem tipu / barvi tudi zaporedje v svetilnosti: vroče modre zvezde so veliko bolj svetleče od hladnih rdečih zvezd. Če lahko spekter zvezde izmerite dovolj natančno, da določite njen spektralni tip, lahko določite njeno svetilnost in s tem tudi razdaljo do nje: Ta tehnika je znana kot Spektroskopska paralaksa: http://en.wikipedia.org/wiki/ Spectroscopic_parallax

(Del & quotparallax & quot je napačno poimenovan.) Edina omejitev te tehnike je, da potrebujete veliko svetlobe, da dobite natančen spekter, in pri približno 10.000 parsekih začnejo stvari postajati preslabe, da bi bila ta metoda uporabna.

Torej: Q. Ali lahko ugotovite razliko med bližnjo in zmerno svetlo zvezdo ter oddaljeno in izjemno svetlečo zvezdo? A. Samo ob pogledu nanje, ne. Z dejansko znanstveno analizo svetlobe iz njih? Da.

Že samo s pogledom ali celo z merjenjem njegove svetlosti? Ne. Toda astronomi naredijo več kot to.

Napačno. Kot je že veliko ljudi razložilo, obstajajo v astronomiji različne tehnike za merjenje razdalj, od katerih se vsaka lahko uporablja za različne največje razdalje. Tista, ki ni bila omenjena (EDIT: mfb jo je omenil v objavi št. 8), je tista, ki jo lahko naredimo za posamezne zvezde, četudi so predaleč, da bi lahko določili paralakso (čeprav naj omenim, da je misija Gaia , evropski satelit, ki naj bi se izstrelil prihodnje leto, bo lahko meril kote paralakse že do 0,000000006 stopinj, kar nam omogoča, da izračunamo razdalje za zvezde vse do roba galaktičnega diska). Ampak odstopam. Kot sem rekel, tudi če je zvezda predaleč, da bi lahko trenutno izmerila svojo paralakso, druga tehnika vključuje merjenje spektra te zvezde. Morate se zavedati, da o fiziki zvezd razumemo veliko, še posebej v najdaljšem delu njihovega življenja, ko v svojih jedrih z veseljem vlijejo vodik v helij. Temu delu zvezdne življenjske dobe pravimo "glavno zaporedje", kajti če naredite graf svetilnosti glede na površinsko temperaturo zvezd v tem delu njihove življenjske dobe, bodo vse ležale vzdolž črte ali & quot; zaporedja & quot na diagramu. Z drugimi besedami, obstaja jasna povezava med svetilnostjo in površinsko temperaturo zvezd, ko so v tem življenjskem obdobju, ki se tali z vodikom. Moral bi opredeliti nekaj izrazov. Diagram, ki sem ga omenil zgoraj, se imenuje Hertzsprung-Russell ali H-R diagram. Svetilnost zvezde je njena izhodna moč: koliko svetlobne energije oddaja vsako sekundo. Torej lahko o svetilnosti razmišljate kot o merilu vrojeno svetlost zvezde (kako svetlejša ali bolj zatemnjena od drugih zvezd bi bila videti, če bi bila tik ob njih) v nasprotju s očitno svetlost, to je, kako svetla je ta zvezda se prikaže nam. Kot ste pravilno poudarili, navidezna svetlost zvezde ni odvisna samo od svetilnosti, temveč tudi od razdalje.

Kaj če bi lahko ugotovili, kako svetleča je bila zvezda? Tj. kaj pa, če bi lahko ugotovil njegovo notranjo svetlost? No, njegovo razdaljo lahko določite s primerjavo svetilnosti z navidezno svetlostjo. To deluje zaradi zakona obratnega kvadrata za zatemnitev: količina svetlobe, ki jo prejmemo od predmeta, se spreminja obratno kvadrat razdalje do tega predmeta. Torej, če vzamete dani predmet in razdaljo do njega podvojite, boste prejeli 1/4 svetlobe, če pa razdaljo potrojite, pa se svetlost zmanjša za faktor 9 itd. Torej, s primerjavo svetilnost navidezne svetlosti lahko določite razdaljo.

Kako dobite svetilnost? Iz glavnega zaporedja: kot sem že omenil, imajo zvezde v glavnem zaporedju natančno določeno razmerje med površinsko temperaturo in svetilnostjo. Če torej lahko določite površinsko temperaturo zvezde, lahko ugotovite, kako svetleča je. Kako določite površinsko temperaturo zvezde? Spektroskopija. Zvezde razvrščamo po spektralnem tipu (ki je določen na podlagi izmerjenih lastnosti njihovih spektrov), spektralni tip pa je odvisen od površinske temperature. Grobo rečeno, zvezde pri različnih temperaturah bodo različnih barv, kar pomeni, da bo njihova emisija dosegla vrh pri različnih valovnih dolžinah. Najbolj vroče zvezde so modre ali modro-bele, nato pa se po zaporedju spustimo v belo, rumeno, oranžno in rdečo. Več kot to: zvezde različnih spektralnih tipov bodo v svojih spektrih imele različne absorpcijske črte, ker se kemijska sestava zvezdnih atmosfer spreminja glede na temperaturo. Kakor koli že, Glavno zaporedje nam pove, da je to zaporedje v spektralnem tipu / barvi tudi zaporedje v svetilnosti: vroče modre zvezde so veliko bolj svetleče od hladnih rdečih zvezd. Če lahko spekter zvezde izmerite dovolj natančno, da določite njen spektralni tip, lahko določite njeno svetilnost in s tem tudi razdaljo do nje: Ta tehnika je znana kot Spektroskopska paralaksa: http://en.wikipedia.org/wiki/ Spectroscopic_parallax

(Del & quotparallax & quot je napačno poimenovan.) Edina omejitev te tehnike je, da potrebujete veliko svetlobe, da dobite natančen spekter, in pri približno 10.000 parsekih začnejo stvari postajati preslabe, da bi bila ta metoda uporabna.

Torej: Q. Ali lahko ugotovite razliko med bližnjo in zmerno svetlo zvezdo ter oddaljeno in izjemno svetlečo zvezdo? A. Samo ob pogledu nanje, ne. Z dejansko znanstveno analizo svetlobe iz njih? Da.

Preden odgovorim na vaše vprašanje, naj na kratko opišem spektralne tipe. Spektralnim vrstam dodelimo črke in to so OBAFGK in M. Zvezde tipa O so najbolj vroče in modre (površinske temperature od 30.000 do 50.000 kelvinov), zvezde tipa M pa so najbolj hladne in rdeče (površinske temperature 3000 K) . Naše sonce je zvezda tipa G (rumenkasto bela in površinska temperatura 6000 kelvinov). Za več informacij samo Googlove zvezdne spektralne vrste.

Obstaja veliko zvezdnih lastnosti, ki se spreminjajo v napredovanju skozi glavno zaporedje. Omenil sem že površinsko temperaturo in svetilnost. Druga je zvezdni polmer. Kjer zvezda leži na glavnem zaporedju, v celoti določa njen polmer. Torej, dva glavno zaporedje zvezde istega spektralnega tipa ne morejo imeti bistveno različnih polmerov. Za primer vzemimo zvezde glavnega zaporedja tipa M. Ti se pogosto imenujejo M-palčki ali rdeči palčki. Kaj pa rdeči velikan? Dovolj je kul, da je rdeč. Pravzaprav ima isti spektralni tip (gre za M-velikana). Je pa bistveno večja in zato bo bistveno bolj svetleča. Tako zelo, to ne bo ležalo na glavnem zaporedju diagrama HR. Dejansko je rdeča velikanska stopnja zvezdne evolucije stopnja, v katero vstopijo številne zvezde po preteku njihovega glavnega zaporedja.(V svojih jedrih so stopili ves vodik in odsotnost notranjega vira energije jih povzroči razvijati izklopi glavno zaporedje). Oglejte si ta HR-diagram, da vidite, kje končajo zvezde v različnih fazah zvezdnega razvoja: http://en.m.wikipedia.org/wiki/File:HRDiagram.png

Metoda spektroskopske paralakse velja samo za zvezde glavnih zaporedij, ki imajo med svojimi različnimi zvezdnimi lastnostmi dobro definirane povezave. Za bolj razvito zvezdo, kot je velikan, bi morali uporabiti neko drugo metodo določanja razdalje.

Morda se sprašujete, zakaj postavitev zvezde na glavno zaporedje določa toliko njenih lastnosti. To je zato, ker je temeljni zvezdni parameter, ki določa vse ostalo maso. Kje bo zvezda končala v glavnem zaporedju, določa masa, ki jo ima, ko nastane. Zvezda nastane iz oblaka medzvezdnega plina, ki se sesede pod lastno gravitacijo. Ko pa propade, se segreje. Ta toplota (zlasti po vžigu fuzije v jedru) ustvarja zunanji pritisk, ki se bori proti notranji gravitacijski sili. Pravijo, da je zvezda nastala, ko je doseženo ravnovesje med tema dvema silama in je zvezda stabilna (stanje, imenovano hidrostatično ravnovesje). Več kot je prisotne mase, višja je notranja temperatura, ki bo dosežena pred ravnotežjem. Višja kot je temperatura jedra, večja je hitrost jedrske fuzije in svetlejša je zvezda, vroča pa bo tudi njena površinska temperatura. In seveda polmer zvezde v hidrostatičnem ravnovesju določa tudi njena masa. V tem smislu lahko glavno zaporedje resnično mislimo kot zaporedje zvezd z veliko maso in nizko maso.

No, tega v glavnem zaporedju nimate.

10%, vendar odvisno od metode) lahko na primer na wikipediji najdete nekaj številk.

Če imate vrednost za razdaljo galaksije, je velikost enostavno izmeriti.

poglejte vse galaksije na povečljivi & quotdeep globinski sliki & quot, ki jo je posnel teleskop hubble med 18. in 28. decembrom 1995

OK Tim, hvala za povezavo. Nekaj ​​slik pa sem preveril in ugotovil, da Hubblove vesoljske slike niso resnične.

Prikazujejo slike galaksij, oddaljenih milijarde svetlobnih let, zunaj naše galaksije, vendar v naši galaksiji ni slik, ki bi se osredotočale na zvezdo. Zakaj je tako. Če bi nam Hubble domnevno lahko pokazal čudovito barvno fotografijo neke oddaljene galaksije, bazijonov svetlobnih let zunaj naše galaksije, zakaj ne bi mogel ustvariti fotografije zvezde v naši galaksiji, ki bi bila videti tako blizu kot fotografije našega sonca ?

Ali mi lahko prosim nekdo razloži, zakaj slike planetov v našem sončnem sistemu http://hubblesite.org/gallery/album/solar_system/ v ozadju ne kažejo zvezd. Slike planetov so res videti lažne.

Tukaj je povezava http://www.nasa.gov/mission_pages/LRO/news/apollo-sites.html, ki prikazuje lunine slike s tako imenovanimi luninimi roverji. Bi mi prosim nekdo ocenil razdaljo teh poti.

Žal mi je Chronos, toda Mars ne oddaja svetlobe ali gori pri ekstremnih temperaturah. Planeti odbijajo svetlobo in so hladni. Zato Mars in drugi planeti v našem osončju niso svetlejši od zvezd.

Dober poskus. Ali želite komentirati moja druga dva odstavka.

Iščem druge prispevke. Hvala.

Ker je premer zvezde toliko manjši od galaksije, naletimo na problem, da ne bi mogli dobiti dovolj ločljivosti, da bi videli celoten obseg zvezde. Ko gledamo na sliki, se zvezda imenuje "vir svetlobe". Da bi razumeli, kaj to pomeni, se morate naučiti nekaj stvari o optiki.

Prvič, ko je svetloba usmerjena navzdol do točke, imenovane zračni disk, ima ta točka končno velikost, ki je neposredno odvisna od premera vaše optične odprtine in valovne dolžine svetlobe. Majhni teleskopi ne morejo usmeriti svetlobe na tako majhno točko kot večji teleskop, če je goriščna razdalja enaka za oba merila. Ko povečamo goriščno razdaljo teleskopa, povečamo povečavo slike. Ko to naredimo, zračni disk tudi sam postane večji, kar preprečuje, da bi samo povečali, dokler ne vidimo podrobnosti na zvezdi. Naša & qutatangular ločljivost & quot; preprosto ni dovolj visoka, da bi videli skoraj vse zvezde. Ko je velikost zračnega diska veliko večja od navideznega premera predmeta, se ta predmet imenuje & quotpoint vir & quot; ker ga lahko v skoraj vseh pogledih obravnavate kot točko & quotinfinitesimal velikosti & quot, ki oddaja svetlobo. (Ti v resnici ne obstajajo, toda v določenem trenutku je razlika med virom & quottrue & quot point in resničnim predmetom dovolj majhna, da preprosto ni pomembna)

Zdaj so zvezde ZELO majhne v primerjavi z galaksijami. V optičnem smislu se sklicujemo na to, kako & quotbig & quot nekaj izgleda, saj je to kotni premer. Bližji predmeti so videti večji od objektov, ki so bolj oddaljeni, na primer opazovanje, kako se avtomobil navidezno zmanjšuje, ko se odmika od vas.

Torej, zvezda, ki je tako zelo daleč v primerjavi s svojo fizično velikostjo, ima zelo majhen kotni premer. Zvezde bolj oddaljene so videti še manjše kot bližje. Na splošno so tako majhni, da dejansko nimamo teleskopov, ki bi lahko videli podrobnosti na nobeni zvezdi, ampak zelo malo izbranih, na primer Betelgeuse. (Kateri Hubble je dejansko posnel, ker je zvezda dovolj blizu in dovolj velika, da je v okviru Hubblove sposobnosti. Glej tukaj: http://en.wikipedia.org/wiki/File:Betelgeuse_star_%28Hubble%29.jpg [Zlomljeno])

Galaksije, še posebej bližje, so tako velike, da lahko v njih vidimo veliko podrobnosti, čeprav posamezne zvezde v svoji galaksiji ne vidimo. Zavedajte se, da ima galaksija premer približno 100.000 SVETLOBNIH LET, medtem ko je zvezda široka le okrog 200.000 - 1 milijarda kilometrov, kar je daleč manj kot celo 1% enega svetlobnega leta. (Sonce ima za primerjavo premer približno 650.000 km. Največje zvezde so približno 1.000-krat večje)

Zvezde so zelo daleč, zato je jakost svetlobe že močno padla, ko pride sem. Preprosto povedano, količina svetlobe, ki se odbije od planeta v kamero, je daleč več kot katera koli posamezna zvezda. Zaradi tega mora biti čas osvetlitve dovolj kratek, da slika planeta ne nasiči senzorja, kar pomeni, da v tem času ne vstopa dovolj svetlobe iz zvezd v ozadju, da bi se na njem lahko registrirala.

Žal mi je Chronos, toda Mars ne oddaja svetlobe ali gori pri ekstremnih temperaturah. Planeti odbijajo svetlobo in so hladni. Zato Mars in drugi planeti v našem osončju niso svetlejši od zvezd.

Dober poskus. Ali želite komentirati moja druga dva odstavka.

Iščem druge prispevke. Hvala.

OK Tim, hvala za povezavo. Nekaj ​​slik pa sem preveril in ugotovil, da Hubblove vesoljske slike niso resnične.

Prikazujejo slike galaksij, oddaljenih milijarde svetlobnih let, zunaj naše galaksije, vendar v naši galaksiji ni slik, ki bi se osredotočale na zvezdo. Zakaj je tako. Če bi nam Hubble domnevno lahko pokazal čudovito barvno fotografijo neke oddaljene galaksije, bazijonov svetlobnih let zunaj naše galaksije, zakaj ne bi mogel ustvariti fotografije zvezde v naši galaksiji, ki bi bila videti tako blizu kot fotografije našega sonca ?

LOL! Lep pozdrav za vaše odbitne moči! Škoda, da nimajo nobene podlage in dokazujejo očitno nerazumevanje osnovne fizike.

Teleskop ima določeno meja do zmožnosti ločevanja dveh ločenih predmetov kot ločenih. Recimo, da sta si dva predmeta zelo blizu na nebu. To ne pomeni nujno, da sta si fizično blizu v vesolju, pomeni le, da se smer vidnega polja do enega predmeta ne razlikuje zelo od smeri vidnega polja do drugega predmeta. Z drugimi besedami, med tema dvema vidnima črtama je zelo majhen kot. Tako merimo ločevanje predmetov na nebu: po njihovih kotna ločitev. Če imata dva predmeta kotno ločitev 0 (tj. Vidna črta do enega je enaka kot pri drugem), potem bosta videti drug nad drugim. Zdaj, kot temeljna omejitev delovanja teleskopov (ki jih nalagajo zakoni fizike), vsaka svetlobna točka na prizoru ni preslikana na popolno svetlobno točko na sliki. Namesto tega se svetloba s te točke razmaže malo nad končno površino. Svetloba se razširi v krožni disk zaradi pojava, imenovanega difrakcija. Zdaj je velikost tega difrakcijskega diska, z drugimi besedami, kota, nad katerim se ta svetloba razmaže, odvisna od dveh stvari: 1. premera vašega teleskopa in 2. valovne dolžine svetlobe, ki jo opazujete. Večji kot je premer teleskopa, manjša je kotna velikost tega difrakcijskega diska. Želite, da je ta disk čim manjši (tj. Svetloba iz točkovnega vira ne sme biti preveč razpršena). Pomislite: ta difrakcijski disk postavlja temeljno omejitev vaše sposobnosti ločevanja dveh predmetov kot ločenih. Če je kotna ločitev teh dveh predmetov manjša od kotne velikosti difrakcijske plošče vsakega od njih, se bodo difrakcijski diski teh dveh virov prekrivali. Z drugimi besedami, svetloba enega se bo prekrivala s svetlobo drugega na vaši sliki in ne boste mogli ugotoviti, da sta tam dva ločena predmeta. Torej je vaša zmožnost razreševanja drobnih podrobnosti s tem omejena.

Omejena kotna ločljivost vesoljskega teleskopa Hubble je 0,05 ločne sekunde. V stopinji (kotu) je 60 arcminut in v arcminuti 60 ločnih sekund. To pomeni, da je 1 ločna sekunda = 1/3600 stopinje. Tako lahko Hubble vidi dva različna predmeta kot različna, tudi če sta na nebu ločena pod kotom manj kot 0,000014 stopinj (pravkar sem pretvoril 0,05 ločnih sekund v stopinje).

Zdaj bi se morali vprašati, kaj je navidezna (kotna) velikost celo najbližje zvezde? Z drugimi besedami, pod kakšnim kotom se vidno polje na enem koncu predmeta razlikuje od vidnega na drugem koncu? Kakšen kot obsega, ali koliko mojega vidno polje ali traja? Če želite izmeriti kotno velikost nečesa, samo vzemite njegovo fizično velikost in to delite z razdaljo do nje. (Tako dobite kot v radianih, ki ga lahko nato pretvorite v stopinje).

Najbližja zvezda je Alpha Centauri na razdalji 4,366 svetlobnih let in ima polmer 1,222-krat večji od polmera sonca ali približno 853 000 km. Ko drugo številko razdelim na prvo, dobim kotno velikost te zvezde približno 0,00000119195 stopinj ali približno 0,004 ločne sekunde. (EDIT: pomnožite ta števila z 2, ker sem uporabil polmer zvezde in ne premer). To je manjše od velikosti Hubblove difrakcijske plošče, in sicer za faktor 10 (EDIT: dejansko faktor 5). Tako je podoba te zvezde (in katere koli druge zvezde) videti kakršna koli oblika difrakcijske plošče. Vsa svetloba te zvezde se razmaže na območje, veliko večje od dejanske velikosti samega zvezdnega diska. Torej ni mogoče razrešiti nobene podrobnosti o strukturi same zvezde.

Zdaj pa primerjajmo to s poskusom upodabljanja galaksije. Mislim, da je slika te vrste:

je takšna, ki vas tako moti. Gre za podobo galaksije Pinwheel, znane tudi pod imenom M101. Ima premer približno 170.000 svetlobnih let, njegova razdalja pa je oddaljena 21 milijonov svetlobnih let. Ko fizično velikost razdelim na razdaljo, da dobim kotno velikost, dobim rezultat 0,46 stopinje ali 1670 ločnih sekund. Stvar je dolga 1670 ločnih sekund in Hubble lahko razreši podrobnosti, tudi če so med seboj oddaljene 0,05 ločne sekunde. Torej ima Hubble več kot dovolj kotne ločljivosti, da razkrije natančne podrobnosti o strukturi te galaksije.


Cilji

Matematika je temeljni predmet, ki ga morajo vsi obvladati, da lahko v naši družbi preživimo na osnovni ravni. Več kot ima matematika ene stopnje matematike, boljše so njihove možnosti pri opravljanju katere koli kariere z matematičnim predznanjem. Algebra je ena temeljnih ravni matematike in velja za "vratarja". Algebra je abstraktna, vendar se je boji, ker so na tej ravni matematike uvedene spremenljivke in enačbe. Nekateri učenci menijo, da je matematika težja od katerega koli drugega temeljnega predmeta. Nekateri se pritožujejo, da je matematika na vseh ravneh dolgočasna, dolgočasna in težka. Na žalost nekateri odrasli pri naših učencih spodbujajo strah pred matematiko, saj verjamejo, da je do neke mere nepomemben. Na žalost lahko najdete tudi nekatere odrasle, katerih kariera vključuje matematiko, ki ne znajo sporočiti, kako matematiko uporabljajo vsak dan. Zahtevna naloga, s katero se mora spoprijeti učitelj matematike, je ustvarjanje zanimivega sveta matematike v razredu. To enoto učnega načrta je težko oblikovati, saj mora študente zanimati, da namenijo čas in trud proučevanju in izvajanju algebre z astronomijo in vesoljsko znanostjo.

Kot smo že omenili, je ta učni načrt razvit za osmi razred Uvod v algebro in razred Algebra I. Pristop interdisciplinarne enote je narediti učenje algebre zanimivo z astronomijo. Študenti bodo imeli priložnost pridobiti širšo bazo znanja iz astronomije in vesoljskih ved z učenjem algebre in zakaj je algebra pomembno vedeti v astronomiji. Upajmo, da si bodo učenci po učenju malo astronomije in vesoljskih znanosti odprli oči v svet matematike in naravoslovja.

Ta enota je povezana z gruzijskimi standardi osnovnega učnega načrta za matematiko osmega razreda, to je Uvod v algebro in srednjo šolo Algebra I. Ker je Gruzija odobrila nove standarde za matematiko, ki bodo uvedeni za matematiko osmih razredov v dveh letih, bo ta enota obravnavati nekatere nove standarde uspešnosti Georgia za matematiko osmih razredov. Vendar enota ne bo omejena na cilje in standarde, ki bodo opredeljeni v učnih načrtih. Standardi, ki so navedeni v učnih načrtih, so standardi, ki jih morajo učenci usvojiti, da bodo uspešno opravili referenčni test za kriterije v Gruziji (GCRCT), na katerem bodo preizkusili sredi aprila. Poleg tega morajo osmošolci obvladati GCRCT za napredovanje v naslednjo stopnjo branja, jezikovne umetnosti in matematike.

Matematični cilji, ki jih bomo poučevali v tej enoti, so moči deset, popolni kvadrati, popolne kocke, zapisovanje števil v eksponentni obliki, zapis eksponentnih števil v obliki razširitve, pretvorba števila v znanstveni zapis, pretvorba znanstvenega zapisa v število, množenje delitev števil v znanstvenem zapisu, seštevanje in odštevanje z znanstvenim zapisom, reševanje enačb, zamenjava, hitrost, razdalja, gostota, merske enote, pretvorba enot in določanje razmerij. Znanstveni, tehnološki, bralni in pisni cilji, povezani s to učno enoto, bodo prav tako vključeni v učne načrte. Znanstveni cilji so široki, ker temeljijo na algebri, ki je vključena. Astronomske teme, ki jih bomo poučevali, so temperaturne lestvice, razdalje (svetlobna leta, astronomska enota in parseki), hitrost, Newtonovi zakoni gibanja, Keplerjevi zakoni planetarnega gibanja in Dopplerjev učinek.


OPAZOVALEC NA DNEZASTU

Za razliko od drugih znanosti je astronomija povsem opazovalna. Ne morete izvajati poskusov na stvareh. Ne morete manipulirati s predmeti, da vidite, kako delujejo. Če želite primerjati predmete, ki jih vidite z Zemlje, morate najprej vedeti, kako daleč so. Očitno ne morete uporabiti traku ali poslati vesoljskih plovil zvezdam in izmeriti, kako daleč so potovali. Odbijanje radarja od površin zvezd ne bi delovalo, ker: (1) zvezde so žareče kroglice vročega plina in nimajo trdne površine, ki bi odbijala radarski žarek nazaj in (2) radarski signal bi potreboval leta, da bi le dosegel najbližje zvezde.

Najljubši način merjenja velikih razdalj je tehnika, ki se uporablja tisoče let: poglejte nekaj iz dveh različnih razglednih točk in določite njegovo razdaljo s pomočjo trigonometrije. Zdi se, da se predmet premakne v primerjavi z oddaljenim ozadjem, če ga pogledate z dveh različnih vidikov. Kotni premik, imenovan paralaksa, je en kot trikotnika, razdalja med obema razglednima točkama pa ena stran trikotnika. Osnovne trigonometrične relacije med dolžinami stranic trikotnika in njegovimi koti se uporabljajo za izračun dolžin vseh strani trikotnika. Ta metoda se imenuje trigonometrična paralaksa. Sodobni geodeti uporabljajo to metodo za merjenje velikih razdalj, zato jo včasih imenujejo tudi "geodetska metoda".

Stran trikotnika med opazovalci, ki je na zgornji sliki označena z "B", se imenuje osnovna črta. Velikost paralaksnega kota p je sorazmerna z velikostjo osnovne črte. Če je kot paralakse premajhen za merjenje, ker je predmet tako daleč, morajo geodeti medsebojno razdaljo povečati. Običajno bi morali uporabiti trigonometrične funkcije, kot sta tangenta ali sinus, če pa je kot dovolj majhen, najdete zelo preprosto razmerje med paralaksnim kotom p, osnovno črto B in razdaljo d: p = (206.265 × B ) / d,

kjer se kot p meri v majhni kotni enoti, imenovani ločna sekunda. Bolj ko je predmet oddaljen, manj se zdi, da se premika. Ker so premiki zvezd tako majhni, se kot enota paralaksnega kota uporabljajo ločne sekunde. V samo eni stopinji je 3600 ločnih sekund. Žoga na konici kemičnega svinčnika, gledano po celotni dolžini nogometnega igrišča, je približno 1 ločna sekunda.

Trigonometrična paralaksa se uporablja za merjenje razdalj bližnjih zvezd. Zvezde so tako daleč, da bi opazovanje zvezde z nasprotnih strani Zemlje ustvarilo veliko paralaksni kot, ki je premajhen za zaznavanje. Uporabiti je treba čim večjo osnovno črto. Največja, ki jo je mogoče enostavno uporabiti, je orbita Zemlje. V tem primeru je izhodišče razdalja med Zemljo in Soncem - astronomska enota (AU) ali 149,6 milijona kilometrov! Slika bližnje zvezde je posneta na ozadju zvezd z nasprotnih strani Zemljine orbite (v razmiku šestih mesecev). Paralaksni kot p je polovica celotnega kotnega premika.

Vendar pa so tudi pri tej veliki izhodiščni razdalji do zvezd v enotah astronomskih enot ogromne, zato se uporablja bolj priročna enota razdalje, imenovana parsek (okrajšana z "pc"). Parsek je razdalja zvezde, ki ima paralakso en lok sekunde z uporabo osnovne astronomske enote. Zato je en parsek = 206.265 astronomskih enot. Najbližja zvezda je približno 1,3 parseka od sončnega sistema.Če želite pretvoriti parseke v standardne enote, kot so kilometri ali metri, morate vedeti številčno vrednost astronomske enote - nastavi lestvico za preostali del vesolja. Njegova vrednost ni bila natančno znana šele v začetku 20. stoletja (glej poglavje o planetarni znanosti). Kar zadeva svetlobna leta, je en parsek = 3,26 svetlobnih let.

S katero enoto določite razdalje: svetlobno leto ali parsek? Oba sta v redu in jih ves čas uporabljajo astronomi (vključno z mano), tako kot lahko v vsakdanjem govoru uporabljate »noge« in »jarde«. Kadar se na tej spletni strani uporablja enota parsec, bo običajno podan tudi ekvivalent v svetlobnih letih, ko pa se uporablja enota svetlobnega leta, ekvivalent parsec običajno ne bo podan. Z uporabo parseka za enoto razdalje in loka, ki je sekunda za kot, naša zgornja preprosta formula kota postane izredno enostavna za meritve z Zemlje: p = 1 / d

Kote paralaksa, ki znašajo le 1/50 loka, lahko merimo s površine Zemlje. To pomeni, da lahko za zvezde, ki so oddaljene do 50 parsekov, določimo oddaljenost od tal. Če je zvezda bolj oddaljena od nje, je njen kot paralakse p premajhen za merjenje, zato morate za določitev razdalje uporabiti bolj posredne metode. Zvezde so v povprečju približno parsek druga od druge, zato metoda trigonometrične paralakse deluje le za nekaj tisoč bližnjih zvezd. Misija Hipparcos je močno razširila bazo podatkov o trigonometričnih razdaljah paralaks, tako da je presegla učinek zameglitve ozračja. Izmeril je paralakse 118.000 zvezd s presenetljivo natančnostjo 1/1000 ločnih sekund (približno 20-krat boljše kot od tal)! Z natančnostjo približno 1/20 ločnih sekund je izmeril paralakse 1 milijona drugih zvezd. Če izberete povezavo Hipparcos, vas popelje na domačo stran Hipparcos in kataloge.

Dejanski zvezdni trikotniki paralaksa so veliko daljši in tanjši od tistih, ki so običajno prikazani v učbenikih astronomije. So tako dolge in suhe, da vam ni treba skrbeti, katero razdaljo dejansko določite: razdaljo med Soncem in zvezdo ali razdaljo med Zemljo in zvezdo. Če si oglejte zgornji zvezdasti trikotnik zvezde paralakse zgoraj in se zavedate, da bi moral biti trikotnik več kot 4.500 krat daljši (!), Lahko vidite, da ne vpliva bistveno, o kateri razdalji želite govoriti. Če bi bila celotna Plutonova orbita primerna za četrtino (2,4 centimetra v premeru), bi bila najbližja zvezda oddaljena 80 metrov! Če pa ste trmasti, upoštevajte te številke za zgornjo nastavitev trikotnika zvezde paralaksa zvezda planet-sonce (kjer je plat planet-zvezda hipotenuza trikotnika):

Sonce - najbližja razdalja zvezde = 267.068,23022 0 AU = 1,2948 kos
Zemlja - razdalja najbližje zvezde = 267.068,23022 2 AU = 1,2948 kos
Pluton - najbližja razdalja zvezde = 267.068,23 3146 AU = 1,2948 pc!

Če ste super izbirčni, potem da, obstaja majhna razlika, vendar se nihče ne bi pritožil, če bi razliko prezrli. Za bolj splošen primer paralaks, opaženih s katerega koli planeta, je razdalja do zvezde v parsekih d = ab / p, kjer je p paralaksa v ločnih sekundah, ab pa razdalja med planetom in Soncem v AU.

Formula (1) povezuje osnovno razdaljo planet-Sonce z velikostjo izmerjene paralakse. Formula (2) prikazuje, kako je razdalja zvezda-Sonce d odvisna od izhodišča planet-Sonce in paralakse. V primeru opazovanja Zemlje je razdalja planet-Sonce ab = 1 A.U. torej d = 1 / str. Z Zemlje preprosto premaknete kot paralaksa, da dobite razdaljo! (Paralaksa 1/2 ločne sekunde pomeni razdaljo 2 parseka, paralaksa 1/10 ločne sekunde pomeni razdaljo 10 parsekov itd.)

Lepa vizualizacija učinka paralaksa je laboratorij Razdalje do bližnjih zvezd in njihov gib (povezava se bo pojavila v novem oknu), ustvarjen za uvodni tečaj astronomije Univerze v Washingtonu. V tem laboratoriju, ki temelji na javi, lahko prilagodite naklon zvezde do orbite planeta, spremenite razdaljo do zvezde, spremenite velikost orbite planeta in celo dodate učinek pravilnega gibanja.


Tema: zakaj strokovnjaki uporabljajo parseke?

Skoraj vse ljubiteljske knjige in revije v astronomiji uporabljajo svetlobno leto kot razdaljo mere.

V nasprotju s tem se zdi, da strokovna literatura nikoli ne uporablja svetlobnih let kot merilne razdalje - vedno uporabljajo parseke. Uporaba svetlobnih let že vrsto let popolnoma manjka - verjetno že od šestdesetih let prejšnjega stoletja.

1 parsek = 30 bilijonov km
1 svetlobno leto = 9,5 bilijona km

Vedno sem mislil, da vem, zakaj strokovnjaki uporabljajo parseke kot enoto razdalje - daje vam manjše število, ko govorite o kozmoloških razdaljah. No, to je edina praktična korist, ki jo vidim.

Toda tu nekaj izgubljate, ko se na razdaljo predmeta sklicujete z vidika parsekov in ne svetlobnih let - izgubljate koncept končne svetlobne hitrosti in izgubljate koncept & quotlook back & quot time. Ti koncepti vam v mislih narišejo natančno sliko, ki je parseki preprosto ne.

zakaj torej to počnejo profesionalci?

Vedno sem mislil, da vem, zakaj strokovnjaki uporabljajo parseke kot enoto razdalje - daje vam manjše število, ko govorite o kozmoloških razdaljah. No, to je edina praktična korist, ki jo vidim.

Toda tu nekaj izgubljate, ko se na razdaljo predmeta sklicujete z vidika parsekov in ne svetlobnih let - izgubljate koncept končne svetlobne hitrosti in izgubljate koncept & quotlook back & quot time. Ti koncepti v vaši glavi narišejo natančno sliko, ki je parseki preprosto ne.

zakaj torej to počnejo profesionalci?

Nekoliko krožen logični odgovor je, da astronomski članki uporabljajo enote SI. Parsek je enota SI za astronomsko razdaljo (IAU 1976), zato jo je treba uporabiti.

To je ena tistih nejasnih odločitev IAU (planeti kdo?). Najverjetnejši razlogi so bili (a) daljša zgodovina kot svetlobno leto in (b) matematika je lažja

Nekoliko krožen logični odgovor je, da astronomski članki uporabljajo enote SI. Parsek je enota SI za astronomsko razdaljo (IAU 1976), zato jo je treba uporabiti.

To je ena tistih nejasnih odločitev IAU (planeti kdo?). Najverjetnejši razlogi so bili (a) daljša zgodovina kot svetlobno leto in (b) matematika je lažja

Pravzaprav je izraz "quotlight year" quot daljši od izraza "quotparsec". Najzgodnejši zapis o & quotlight year & quot je članek o merjenju paralaks bližnjih zvezd, ki ga je dr. A. Auwers napisal prvotno v Astronomische Nachriten, nato pa ponovno objavljen v & quotMonthly Notices of the Royal Astronomical Society & quot, letnik 24, stran 71 , 1864. Prepričajte se sami:

Po drugi strani pa najzgodnejše sklicevanje na izraz "quotparsec", ki sem ga našel, sega v leto 1913.

Ker povezava, ki sem jo objavil prej, na dolgi rok govori o tem, trdim, da je eden glavnih razlogov, zakaj astronomi uporabljajo parseke, (poleg zgodovine in neposredne uporabe pri meritvah paralakse) tesna povezava med parseki in velikostmi. Module razdalje je zelo enostavno izračunati in če načrtujete opazovalni tek (ali ga spremenite pozno ponoči), je to lahko pomembno.

Radoveden. Če je parsec enota SI za astronomsko razdaljo, zakaj spletno mesto IAU v Priporoči o enotah (ponatisnjeno iz & quotIAU Priročnik za slog & quot) parsek navede v:

Seveda bi lahko imel prav. Če pa pride do takšne spremembe, dvomim, da bo kmalu prišlo.

Če nekdo razpravlja o zvezdnih velikostih, je običajno bolj smiselno uporabiti & quotsolar polmer & quot kot metre. Če nekdo razpravlja o zvezdni dinamiki, je običajno bolj smiselno uporabiti & quotsolar mase & quot kot kilograme. Razmere v astronomiji se tako razlikujejo od običajnih življenj, da sistem MKS v praksi preprosto ni zelo koristen. Astronomi bodo verjetno še naprej ignorirali Pascala v korist (delcev na kubični centimeter) krat (Kelvin), ko bodo na primer razpravljali o tlaku v medzvezdnem mediju.

Tudi kadar je primerno sprejeti nekakšne običajne enote, kot pri računanju sil, MKS niso pogosto izbrani. Nekateri astronomi so, tako kot jaz, še vedno usposobljeni za enote cgs in ne enote MKS. Če pogledate nekatere trenutne učbenike na podiplomski ravni (na primer Carroll in Ostlie), boste videli, da se tam še vedno uporablja cgs. Literatura je polna tudi cgs.

Eden glavnih razlogov, zakaj mnogi znanstveniki uporabljajo MKS, je ta, da jim kateri koli standard, kateri koli standard, omogoča, da svoje podatke in izračune delijo z ljudmi v drugih državah, prav tako pomaga članom enega podpolja - na primer fizike -, da komunicirajo s člani drugega - na primer kemija. Toda v mnogih, in celo rekel bi tudi "najpomembnejših" situacijah astronomski izračuni resnično niso pomembni ali celo zanimivi za druge znanstvenike. Če je malo razlogov, da rezultate delimo z ljudmi zunaj naše majhne skupnosti, bomo še naprej uporabljali naš sklop & quotwierd & quot med seboj.


Buzz iz fizike

Kaj storite, ko želite izmeriti razdaljo bližnje zvezde in ni računalnikov, vesoljskih plovil in elektrarn za proizvodnjo električne energije? No, tisto, kar je Friedrich Wilhelm Bessel počel leta 1838, je bilo s pomočjo trigonometrije in učinka paralaksa izračunati razdaljo zvezde na podlagi razdalje od Zemlje do Sonca.

Zemlja je v povprečju oddaljena (polmer) 92.955.807,27 milj ali 149.597.870,7 km od Sonca. Ta razdalja - dolžina od središča Zemlje do središča Sonca - je znana kot "astronomska enota" ali AU. Ena AU je eno potovanje iz središča Zemlje v središče Sonca.

Astronomi so to razdaljo izkoristili (in še vedno izkoriščajo), da bi jim pomagali izmeriti, kako daleč so zvezde od Zemlje. Za merjenje razdalje astronomi zabeležijo lokacijo zvezde na enem datumu - recimo 8. februarja. Pol leta kasneje, ko je Zemlja v nasprotni točki v svoji orbiti (na drugi strani Sonca), 9. avgusta v tem primeru astronom znova opazi lokacijo zvezde.

Ker se je Zemlja premaknila, se zdi, da se premika tudi položaj oddaljene zvezde glede na odejo zvezd za njo. To gibanje se imenuje "paralaksa".

Če želite razumeti, kako deluje paralaksa, stojte na enem koncu sobe, obrnjeni proti plakatu na nasprotni steni. Držite svinčnik pred seboj na dolžini rok in v višini oči. Upoštevajte, katero točko na plakatu pokriva svinčnik. Zdaj zaprite levo oko in imejte desno oko odprto. Nato zaprite desno oko in imejte odprto levo oko. Se zdi, da se pero premika glede na plakat za njim? Moralo bi. To navidezno gibanje se imenuje paralaksa.

Predstavljajte si, da je vaše levo oko Zemlja na eni strani Sonca, desno oko pa Zemlja na nasprotni točki v svoji orbiti, na drugi strani Sonca. Pero je zvezda, ki jo preučujemo, plakat pa bilijone zvezd zunaj. Ker astronomi poznajo razdaljo med Zemljo in Soncem, lahko narišejo trikotnik z razdaljo Zemlja-Sonce na njegovi podlagi, da izmerijo, kako daleč je predmet. Ta tehnika je znana kot "triangulacija" in se uporablja tudi v navigaciji.

Ko so ugotovili, kako s pomočjo triangulacije izmeriti razdalje zvezd, so astronomi potrebovali enoto za opis razdalje oddaljenih predmetov. Potrebno je preveč čevljev, kilometrov ali kilometrov, da bi opisal takšno razdaljo. Do leta 1913 so astronomi enoto razvili, vendar so potrebovali ime. Astronom Herbert Hall Turner je zasnoval izraz "parsec", ki pomeni "par allax enega loka druga".

Parsek je bil ustvarjen tako, da so imeli astronomi priročno astronomsko enoto. Njegova razdalja je odvisna od oddaljenosti od Zemlje do Sonca in tudi delitev kroga.

Krog je razdeljen na 360 stopinj. (Če bi bil krog pita, bi bil razdeljen na 360 popolnoma enakih rezin.) Vsaka od teh stopinj je razdeljena na ločne minute, vsaka enaka šestdeseti stopinji. (Zelo majhne rezine, izrezane iz originalne rezine.) Ločne sekunde so ena šestdesetina loka. (Majhne, ​​drobne, majhne rezine, obrite z zelo majhnih rezin.)

Pretvarjajmo se, da je na nebu zvezda, katere paralaksa (navidezno gibanje) je bila enake širine kot ena ločna sekunda. Zdaj pa narišimo pravokotni trikotnik z razdaljo Zemlja-Sonce kot osnovo in zvezdo kot zgornjo točko. Na vrh postavimo zrcalno sliko trikotnika. Kot trikotnika, ki izvira iz zvezde, bi bil paralaksa - ena ločna sekunda.

S pomočjo pravil trigonometrije lahko nato ugotovimo dolžino od Sonca do te namišljene zvezde. Ta dolžina je parsek - približno 19 bilijonov milj ali 31 bilijonov kilometrov. To je 206.265 AU (ali več kot 200.000-krat večja od razdalje od Zemlje do Sonca) - dolgo skoraj 3,3 svetlobna leta.

Če želite razumeti, kako daleč je parsek in kako majhen lok je sekunda, pomislite na cilj lokostrelstva. Uredba lokostrelstvo na prostem target je širok 80 cm. Dve črti drobnega 'X' na sredini tarče sta dolgi po 4 mm (0,4 cm). Če bi bila paralaksa ene črte 4 mm, bi bila ustrezna dolžina parseka nekaj več kot pol milje - 825 m.

Danes astronomi in astrofiziki še vedno uporabljajo parsek kot nebesno mersko enoto. Uporabljajo tudi svetlobno leto, enoto, ki je definirana kot razdalja, ki jo svetloba prevozi v vakuumu v enem julijanskem letu. ampak to je razlaga za drug dan.

Vrnimo se k Han Solu in tisočletnemu sokolu. Falcon bi Kessel pognal v določeni časovni enoti (10 minut) in ne v enoti razdalje. Voda ne zmrzne pri 32 stopinjah, zamrzne pri 32 stopinjah Fahrenheita.

Torej, čeprav tisočletni sokol v 12 parsekih ne more storiti ničesar, je lahko vsaj nasmeh Han Sola še vedno širok 12 parsekov.


G. Zemlja v kontekstu kozmične zgodovine: "Deset najboljših"

    Vesolje se je začelo pred približno 14 milijardami let v ultra vroči in ultra gosti državi, imenovani "Veliki pok" in je že bilo širi odkar. Prostorski volumen vesolja je zdaj in je bil vedno, neskončno.

    "Povprečje" pomeni, da se Sonca ne razlikuje od milijard drugih zvezd v naši galaksiji. To priznanje razreši tisočletne verske, filozofske in znanstvene razprave.

To je bilo eno najpomembnejših odkritij v znanosti. Vendar je ni mogoče pripisati enemu posamezniku, ker je vključeval dolgo verigo postopoma izboljševanja dokazov in špekulacij mnogih astronomov od časa grškega filozofa Demokrita (približno 420 pr. N. Št.). Primer je bil primerljiv spektroskopija (glej Vodnik za študij 10) sonca in tipičnih zvezd pozno v 19. stoletju.

"Čez vesoljsko morje so zvezde druga sonca."
--- Christiaan Huygens (1692)

    Vse težki elementi, ki sestavljajo Zemljo, so nastali znotraj zvezd, ki so že davno mrtve.

To velja tudi za biološko pomembni elementi (ogljik, kisik, dušik itd.), ki sestavljajo vsa živa bitja. Zvezde so bistveni del človekove kozmične dediščine. Niso zgolj naključna nebesna dekoracija, kot so jih pogosto obravnavali v predznanstveni filozofiji.

Tu je video, v katerem Neal Tyson govori o tem "najbolj osupljivem dejstvu".

    je edinstven med danes znanimi planeti zaradi bogate s kisikom atmosfere in površinskih oceanov ter zatočišča življenje, ki je prisotna že vsaj 3 milijarde let. Večina astronomov je prepričana, da je v naši galaksiji na milijone planetov, kot je Zemlja, vendar obseg, v katerem ti podpirajo napredne življenjske oblike, ni znan brez boljših podatkov.

Ljudje zagotovo zamujajo na Zemlji: Homo sapiens je prisoten le približno 200.000 let --- samo 0.004% starosti Zemlje. Dejstvo, da ima ta posamezna vrsta že spreminjanje zemeljske atmosfere in oceanov je dramatično pričevanje o moči človeške tehnologije.

    Tukaj je video nasilne magnetne aktivnosti na Soncu. Nazorno prikazuje, kako se material med izbruhi odvrne s sončne površine.

V Študijskem priročniku 22 bomo upoštevali grožnja od udarcev asteroidov.

Če vas zanima raziskovanje vseh astronomskih nevarnosti, s katerimi se sooča Zemlja, si oglejte smrt z neba, avtorja UVa dr. Philipa Plaita (naslovnica prikazana desno).

    Bennettov učbenik: Ch 1 in Secs 3.4, 3.5.

Dodatek I (datoteka PDF) Skim in nato po potrebi napotite na to pozneje.

Neobvezno: pobrskajte po gradivu o strukturi in razvoju vesolja v Bennettovem učbeniku Chs 22 in 23

Neobvezno opazovanje: Ko opravite kviz o ozvezdju (glejte naslednji vodnik) in se seznanite z nebom, boste morda želeli v jasni noči brez lune iti na dobro temno lokacijo in poskusiti najti:

    Mlečna pot, ravnina naše galaksije videl na robu. Najboljši pogledi zvečer s severne poloble so od julija do oktobra, ko se razteza od severnega do južnega obzorja. Tu je prikazana globoka širokokotna osvetlitev.

Galaksija Andromeda, najbolj oddaljena stvar (2,5 milijona svetlobnih let) lahko vidite s prostim očesom. Glej tabelo najdb tukaj. Regija Andromeda je vidna na večernem nebu od avgusta do februarja.

Oblak Scutum Star. Koncentracija na severni Mlečni poti, sestavljena iz približno 1 milijarda zvezd. Glej tabelo najdb tukaj. Regija Scutum je vidna na večernem nebu od julija do oktobra.

    Bennettov učbenik: odd. 2.1, 3.5

Atlas vesolja, večmestna karta našega vesolja, ki se začne od Osončja in se razteza navzven do merila 15 milijard svetlobnih let. Richard Powell.

Časovnica nad 10.000 AD. Oglejte si to spletno mesto, če vas zanima informirano ugibanje o tem, kaj se bo zgodilo z Zemljo in človeštvom v daljni prihodnosti.

    Dva zgodnja znanstvenofantastična romana sta zelo vplivala na raztezanje naše domišljije o oddaljeni prihodnosti človeštva in Zemlje: Časovni stroj (1895) HG Wells in Zadnji in prvi mož (1930) Olaf Stapledon, slednji pokriva (zamišljeno) naslednjih dveh milijard let človeškega razvoja zelo podrobno.

CLUES / CosmicFlows Project Video posnetki, ki prikazujejo dejansko porazdelitev galaksij blizu nas v vesolju

Zadnja sprememba December 2020 avtor rwo

Avtorske pravice za besedilo in kopiranje 1998-2020 Robert W. O'Connell. Vse pravice pridržane. Te opombe so namenjene zasebni, nekomercialni uporabi študentov, vpisanih v astronomijo 1210 na Univerzi v Virginiji.


Razdalje v parsekih

Razdalje manjše od parseka

Razdalje, izražene v frakcijah parseka, običajno vključujejo predmete znotraj enega zvezdnega sistema. Tako na primer:

  • Ena astronomska enota (AU), razdalja od Sonca do Zemlje, je nekaj manj kot 0,000005 parsekov (150 000 000 km 96 000 000 milj).
  • Najbolj oddaljena vesoljska sonda, Voyager 1, je bil od Zemlje od maja 2013 oddaljen 0,0006 parsekov (0,002 svetlobnih let) [posodobitev]. Vzelo je Voyager 35 let, da prehodim to razdaljo.
  • Oortov oblak naj bi bil premera približno 0,6 parseka (2,0 svetlobnih let)

Parseki in kiloparseki

Razdalje, izražene v parseki (pc) vključujejo razdalje med bližnjimi zvezdami, na primer tistimi v istem spiralnem kraku ali kroglasti kopici. Razdalja 1000 parsekov (3.262 svetlobnih let) je običajno označena z kiloparsek (kpc). Astronomi običajno uporabljajo kiloparseke za izražanje razdalje med deli galaksije ali znotraj skupin galaksij. Tako na primer:

  • En parsek je približno 3,26 svetlobnih let.
  • Najbližja znana zvezda na Zemlji, razen Sonca, Proxima Centauri, je oddaljena 1,30 parseka (4,24 svetlobnih let) z neposrednim merjenjem paralakse.
  • Razdalja do odprte kopice Plejade je 130 ± 10 pc (420 ± 32,6 svetlobnih let) od nas, na Hipparcosovo paralaksno meritev.
  • Središče Rimske ceste je od Zemlje oddaljeno več kot 8 kiloparsekov (26.000 svetlobnih let), Mlečna pot pa je približno 34 kpc (110.000 svetlobnih let).
  • Galaksija Andromeda (M31) je

Megaparseki in gigaparseki

Oddaljenost enega milijona parsekov (3,26 milijona svetlobnih let ali 3,26 "Mly") običajno označimo z megaparsek (Mpc). Astronomi običajno izražajo razdaljo med sosednjimi galaksijami in jatami galaksij v megaparsekih.

Galaktične razdalje so včasih podane v enotah Mpc / h (kot pri "50 / h Mpc"). h je parameter v območju [0,5,0,75], ki odraža negotovost vrednosti Hubblove konstante H za hitrost širjenja vesolja: h = H / (100 km / s / Mpc). Hubblova konstanta postane pomembna pri pretvorbi opaženega rdečega premika z v daljavo d z uporabo formule d ≈ (c / H) × z. [ 12 ]

Ena gigaparsek (Gpc) je milijarda parsekov - ena največjih pogosto uporabljenih enot dolžine. En gigaparsek je približno 3,26 milijarde svetlobnih let (3,26 "Gly") ali približno ena štirinajstina oddaljenosti do obzorja opazovanega vesolja (ki ga narekuje sevanje vesolja v ozadju). Astronomi običajno uporabljajo gigaparseke za izražanje velikosti struktur velikega obsega, kot sta velikost in razdalja do velikega zidu CfA2, razdalja med jatami galaksij in razdalja do kvazarjev.

  • Galaksija Andromeda je od Zemlje oddaljena približno 0,78 Mpc (2,5 milijona svetlobnih let).
  • Najbližja velika kopica galaksij, jata Devica, je od Zemlje oddaljena približno 16,5 Mpc (54 milijonov svetlobnih let). [13]
  • Galaksija RXJ1242-11, za katero so opazili, da ima supermasivno jedro črne luknje, podobno kot v Mlečni cesti, je od Zemlje oddaljena približno 200 Mpc (650 milijonov svetlobnih let).
  • Obzorje delcev (meja opazovanega vesolja) ima polmer približno 14,0 Gpc (46 milijard svetlobnih let). [14]

Zunanje povezave

  • Navodila, Michael. "Astronomske lestvice razdalj". Astronomija 162: Zvezde, galaksije in kozmologija. Univerza v Tennesseeju, Knoxville. Arhivirano iz izvirnika 12. decembra 2012. Pridobljeno 26. marca 2010.
  • Merrifield, Michael. "pc Parsec". Šestdeset simbolov. Brady Haran za univerzo v Nottinghamu.



Podatki o: 09.06.2020 01:04:12 CEST

Spremembe: Vse slike in večina elementov oblikovanja, ki so povezani s temi, so bili odstranjeni. Nekatere ikone je zamenjala FontAwesome-Icons. Nekatere predloge so bile odstranjene (na primer »članek je treba razširiti) ali dodeljene (na primer« opombe »). Razredi CSS so bili bodisi odstranjeni bodisi usklajeni.
Odstranjene so bile povezave, povezane s Wikipedijo, ki ne vodijo do članka ali kategorije (na primer »Redlinks«, »povezave do strani za urejanje«, »povezave do portalov«). Vsaka zunanja povezava ima dodatno ikono FontAwesome-Icon. Poleg nekaterih manjših sprememb v oblikovanju so bili odstranjeni medijski vsebnik, zemljevidi, navigacijske škatle, govorjene različice in geo-mikroformati.


Poglej si posnetek: Pretvorba dolžinskih enot (December 2022).