Materiały dydaktyczne - GLORIA Users

advertisement
GLORIA is funded by the European
Union 7th Framework Programme
(FP7/2007-2013) under grant
agreement n° 283783
Materiały dydaktyczne
do eksperymentu demonstracyjnego GLORIA
nt. wyznaczania krzywych blasku gwiazd
Wersja:
Data:
Autor:
Współpraca:
1.1
17 października 2013
Kamil ZŁOCZEWSKI (UWAR)
Lech MANKIEWICZ, Aleksander ŻARNECKI (UWAR)
Materiały dydaktyczne do eksperymentu nt. krzywych blasku gwiazd
Wer. 1.1
17 października 2013
Jak mierzymy jasności gwiazd?
Poza miastem, podczas pogodnej nocy, można zobaczyć na całym niebie około 3-4
tysiące gwiazd. Niektóre są jaśniejsze, inne słabsze, te pierwsze tworzą znane kształty
gwiazdozbiorów i układów gwiazd. Najbardziej znane układy gwiazd, to Wielki Wóz i
Mały Wóz, będące częścią konstelacji Wielkiej Niedźwiedzicy i Małej Niedźwiedzicy.
Oba są widoczne na północnej półkuli każdej nocy, przez cały rok. Spójrzcie na
zdjęcie. Faktycznie składają się one z jaśniejszych i słabszych gwiazd. Wokół widać
gwiazdy różnych jasności.
Astronomowie już w starożytności podzielili gwiazdy na niebie na grupy, czy też klasy
Obraz 1 ‐ Źródło: Wikicommons / T. Credner (http://en.wikipedia.org/wiki/File:UrsaMinorCC.jpg)
jasności. Pierwszy podział został wykonany przez greckiego starożytnego astronoma
Hipparcha z Nikkei w II wieku p.n.e. Opisany został on trzy wieki później w Almageście
przez innego słynnego greckiego astronoma Ptolemeusza. Grecy dzielili gwiazdy na
sześć kolejnych jasności i oznaczali je: 1, 2, 3, 4, 5, 6. Przy czym gwiazdy 1 jasności
są w tym podziale najjaśniejsze zaś 6 to najsłabsze „punkty” widoczne na niebie gołym
okiem.
Obraz 2 – Hipparch z Nikkei Źródło: Wikicommons (http://pl.wikipedia.org/wiki/Plik:Hipparchos_1.jpeg) http://gloria-project.eu
3/15
Materiały dydaktyczne do eksperymentu nt. krzywych blasku gwiazd
Wer. 1.1
17 października 2013
Podział na gwiazdy jaśniejsze i słabsze oraz przyporządkowane ich do kolejnych grup
nazywamy skalą. Ta ma określonych 6 dyskretnych wartości, nie ma tu miejsca na
wartości pośrednie np. 1,5 lub 3,3. Wynalezienie teleskopu na początku XVII wieku
rozszerzyło nasze możliwości obserwacyjne o jeszcze słabsze gwiazdy. Określono 7,
8 i kolejne wielkości gwiazdowe. Zaczęto również porównywać pośrednie wielkości i
wyznaczać jasności gwiazd zmiennych.
W roku 1856 angielski astronom Norman Pogson zauważył, że ilość światła
dochodzącego od gwiazd różniących się o kolejnych 5 stopni różni się o czynnik 100.
I tak też gwiazda 1 wielkości gwiazdowej jest 100 razy jaśniejsza od gwiazdy mającej
5 wielkość gwiazdową. Swoje spostrzeżenia oparł na podstawie obserwacji jasności
planetoid, dla których sporządził prognozę zmian jasności (wynikających ze zmian
odległości). Wykazał, że jasności obiektów o kolejnych jasnościach gwiazdowych
różnią się o czynnik 2,512.
Pogson jako gwiazdę odniesienia zaproponował Gwiazdę Polarną o jasności 2,0.
Później okazało się, że nie jest to najlepszy wybór. Polarna jest gwiazdą zmienną,
czyli gwiazdą zmieniającą swoją jasność w czasie. W związku z tym od roku 1943 za
gwiazdę o standardowej jasności przyjęto uznawać najjaśniejszą gwiazdę w
konstelacji Lutni – Wegę.
Czy wiesz że?
Skala jasności gwiazd ustanowiona przez
Hipparcha jest bezpośrednim przejawem tego
jak nasze oczy odbierają bodźce. Podobnego
typu relacje są znane dla innych zmysłów. Aby
odczuć lub zauważyć zmianę potrzebna jest
odpowiednio duża zmiany wielkości fizycznej.
Zasada ta opisywana jest jednym z dwóch praw
fenomenologicznych – logarytmicznym prawem
Webera-Fechnera lub potęgowym prawem
Stevensa.
http://gloria-project.eu
4/15
Obraz 3 – Oko dorosłego człowieka Źródło: Wikicommons / ROTLFOLEB (https://en.wikipedia.org/wiki/File:Human_e
ye_with_blood_vessels.jpg) Materiały dydaktyczne do eksperymentu nt. krzywych blasku gwiazd
Wer. 1.1
17 października 2013
Porównywanie jasności gwiazd
Jednostką wielkości gwiazdowej jest magnitudo i stosuje się dla niej oznaczenie m lub
mag. Przykładowo: wizualna jasność najjaśniejszej gwiazdy nocnego nieba Syriusza
wynosi -1,46 mag., Słońce ma jasność aż -26,74 mag., Księżyc w pełni -12,74 mag. Z
kolei najsłabsze gwiazdy widoczne gołym okiem mogą mieć jasności – w zależności
od warunków atmosferycznych 6 mag. a w niektórych miejscach nawet 7 mag.
Niewielki teleskop miłośniczy pozwala na zobaczenie gwiazd do 10-11 mag. zaś
Teleskop Kosmiczny Hubble’a jest wstanie dostrzec gwiazdy o jasności 30 mag.
Teleskop Hubble’a umożliwia zobaczenie gwiazd nawet o 4 miliardy razy słabszych
niż najsłabsze gwiazdy widoczne gołym okiem.
Obraz 4 ‐ Teleskop Kosmiczny Hubble'a Źródło: NASA (https://en.wikipedia.org/wiki/File:HST‐SM4.jpeg) Nasze oczy są naturalnym detektorem światła, dzięki któremu możemy porównywać
jasności gwiazd. Dokładność, jaką można w ten sposób osiągnąć w zależności od
doświadczenia i sumienności przeprowadzenia obserwacji wynosi od 0,07 do 0,10
magnitudo. Miłośnicy astronomii stosują proste metody porównywania jasności
gwiazd, dokonując wzajemnych porównań jasności gwiazd o podobnej jasności.
Podstawowe metody to metoda Nijlanda-Błażki-Argelandera oraz metoda Pickeringa.
Obraz 5 ‐ Schematyczna mapa do ćwiczenia wyznaczania jasności gwiazdy zmiennej 'v'. Gwiazdami porównania są gwiazdy a, b, c i d. Źródło: SSW http://gloria-project.eu
5/15
Materiały dydaktyczne do eksperymentu nt. krzywych blasku gwiazd
Wer. 1.1
17 października 2013
W XIX wieku, aby zwiększyć dokładność i powtarzalność pomiarów do obserwacji
jasności gwiazd, zastosowano fotografię. Do utrwalania obrazu stosowano przez
ponad stulecie płyty szklane. Ich rozmiary dochodziły nawet do 40 centymetrów.
Równolegle astronomowie rozwijali technikę „odczytywania” jasności gwiazd,
konstruując automatyczne fotometry mierzące ilość światła przechodzącego w danym
miejscu przez płytę szklaną. Fotografia analogowa była powszechnie stosowana w
astronomii do końca lat 80. XX wieku.
Obraz 6 ‐ Zbiór 42 detektorów CCD, które służyły do obserwacji za pomocą Teleskopu Kosmicznego Kepler. Zadaniem tego obserwatorium było odkrywanie planet i badanie zmienności gwiazd. Źródło: NASA Rewolucja cyfrowa w astronomii rozpoczęła się na początku lat 70. XX wieku podczas
badań nad nowymi nośnikami pamięci w laboratoriach Bella. Mowa o CCD (ang.
Charge-Coupled Device), detektorze niezwykle czułym na światło. Już w roku 1973
wykonano pierwsze astronomiczne zdjęcie za pomocą kamery CCD. Wymiennie
używane są pojęcia: kamery, sensora oraz matrycy CCD jako urządzenia zbierającego
informacje o Wszechświecie.
Czy wiesz że?
Na pierwszym zdjęciu nieba w historii uwieczniono
Księżyc. W roku 1840 amerykański uczony John
William Draper zastosował metodę dagerotypii do
uwiecznienia Srebrnego Globu. Ta pierwsza udana
ekspozycja
trwała
aż
20
minut.
Pierwszą
sfotografowaną gwiazdą była Wega, której zdjęcie
wykonano 10 lat później. Pierwsze zdjęcie cyfrowe
rozdzielczości 100x100 pikseli również przedstawiała
Księżyc. Zdjęcie to wykonała amerykańska firma
Fairchild Imaging w roku 1973.
http://gloria-project.eu
6/15
o
Obraz 7 ‐ Zdjęcie Księżyca autorstwa J. Drapera z roku 1852. Źródło: Wikicommons Materiały dydaktyczne do eksperymentu nt. krzywych blasku gwiazd
Wer. 1.1
17 października 2013
Gdy zawaliło się niebo
Na początku października 1604 roku obserwatorzy z północnych Włoszech zanotowali
nową gwiazdę na niebie. Obiekt znajdował się na tle konstelacji Wężownika.
Poprzednie takie wydarzenie miało miejsce niespełna 32 lata wcześniej. Ledwie
tydzień później niemiecki astronom Johannes Kepler rozpoczął obserwacje
„przybysza” w Pradze. Śledził gwiazdę przez cały rok, dopóki nie znikła z firmamentu.
Obraz 8 ‐ Mgławica powstała po wybuchu Supernowej Keplera. Obraz wykonany na podstawie zdjęć w paśmie widzialnym, rentgenowskim i podczerwonym. Źródło: NASA/ESA Do tej pory uważano, że na niebie nie może pojawić
się nowa gwiazda. Meteory i komety uważano za
obiekty atmosferyczne. Wielu współczesnych
Keplerowi uznawało pojawienie się gwiazdy za
nieprzypadkowy i związany z wielką koniunkcją
planet powtarzającą się raz na 800 lat. Kepler
sądził, że te zjawiska nie mają nic wspólnego z
gwiazdami. Ponieważ zmierzona paralaksa obiektu
była zerowa, musiał być on związany ze sferą
gwiazd stałych. Pojawienie się gwiazdy nowej, teraz
nazywanej
Supernową
Keplera,
zaburzyło
niezmienność nieba, jakie było uznawane od dwóch
tysiącleci bo już od Arystotelesa. Jeszcze na
schyłku średniowiecza w wielu akademiach
nauczano, że Ziemia jest centrum Wszechświata a
kosmos składa się z kolejnych sfer, w których krążą
planety. Ostatnia, była wiecznie stałą sferą gwiazd.
Obraz 9 - Słońce, planety i sfera
niebieska ukazane na drzeworycie z
roku 1475. Źródło: Wikicommons
https://en.wikipedia.org/wiki/File:Scheme_
of_things1475.gif
http://gloria-project.eu
7/15
Materiały dydaktyczne do eksperymentu nt. krzywych blasku gwiazd
Wer. 1.1
17 października 2013
Zaledwie 8 lat wcześniej, w roku 1596, niemiecki astronom David Fabricus odkrył
gwiazdę, która zmienia jasność. Obrał ją jako gwiazdę referencyjną do obserwacji
planet. Okazało się, że w ciągu tygodnia jaśnieje, a potem stopniowo blednie, by
zniknąć z oczu. Początkowo Fabricus sądził, że ma do czynienia z gwiazdą nową.
Tymczasem obiekt wrócił do pierwotnego blasku po niecałym roku. Okres zmienności
gwiazdy wyznaczył w roku 1638 Johann Holward. Gwiazdę tę obserwował również
gdański astronom Jan Heweliusz i nazywał ją „Cudowną”, a ponieważ znajduje się w
konstelacji Wieloryba (łac. Cetus), stąd też jest nazywana Mirą Ceti.
Obraz 10 ‐ Obserwacje rentgenowskie układu podwójnego gwiazdy Mira Ceti wykonane z pomocą Teleskopu Chandra (po lewej). Po prawej artystyczna wizualizacja procesów zachodzących w układzie gwiazd. Źródło: NASA Wiedza praktyczna
Obserwacje gwiazd zmiennych polegają
na systematycznym zapisywaniu ich
jasności w czasie. W związku z tym, aby
wykonać pełną obserwacje zmian
jasności Miry Ceti – o okresie 332 dni –
konieczne są obserwacje co kilkakilkanaście
dni.
Wykres,
który
przedstawia zmiany jasności w czasie
nazywany jest krzywą blasku. Ten po
prawej
wykonany
został
przez
obserwatorów
z
Amerykańskiego
Towarzystwa Obserwatorów Gwiazd
Zmiennych (AAVSO).
http://gloria-project.eu
Obraz 11 ‐ Krzywa blasku wykonana na podstawie około 8 lat obserwacji miłośników astronomii. Źródło: AAVSO
8/15
Materiały dydaktyczne do eksperymentu nt. krzywych blasku gwiazd
Wer. 1.1
17 października 2013
Zoologia gwiazd zmiennych
Jaka wygląda gwiazda – każdy widzi. Punkt, który świeci na niebie. Z czasem, gdy
zaczęto odkrywać kolejne gwiazdy zmienne, astronomowie rozpoczęli dociekać co jest
przyczyną tej zmienności. Obecnie wiemy dobrze wiemy, że gwiazdy zmienne dzielą
się na dwie podstawowe klasy: zmienne geometrycznie oraz zmienne fizycznie.
Obraz 12 ‐ Zaćmieniowy układ podwójny gwiazd okiem artysty. Źródło: ESO/L. Calcada Układy podwójne gwiazd to przykład gwiazd zmiennych geometrycznie. Otóż tak,
gwiazdy występują w parach, co więcej wiele z nich znajduje się w układach
wielokrotnych. W gwieździe podwójnej para obiega się wzajemnie wokół punktu
zwanego środkiem masy. Gdy ich wzajemna orbita znajduje się w naszym kierunku
(Ziemi, Słońca, obserwatora), wówczas okresowo dochodzi do wzajemnych zakryć
gwiazd. Zmniejszona ilość światła widoczna jest w krzywej blasku.
Czy wiesz że?
Algol (β Persei) to najsłynniejszy z
układów podwójnych i jednocześnie
protoplasta całej klasy obiektów. Uważny
obserwator zauważy, że gwiazda ta w
niecałe 3 dni z niebiesko-białej
przeistacza się w słabszą i czerwoną. Jej
zachowanie
tłumaczy
również
zwyczajową jej nazwę „Demona” czy też
„Głowę Diabła”. W XVIII wieku angielski
miłośnik astronomii – John Goodricke –
pokazał, że w istocie jest to układ
podwójny gwiazd. Blask układu zmienia
się między 2,12 a 3,29 mag.
http://gloria-project.eu
Obraz 13 ‐ Krzywa zmian blasku Algola na podstawie obserwacji miłośniczych. Źródło: AAVSO 9/15
Materiały dydaktyczne do eksperymentu nt. krzywych blasku gwiazd
Wer. 1.1
17 października 2013
Drugi rodzaj zmienności związany jest bezpośrednio ze zjawiskami fizycznymi
zachodzącymi w gwieździe lub w układzie gwiazd i jego otoczeniu. Stąd te gwiazdy
nazywane są zmiennymi fizycznie. Odkryto do tej pory szereg typów gwiazd
pulsujących, które mniej lub bardziej regularnie nadymają i zacieśniają swoje warstwy
zewnętrzne. Dzieje się to na szereg różnych sposobów. Znamy też gwiazdy
wybuchające – supernowe, nowe i nowe karłowate. W tych gwiazdach i układach
gwiazd zachodzą bardzo gwałtowne procesy.
Obraz 13 ‐ Supernowe potrafią świecić tak jasno jak całe galaktyki. Na zdjęciu supernowa SN 1994D w galaktyce NGC 4526. Źródło: NASA/ESA (http://en.wikipedia.org/wiki/File:SN1994D.jpg) W końcu mamy do czynienia z gwiazdami które zmieniają swoją jasność w wyniku
zjawisk zachodzących w ich bezpośrednim otoczeniu. Najmłodsze z nich wysyłają w
kosmos potężne błyski, inne, starsze, „zaczadzają” swoją własną atmosferę, z kolei
następne wyrzucają z siebie materię w wyniku szybkiej rotacji, znajdziemy też takie,
które pozbywają się materii w ostatnich epizodach swojej ewolucji.
Powyższy podział gwiazd zmienny został podany w zupełnym uproszczeniu.
Astronomowie wyróżniają dziesiątki typów gwiazd zmiennych i w praktyce każda
krzywa blasku analizowana jest osobno.
Obraz 14 ‐ Artystyczna wizja gwałtownego wyrzutu materii z młodej gwiazdy EV Lac. Potężne zjawisko o sile milionów bomb atomowych zostało zaobserwowane w świetle Rentgenowskim przy użyciu satelity Swift. Źródło: NASA (http://en.wikipedia.org/wiki/File:Nasa_EV_Lacertae_250408.jpg) http://gloria-project.eu
10/15
Materiały dydaktyczne do eksperymentu nt. krzywych blasku gwiazd
Wer. 1.1
17 października 2013
Jak znaleźć zmienną?
Współcześni astronomowie są wstanie obserwować jednocześnie, z pomocą jednego
instrumentu dziesiątki tysięcy gwiazd jednocześnie (jak na zdjęciu poniżej). Na
zdjęciach nieba, wykonywanych z pomocą kamer CCD, znajduje się wiele gwiazd
zmiennych. W praktyce każda gwiazda na niebie – również nasze Słońce – zmienia
swój blask. W przypadku niektórych tych zmian nie dostrzegamy, są nieistotne i mogą
służyć jako gwiazdy o referencyjnej jasności, czy też gwiazdy odniesienia.
Obraz 15 ‐ Fragment tzw. okna Baade'go, miejsca gdzie astronomowie „podglądają” gęsto usiane gwiazdami Centrum Drogi Mlecznej. Na zdjęciu widoczna jest również gromada kulista gwiazd NGC 6522. Źródło: OGLE Zdjęcie jest obrazem nieba, ilości fotonów docierających do detektora podczas
ekspozycji. Dział astronomii zajmujący się wyznaczaniem jasności obiektów na niebie,
czyli wyznaczaniem ilości fotonów jakie wysyła gwiazda czy inny obiekt w kosmosie,
nazywany jest fotometrią. Jak wcześniej wspomniano, aby wykryć gwiazdę zmienną,
należy wykonać szereg obserwacji. Zatem trzeba zrobić wiele zdjęć, tego samego
obszaru nieba, w którym gwiazd zmiennych poszukujemy. Sprawę komplikuje fakt, że
nie każdej nocy mamy pogodę i nie zawsze obserwujemy w tym samych godzinach.
Nieciągłość i nieregularność obserwacji utrudnia astronomom poszukiwania,
wyznaczanie okresu oraz klasyfikację gwiazd zmiennych.
23:11
28/09/2005
23:52
29/09/2005
22:45
31/09/2005
Obraz 16 ‐ Przykładowa zestawy zdjęć gromady otwartej King 16 z 3 różnych nocy. Obserwacje miały miejsce o różnych godzinach i nie codziennie ze względu na warunku pogodowe. Źródło: Kamil Złoczewski
http://gloria-project.eu
11/15
Materiały dydaktyczne do eksperymentu nt. krzywych blasku gwiazd
Wer. 1.1
17 października 2013
Najprostszy sposób na znalezienie gwiazdy zmiennej to obejrzenie krzywej zmian
blasku wszystkich gwiazd. To dość pracochłonna metoda, gdy mamy do czynienia z
tysiącami obiektów. Inny prosty sposób polega na wyznaczeniu średniej lub typowej
jasności danej gwiazdy na wszystkich zdjęciach. Następnie należy zsumować
wszystkie „odstępstwa” od tej średniej, czyli różnice między jasnością gwiazdy na
danym obrazku a wartością średnią i wziąć ich moduł. Warto się przyjrzeć dokładniej
krzywej blasku każdej gwiazdy dla której suma „odstępstw” jest znacząca.
Obraz 17 ‐ Wyznaczanie zmienności gwiazdy na podstawie odchyłek od średniej. Źródło: K. Zloczewski Znalezienie gwiazdy zmiennej to tylko część pracy. Najczęściej jest to zmienna
okresowa dla której możemy wyznaczyć cykl zmian. Nie znamy go, ale możemy się go
domyśleć analizując fragmenty całej krzywej blasku. Następnie wykreślamy krzywą
blasku w funkcji fazy. Faza jest to wielkość przyjmująca wartości od 0 do 1 i
przedstawia kolejne części całego okresu zmian jasności gwiazdy. Jako rezultat
otrzymujemy krzywą opisującą zmiany jasności gwiazdy w ciągu tylko jednego okresu.
Następnie, na tym samym wykresie, możemy dodać kolejne krzywe blasku
odpowiadające kolejnym okresom.
Obraz 18 ‐ Przykład "sfazowanej" krzywej zmian blasku gwiazdy. Algol w istocie ma okres 2.85 dnia. Źródło: AAVSO Astronomowie stosują do szukania gwiazd zmiennych również innych bardziej
skomplikowanych matematycznie i technicznie metod. Wśród nich warto wymienić:
analizę fourierowską oraz analizę wariancji. Pozwalają one na precyzyjne i efektywne
ich znajdywanie oraz jednocześnie wyznaczanie okresów zmian blasku.
http://gloria-project.eu
12/15
Materiały dydaktyczne do eksperymentu nt. krzywych blasku gwiazd
Wer. 1.1
17 października 2013
W kółku i w profilu
W praktyce pomiar jasności gwiazd wykonuje się dwoma metodami. Pierwsza polega
na zliczeniu ilości światła znajdującej się w danym obszarze. Obszar ten – zwany
aperturą – jest zwykle kołem, którego środek znajduje się w środku gwiazdy. Stąd też
metoda ta nazywana jest fotometrią aperturową. Uwzględnia się przy tym jasność tła
nieba w okolicy danej gwiazdy, mierząc je w koncentrycznym pierścieniu wokół
gwiazdy (patrz ilustracja poniżej).
Obraz 19 ‐ Idea fotometrii aperturowej. Źródło: Michael Richmond Fotometria aperturowa nie sprawdza się w miejscach na niebie o znacznym
zagęszczeniu gwiazd. Wówczas ilość światła od gwiazdy szacuje się na podstawie
trójwymiarowego kształtu utworzonego przez fotony zebranych na zdjęciu docierające
od danej gwiazdy. Ta metoda, w związku z tym, że bazuje na wyznaczeniu
kształtu/profilu na obrazie, nazywana jest fotometrią profilową.
Obraz 20 ‐ Idea fotometrii profilowej. Źródło:2MAS/IPAC http://gloria-project.eu
13/15
Materiały dydaktyczne do eksperymentu nt. krzywych blasku gwiazd
Wer. 1.1
17 października 2013
Dlaczego badamy gwiazdy zmienne?
Astronomowie posługują się gwiazdami zmiennymi na szereg różnych sposobów.
Poniżej podaję trzy przykłady, w których obserwacje i analiza gwiazd zmiennych
odgrywały kluczową rolę.
Gwiazdy pulsujące typu delta Cephei (prototypem jest δ Cefeusza) to jasne gwiazdy,
nadolbrzymy, będące w takim etapie ewolucji, że stając się niestabilne regularnie
zwiększają i zmniejszają swój promień. Przyczyną tych pulsacji jest proces
zachodzący wewnątrz gwiazdy, analogiczny do działania silnika pracującego w cyklu
Carnota. Okres pulsacji rośnie wraz ze wzrostem jasności gwiazdy, mowa więc o
relacji okres - jasność. Ta zależność pozwala na użycie tych gwiazd, znajdujących się
w obiektach odległych nawet o miliony lat świetlnych, do określenia względnych
odległości. Obiekty, które można w ten sposób wykorzystać, nazywamy gwiazdami
standardowymi. Właśnie tę zależność wykorzystał Edwin Hubble do pokazania, że
większość galaktyk oddala się od Drogi Mlecznej.
Figure 21 – Wyjaśnienie relacji okres jasność dla cefeid klasycznych. Źródło: ESA Inną świecą standardową jest wybuch supernowej, a konkretniej supernowej typu Ia.
Jaśnieją one w wyniku zapadania się pod swoim ciężarem gęstej gwiazdy neutronowej
– białego karła – na który sukcesywnie spływa materia z pobliskiego towarzysza.
Przekraczając masę 1,44 masy Słońca, zdegenerowana gwiazda nie może już jej
utrzymać i eksploduje. Tego typu wybuch, kończący żywot gwiazdy, jest bardzo
gwałtowny i jasny, ale przede wszystkim jego moc jest niezwykle dobrze wyznaczona i
z odległości około 33 lat świetlnych wynosi około -19,3 mag. To 420 jaśniej niż Księżyc
w pełni, znajdujący się zaledwie 1,3 sekundy świetlnej od Ziemi.
http://gloria-project.eu
14/15
Materiały dydaktyczne do eksperymentu nt. krzywych blasku gwiazd
Wer. 1.1
17 października 2013
Obraz 21 – Diagram HR z zaznaczonym pasem niestabilności. W tym obszarze diagramu znajdują się gwiazdy pulsujące. Źródło: Wikicommos//Rursus Badając gwiazdy zmienne poznajemy proces ewolucji gwiazd i obiegu materii we
Wszechświecie. Zmienność fizyczna obserwowana jest już dla dopiero co
powstających gwiazd (np. typu T Tauri), poprzez fazę spokojnej ewolucji (np. oscylacje
typu słonecznego) oraz w wyniku zmian we wnętrzach gwiazd wynikających z
procesów reakcji termojądrowych. Nawet gdy gwiazda „umiera” staje się zmienną np.
w wybuchu supernowej.
W praktyce można śmiało powiedzieć, że na niebie każda gwiazda, niezależnie od
stanu ewolucyjnego była, jest lub będzie gwiazdą zmienną. W niektórych momentach
ewolucji – jak np. na pasie niestabilności – dana gwiazda staje się na dłuższy czas
gwiazdą zmienną. Badanie gwiazdy zmiennych daje astronom najlepsze narzędzie do
testowania teorii ich budowy, ewolucji, a w niektórych wypadkach pozwala również
wykorzystać je jako narzędzie do wyznaczania odległości we Wszechświecie.
http://gloria-project.eu
15/15
Download
Random flashcards
123

2 Cards oauth2_google_0a87d737-559d-4799-9194-d76e8d2e5390

bvbzbx

2 Cards oauth2_google_e1804830-50f6-410f-8885-745c7a100970

Motywacja w zzl

3 Cards ypy

Create flashcards