Astronomi

Luminositas dua bintang dengan kecerahan yang sama tetapi pada jarak PC yang berbeda

Luminositas dua bintang dengan kecerahan yang sama tetapi pada jarak PC yang berbeda

Bintang A dan B sama-sama terang jika dilihat dari Bumi, tetapi A berjarak 120 pc sedangkan B berjarak 24 pc. Bintang mana yang memiliki luminositas lebih besar? Berapa kali lebih terang?


Luminositas mutlak A lebih besar dari B. Seperti dua lampu. $$frac{120}{24}=5,$$ jadi A lima kali lebih jauh B, tetapi karena luminositas berkurang dengan kuadrat jarak, maka A adalah $5^{2}=25$ kali lebih bercahaya.


Bias Malmquist

Itu Bias Malmquist adalah efek dalam astronomi observasional yang mengarah pada deteksi preferensial objek terang intrinsik. Ini pertama kali dijelaskan pada tahun 1922 oleh astronom Swedia Gunnar Malmquist (1893–1982), yang kemudian menguraikan pekerjaan ini pada tahun 1925. [1] [2] Dalam statistik, bias ini disebut sebagai bias seleksi atau sensor data. Ini mempengaruhi hasil dalam survei terbatas kecerahan, di mana bintang-bintang di bawah kecerahan nyata tertentu tidak dapat dimasukkan. Karena bintang dan galaksi yang diamati tampak lebih redup ketika lebih jauh, kecerahan yang diukur akan berkurang seiring dengan jarak hingga kecerahannya turun di bawah ambang batas pengamatan. Objek yang lebih bercahaya, atau lebih terang secara intrinsik, dapat diamati pada jarak yang lebih jauh, menciptakan tren palsu peningkatan kecerahan intrinsik, dan kuantitas terkait lainnya, dengan jarak. Efek ini telah menyebabkan banyak klaim palsu di bidang astronomi. Mengoreksi dengan benar untuk efek ini telah menjadi area fokus yang besar.


Luminositas dua bintang dengan kecerahan yang sama tetapi pada jarak PC yang berbeda - Astronomi

Apakah bintang yang berbeda memiliki ciri fisik yang berbeda atau pada dasarnya sama?

Bintang bukanlah objek membosankan dengan ciri fisik yang sama. Mereka datang dalam berbagai ukuran dan warna. Untuk memahami sepenuhnya mengapa, Anda perlu mengetahui fisika di balik ini. Biarkan saya mencoba untuk menempatkan ini dengan cara yang sederhana:

Para astronom dapat mendeteksi warna bintang dengan mengambil spektrumnya (sangat mirip dengan pemisahan cahaya menggunakan prisma, yang dilakukan oleh Newton). Spektrum bintang menyerupai benda hitam (meskipun ada beberapa perbedaan), yang dicirikan oleh satu parameter, yaitu suhu. Oleh karena itu, seseorang dapat mengetahui suhu bintang dengan melihat bentuk spektrum bintang.

Kita melihat suhu bintang berubah dari sekitar 3000 K hingga 50.000 K. Bintang biru lebih panas dan bintang merah lebih dingin. Jadi, lain kali Anda melihat bintang, ingatlah bahwa alasan mengapa bintang seperti Betelguese, Arcturus, dan Antares terlihat merah adalah karena "keren" (dingin di sini berarti sekitar 4000 K), dan bintang seperti Vega berwarna putih karena jauh lebih panas. Berdasarkan suhu, bintang diklasifikasikan ke dalam kategori sebagai O, B, A, F, G, K dan M. Bintang O adalah yang terpanas dan bintang M adalah yang paling keren. Misalnya Vega adalah bintang A, sedangkan Matahari kita adalah bintang G. Jadi Matahari jauh lebih dingin daripada Vega.

Kecerahan bintang tergantung pada luminositas dan jaraknya dari kita. Jadi, sebuah bintang mungkin redup karena pada dasarnya redup, atau karena ia mungkin sangat jauh. Jadi untuk mengetahui bintang mana yang lebih bercahaya dari yang lain, kita perlu mengetahui jarak ke bintang tersebut. Ada beberapa teknik untuk menentukan jarak ke sebuah bintang seperti paralaks, variabel Cepheid, dll. Tetapi setelah jarak diketahui, kita dapat menentukan luminositas sebenarnya dari bintang tersebut. Luminositas bintang mungkin kurang dari Matahari dengan faktor 10.000, atau mungkin setinggi lebih dari satu juta kali Matahari.

Setelah kita mengetahui luminositas bintang, kita dapat menentukan jari-jari bintang. Kita melihat bahwa banyak bintang memiliki jari-jari yang sangat besar terhadap matahari, bintang-bintang seperti itu disebut bintang Raksasa atau Supergiant (contohnya adalah Betelguese yang memiliki jari-jari sekitar 500 kali Matahari).

Tergantung pada suhu bintang, fitur permukaannya dapat bervariasi. Bintang dingin memiliki molekul seperti Titanium oksida di permukaan, sedangkan bintang panas memiliki atom terionisasi. Jadi Anda dapat melihat bahwa bintang datang dalam variasi BESAR yang dapat mengejutkan pikiran kita.

Halaman diperbarui pada 27 Juni 2015

Tentang Penulis

Jagadheep D. Pandian

Jagadheep membangun receiver baru untuk teleskop radio Arecibo yang bekerja antara 6 dan 8 GHz. Dia mempelajari maser metanol 6,7 GHz di Galaksi kita. Maser ini terjadi di situs di mana bintang-bintang besar sedang dilahirkan. Dia mendapatkan gelar Ph.D dari Cornell pada Januari 2007 dan merupakan rekan postdoctoral di Max Planck Insitute untuk Radio Astronomi di Jerman. Setelah itu, ia bekerja di Institute for Astronomy di University of Hawaii sebagai Submillimeter Postdoctoral Fellow. Jagadheep saat ini berada di Institut Sains dan Teknologi Luar Angkasa India.


Mengapa Beberapa Bintang Lebih Terang dari Yang Lain?

Saat melihat ke langit di malam hari, Anda mungkin memperhatikan bahwa beberapa bintang lebih terang daripada yang lain. Pernah berpikir mengapa ini? Mari kita lihat apa yang teman-teman kita di Name a Star Live katakan!

Dua Faktor Utama

Sebenarnya ada dua faktor yang mempengaruhi seberapa terang bintang tampak di mata kita:

1) Kecerahan Bintang yang Sebenarnya

Beberapa bintang secara alami lebih bercahaya daripada yang lain, sehingga tingkat kecerahan dari satu bintang ke bintang berikutnya bisa sangat berbeda.

Kecerahan aktual bintang mengacu pada seberapa besar daya yang dimiliki bintang - yang juga dapat dijelaskan sebagai jumlah watt yang dimilikinya (pikirkan bola lampu!). Bintang dengan daya lebih (atau watt lebih tinggi) akan bersinar lebih terang daripada bintang dengan daya lebih kecil (watt lebih rendah).

2) Jarak Bintang dari Kami

Namun, hanya karena sebuah bintang terlihat lebih terang, tidak berarti ia sebenarnya lebih terang. Kecerahan bintang juga tergantung pada kedekatannya dengan kita.

Semakin jauh suatu objek, semakin redup tampak. Oleh karena itu, jika dua bintang memiliki tingkat kecerahan yang sama, tetapi yang satu lebih jauh, bintang yang lebih dekat akan tampak lebih terang daripada bintang yang lebih jauh - meskipun keduanya sama terangnya!

Misalnya, matahari secara teknis adalah bintang paling terang jika dilihat dari Bumi, tetapi juga merupakan bintang yang paling dekat dengan Bumi. Ketika Anda menghilangkan faktor jarak, matahari sebenarnya berada di kisaran kecerahan tengah jika dibandingkan dengan bintang lain!

Lain kali Anda melihat langit malam, pikirkan berbagai kombinasi kecerahan dan jarak sebenarnya yang harus ada untuk menciptakan rentang tingkat kecerahan yang indah yang Anda lihat.

Mencari lebih banyak Never Stop Asking "Mengapa?" pertanyaan? Mengejar semua "Mengapa" masa lalu di blog!


Menemukan Jarak dengan Cara yang Sulit

Kita dapat menggunakan hukum kuadrat terbalik untuk mencari jarak ke sebuah bintang. Sebentar lagi kita akan memiliki formula yang mudah untuk dimasukkan, tetapi lakukan dengan cara yang sulit terlebih dahulu.

Sebuah bintang diidentifikasi sebagai jenis tertentu yang kecerahan absolutnya diketahui dari mengamati bintang-bintang di dekatnya. Ditemukan bahwa kecerahan semu bintang adalah 1/10000 dari kecerahan absolut itu. Seberapa jauh jaraknya?

perhatikan bahwa dalam berpindah dari jarak standar 10pc ke jarak sebenarnya, kecerahan nyata telah dibagi 10.000 atau (100) 2 .

Dengan mengerjakan hukum kuadrat terbalik ke belakang, kita perhatikan bahwa jaraknya pasti dikalikan 100.

Kalikan 10pc dengan 100 dan dapatkan jarak ke bintang sebagai 100 10pc atau 1000 parsec.

Ini adalah jauh lebih mudah contoh: Sebuah bintang diidentifikasi sebagai jenis tertentu yang kecerahan absolutnya diketahui. Ditemukan bahwa kecerahan semu bintang sama persis dengan kecerahan absolutnya. Seberapa jauh jaraknya?

Jawabannya, dari definisi kecerahan absolut, harus berada pada jarak standar 10 parsec.


Perambatan cahaya

Cahaya merambat keluar dari sumbernya ke segala arah. Cahaya yang melewati bujur sangkar yang berjarak satu satuan dari sumbernya akan melewati bujur sangkar yang besarnya empat kali lipat bila jaraknya dua satuan dari sumbernya. Ini berarti bahwa cahaya mendapat 1/4 dimmer per satuan luas. Kami mengatakan bahwa cahaya "goes sebagai" 1/r 2 atau itu berjalan sebagai kuadrat terbalik.

Plot ini menunjukkan fungsi 1/r 2. Perhatikan bahwa cahaya pada awalnya jatuh dengan sangat cepat, tetapi kemudian pada jarak yang jauh, sinyal berkurang secara bertahap. Di antara ekstrem-ekstrem itu, fungsi tersebut menunjukkan "bahu."

Gambar cahaya yang merambat keluar melalui kabut ini menggambarkan fungsi 1/r 2. Fungsi "bahu" memberikan sesuatu seperti batas lunak pada cahaya saat ia berubah dari sangat terang menjadi jatuh secara bertahap.


Ya untuk keduanya. Magnitudo mutlak tidak bergantung pada jarak (seberapa jauh bintang dari kita), sedangkan magnitudo semu bergantung pada jarak. Bintang terang yang sangat jauh dari kita akan tampak lebih redup daripada bintang yang kurang terang yang sangat dekat dengan kita.

Untuk dua bintang dengan magnitudo absolut yang berbeda memiliki magnitudo nyata yang sama, bintang yang lebih redup bisa lebih dekat dengan kita dan bintang yang lebih terang bisa lebih jauh dari kita.

Untuk dua bintang dengan magnitudo mutlak yang sama tetapi magnitudo tampak berbeda, satu bintang bisa lebih jauh dari yang lain.

Kepunahan (penyerapan atau penghamburan cahaya) juga mempengaruhi magnitudo tampak dengan membuat bintang tampak lebih redup.

Ya keduanya dapat memiliki intensitas absolut yang sama dan besaran relatif yang berbeda dan sebaliknya.

Saat cahaya merambat, cahaya menyebar, dan karenanya intensitas cahaya yang mencapai bumi berkurang.
Untuk bintang yang dekat dengan kita, penyebaran ini akan lebih sedikit dan untuk yang jauh akan lebih banyak. Jadi bintang yang jauh akan tampak lebih redup meskipun memiliki intensitas absolut yang sama.

Bisakah Anda menguraikan skala intensitas absolut.
Apa yang dipilih sebagai garis dasar atau titik acuan??


Luminositas dua bintang dengan kecerahan yang sama tetapi pada jarak PC yang berbeda - Astronomi

Jarak ke bintang terdekat dapat diukur dengan paralaks trigonometri. Bintang dengan paralaks satu detik busur (1) adalah 1 parsec—sekitar 3,3 tahun cahaya—jauhnya.

Bintang memiliki gerak nyata melalui ruang serta gerak semu saat Bumi mengorbit Matahari. Sebuah bintang gerak yang tepat., gerakan sebenarnya melintasi langit, adalah ukuran kecepatan bintang yang tegak lurus terhadap garis pandang kita. Kecepatan radial bintang—sepanjang garis pandang—diukur dengan pergeseran Doppler dari garis spektralnya.

Hanya beberapa bintang yang cukup besar dan cukup dekat sehingga jari-jarinya dapat diukur secara langsung. Ukuran sebagian besar bintang diperkirakan secara tidak langsung melalui radius—luminositas—hubungan suhu. Bintang dikategorikan sebagai kurcaci sebanding dalam ukuran atau lebih kecil dari Matahari, raksasa hingga 100 kali lebih besar dari Matahari, dan raksasa lebih dari 100 kali lebih besar dari Matahari. Selain bintang "normal" seperti Matahari, dua kelas bintang penting lainnya adalah raksasa merah, yang besar, sejuk, dan bercahaya, dan katai putih, yang kecil, panas, dan redup.

Itu kecerahan mutlak bintang sama dengan luminositasnya. Itu kecerahan yang jelas dari bintang adalah tingkat di mana energi dari bintang mencapai satuan luas detektor. Kecerahan yang tampak turun sebagai kuadrat terbalik dari jarak. Astronom optik menggunakan skala besaran untuk mengekspresikan dan membandingkan kecerahan bintang. Semakin besar magnitudo, semakin redup bintang, perbedaan 5 magnitudo sesuai dengan faktor kecerahan 100. Besarnya tampak adalah ukuran kecerahan yang tampak. Itu besaran mutlak dari sebuah bintang adalah magnitudo semu yang akan terjadi jika ditempatkan pada jarak standar 10 pc dari pengamat. Ini adalah ukuran luminositas bintang.

Para astronom sering mengukur suhu bintang dengan mengukur kecerahannya melalui dua atau lebih filter optik, kemudian menyesuaikan kurva benda hitam dengan hasilnya. Itu indeks warna bintang adalah rasio kecerahannya yang diukur melalui dua filter standar. Pengukuran jumlah cahaya bintang yang diterima melalui masing-masing filter disebut fotometri.

Para astronom mengklasifikasikan bintang berdasarkan garis serapan dalam spektrumnya. Garis-garis yang terlihat dalam spektrum bintang tertentu bergantung terutama pada suhunya, dan pengamatan spektroskopi bintang memberikan cara yang akurat untuk menentukan suhu bintang dan komposisi bintang. Bintang standar kelas spektral, dalam urutan penurunan suhu, adalah O B A F G K M.

Plot luminositas bintang versus kelas spektral bintang (atau suhu) disebut an diagram H&151R, atau diagram magnitudo warna. Sekitar 90 persen dari semua bintang yang diplot pada diagram H&151R terletak di urutan utama, yang membentang dari panas, cerah raksasa biru dan raksasa biru, melalui bintang-bintang perantara seperti Matahari, menjadi dingin, redup katai merah. Kebanyakan bintang deret utama adalah katai merah raksasa biru yang cukup langka. Sekitar 9 persen bintang berada di wilayah katai putih, dan 1 persen sisanya berada di wilayah raksasa merah.

Dengan pengamatan spektroskopi yang cermat, para astronom dapat menentukan . bintang kelas luminositas, memungkinkan mereka untuk membedakan bintang deret utama dari raksasa merah atau katai putih dengan tipe (atau warna) spektral yang sama. Setelah sebuah bintang diketahui berada di deret utama, pengukuran tipe spektralnya memungkinkan luminositasnya diperkirakan dan jaraknya diukur. Metode penentuan jarak ini, yang berlaku untuk bintang hingga beberapa ribu parsec dari Bumi, disebut paralaks spektroskopi.

Sebagian besar bintang tidak terisolasi di luar angkasa tetapi mengorbit bintang lain di sistem bintang biner. Di sebuah biner visual, kedua bintang dapat dilihat dan orbitnya dipetakan. Di sebuah biner spektroskopi, bintang-bintang tidak dapat diselesaikan, tetapi gerakan orbitnya dapat dideteksi secara spektroskopi. dalam sebuah gerhana biner, orbit diorientasikan sedemikian rupa sehingga satu bintang secara berkala lewat di depan bintang lain seperti yang terlihat dari Bumi dan meredupkan cahaya yang kita terima. Binernya kurva cahaya adalah plot kecerahan semu sebagai fungsi waktu.

Studi bintang biner sering memungkinkan massa bintang diukur. Massa bintang menentukan ukuran, suhu, dan kecerahannya. Hubungan massa dan luminositas massa' yang didefinisikan dengan cukup baik ada untuk bintang deret utama. Raksasa biru panas jauh lebih masif daripada Matahari, katai merah dingin jauh lebih kecil. Masa hidup sebuah bintang dapat diperkirakan dengan membagi massanya dengan luminositasnya. Bintang bermassa tinggi membakar bahan bakarnya dengan cepat dan memiliki masa hidup yang jauh lebih pendek daripada Matahari. Bintang bermassa rendah mengonsumsi bahan bakarnya secara perlahan dan mungkin tetap berada di deret utama selama triliunan tahun.

Banyak bintang ditemukan dalam kelompok kompak yang dikenal sebagai gugus bintang. Buka cluster, dengan beberapa ratus hingga beberapa ribu bintang, sebagian besar ditemukan di bidang Bima Sakti. Mereka biasanya mengandung banyak bintang biru terang, menunjukkan bahwa mereka terbentuk relatif baru. Gugus bola ditemukan terutama jauh dari bidang Bima Sakti dan mungkin berisi jutaan bintang. Mereka tidak termasuk bintang deret utama yang jauh lebih masif dari Matahari, menunjukkan bahwa mereka terbentuk sejak lama. Gugus bola diyakini berasal dari pembentukan Galaksi kita.

UJI SENDIRI: BENAR ATAU SALAH?

1. Satu parsec sedikit lebih dari 200.000 A.U. (Petunjuk)

2. Tidak ada bintang dalam jarak 1 pc dari Matahari. (Petunjuk)

3. Paralaks dapat digunakan untuk mengukur jarak bintang hingga sekitar 1000 pc. (Petunjuk)

4. Sebagian besar bintang memiliki jari-jari antara 0,1 dan 10 kali jari-jari Matahari. (Petunjuk)

5. Bintang A tampak lebih terang dari bintang B, seperti yang terlihat dari Bumi. Oleh karena itu, bintang A harus lebih dekat ke Bumi daripada bintang B. (Petunjuk)

6. Bintang A dan bintang B memiliki kecerahan mutlak (luminositas) yang sama, tetapi bintang B dua kali lebih jauh dari bintang A. Oleh karena itu, bintang A tampak empat kali lebih terang dari bintang B. (Petunjuk)

7. Bintang dengan magnitudo 5 terlihat lebih terang daripada bintang magnitudo 2. (Petunjuk)

8. Perbedaan antara spektrum bintang terutama disebabkan oleh perbedaan komposisi. (Petunjuk)

9. Bintang dingin memiliki garis hidrogen yang sangat kuat dalam spektrumnya. (Petunjuk)

10. Bintang G9 lebih keren dari bintang G5. (Petunjuk)

11. Katai merah terletak di bagian kiri bawah diagram H-R. (Petunjuk)

12. Bintang paling terang yang terlihat di langit malam semuanya ditemukan di bagian atas diagram H-R. (Petunjuk)

13. Dalam biner spektroskopi, gerakan orbit bintang komponen muncul sebagai variasi dalam kecepatan radialnya. (Petunjuk)

14. Setelah biner dikenali, selalu mungkin untuk menentukan massa kedua komponen. (Petunjuk)

15. Mustahil untuk memiliki bintang deret utama tipe O atau B berusia 1 miliar tahun. (Petunjuk)

UJI MANDIRI: ISI KOSONG

1. Pengukuran paralaks dari jarak ke bintang terdekat menggunakan garis dasar _____. (Petunjuk)

2. Kecepatan radial sebuah bintang ditentukan dengan mengamati _____nya dan menggunakan efek _____. (Petunjuk)

3. Untuk menentukan kecepatan ruang sebenarnya dari sebuah bintang, _____ , kecepatan radial, dan _____ semuanya harus diukur. (Petunjuk)

4. Jari-jari bintang dapat ditentukan secara tidak langsung jika _____ dan _____ bintang diketahui. (Petunjuk)

5. Bintang-bintang terkecil yang biasanya diplot pada diagram H&151R adalah _____. (Petunjuk)

6. Bintang-bintang terbesar yang biasanya diplot pada diagram H&151R adalah _____. (Petunjuk)

7. Pengamatan bintang melalui filter B dan V digunakan untuk menentukan _____ bintang. (Petunjuk)

8. Bintang-bintang terpanas menunjukkan sedikit bukti hidrogen dalam spektrumnya karena hidrogen sebagian besar _____ pada suhu ini. (Petunjuk)

9. Bintang-bintang paling keren menunjukkan sedikit bukti hidrogen dalam spektrumnya karena hidrogen sebagian besar _____ pada suhu ini. (Petunjuk)

10. Matahari memiliki tipe spektral _____. (Petunjuk)

11. Diagram H&151R adalah plot _____ pada skala horizontal versus _____ pada skala vertikal. (Petunjuk)

12. Pita bintang yang memanjang dari kiri atas diagram H&151R ke kanan bawah dikenal sebagai _____. (Petunjuk)

13. _____ sistem bintang penting untuk menyediakan pengukuran massa bintang. (Petunjuk)

14. Dari tipe spektral O ke M di sepanjang deret utama, massa bintang _____. (Petunjuk)

15. Masa hidup deret utama bintang bermassa tinggi jauh _____ daripada masa hidup deret utama bintang bermassa rendah. (Petunjuk)

TINJAUAN DAN PEMBAHASAN

1. Bagaimana paralaks digunakan untuk mengukur jarak ke bintang? (Petunjuk)

2. Apa itu parsec? Bandingkan dengan satuan astronomi. (Petunjuk)

3. Jelaskan dua cara di mana gerakan ruang nyata bintang diterjemahkan menjadi gerakan yang dapat diamati dari Bumi. (Petunjuk)

4. Jelaskan beberapa karakteristik bintang raksasa merah dan bintang katai putih. (Petunjuk)

5. Apa perbedaan antara kecerahan absolut dan nyata? (Petunjuk)

6. Bagaimana para astronom mengukur suhu bintang? (Petunjuk)

7. Jelaskan secara singkat bagaimana bintang-bintang diklasifikasikan menurut karakteristik spektralnya. (Petunjuk)

8. Informasi apa yang diperlukan untuk memplot sebuah bintang pada diagram Hertzsprung—Russell? (Petunjuk)

9. Apa urutan utamanya? Apa sifat dasar sebuah bintang yang menentukan letaknya pada deret utama? (Petunjuk)

10. Bagaimana jarak ditentukan menggunakan paralaks spektroskopi? (Petunjuk)

11. Mengapa diagram H&151R yang dibuat menggunakan bintang paling terang sangat berbeda dari diagram yang dibuat menggunakan bintang terdekat? (Petunjuk)

12. Bintang mana yang paling umum di Galaksi? Mengapa kita tidak melihat banyak dari mereka dalam diagram H&151R? (Petunjuk)

13. Bagaimana massa bintang dapat ditentukan dengan mengamati sistem bintang biner? (Petunjuk)

14. Bintang bermassa tinggi memulai dengan lebih banyak bahan bakar daripada bintang bermassa rendah. Mengapa bintang bermassa tinggi tidak hidup lebih lama? (Petunjuk)

15. Bandingkan dan kontraskan sifat-sifat gugus bintang terbuka dan gugus bintang globular. (Petunjuk)

MASALAH

1. Berapa jauh bintang Spica, yang paralaksnya 0,013"?(Petunjuk) Berapakah paralaks Spica jika diukur dari observatorium di bulan Neptunus Triton saat Neptunus mengorbit Matahari? (Petunjuk)

2. Sebuah bintang yang terletak 20 pc dari Matahari memiliki gerak lurus 0,5"/tahun. (Petunjuk) Berapa kecepatan transversalnya? Jika garis spektrum bintang diamati bergeser merah sebesar 0,01 persen, hitunglah besarnya kecepatan tiga dimensi relatif terhadap Matahari. (Petunjuk)

3. (a) Berapa luminositas bintang yang memiliki tiga kali jari-jari Matahari dan suhu permukaan 10.000 K? (b) Sebuah bintang tertentu memiliki suhu dua kali lipat dari Matahari dan luminositas 64 kali lebih besar dari nilai matahari. Berapa radiusnya, dalam satuan surya? (Petunjuk)

4. Dua bintang—A dan B, masing-masing dengan luminositas 0,5 dan 4,5 kali luminositas Matahari—terpantau memiliki kecerahan semu yang sama. Mana yang lebih jauh, dan seberapa jauh jaraknya dari yang lain? (Petunjuk)

5. Hitung fluks energi matahari (energi yang diterima per satuan luas per satuan waktu) pada jarak 10 pc dari Matahari. (Petunjuk)

6. Objek astronomi yang terlihat dengan mata telanjang berkisar dalam kecerahan nyata dari bintang redup berkekuatan enam hingga Matahari, dengan magnitudo 㬗. Berapa kisaran fluks energi yang sesuai dengan kisaran besarnya ini? (Petunjuk)

7. Sebuah bintang memiliki magnitudo semu 7,5 dan magnitudo absolut 2,5. Seberapa jauh jaraknya? (Petunjuk)

8. Dua bintang dalam biner spektroskopi gerhana diamati memiliki periode orbit 10 hari. Pengamatan lebih lanjut mengungkapkan bahwa orbitnya melingkar, dengan jarak 0,5 A.U., dan bahwa satu bintang memiliki massa 1,5 kali massa yang lain. Berapa massa bintang? (Petunjuk)

9. Mengingat bahwa masa hidup Matahari adalah sekitar 10 miliar tahun, perkirakan harapan hidup dari (a) 0,2—massa surya, 0,01—kecerahan surya katai merah (b) Sebuah 3—massa surya, 30—bintang luminositas surya, (c ) Sebuah massa 10—solar, 1000—solar luminositas raksasa biru. (Petunjuk)

10. Dengan asumsi hubungan massa luminositas yang ditunjukkan pada Gambar 17.22, perkirakan massa bintang deret utama paling redup di Omega Centauri yang dapat diamati oleh (a) teleskop 1-m tipikal dan (b) Teleskop Luar Angkasa Hubble. (Lihat juga Gambar 17.9.) (Petunjuk)

PROYEK

1. Setiap musim dingin, Anda dapat menemukan pelajaran astronomi di langit malam. Lingkaran Musim Dingin adalah asterisme—atau pola bintang—yang terdiri dari enam bintang terang di lima rasi bintang yang berbeda: Sirius, Rigel, Betelgeuse, Aldebaran, Capella, dan Procyon. Bintang-bintang ini menjangkau hampir seluruh rentang warna (dan karenanya suhu) yang mungkin untuk bintang normal. Rigel adalah bintang B. Sirius adalah A. Procyon adalah bintang F. Capella adalah bintang G. Aldebaran bintang K. Betelgeuse adalah bintang M. Perbedaan warna bintang-bintang ini mudah dilihat. Mengapa menurut Anda tidak ada bintang O di Lingkaran Musim Dingin?

2. Musim panas adalah waktu yang tepat untuk mencari gugus bintang terbuka dengan teropong. Cluster terbuka umumnya ditemukan di bidang Galaxy. Jika Anda dapat melihat garis kabur dari Bima Sakti yang melengkung di langit malam Anda—dengan kata lain, jika Anda jauh dari lampu kota dan melihat waktu malam dan tahun yang tepat—Anda cukup menyapu dengan teropong Anda di sepanjang Bima Sakti . Banyak "rumpun" bintang akan muncul. Banyak yang akan berubah menjadi gugus bintang terbuka.

3. Gugus bintang globular lebih sulit ditemukan. Mereka secara intrinsik lebih besar, tetapi mereka juga jauh lebih jauh dan karenanya tampak lebih kecil di langit. Gugus bola paling terkenal yang terlihat dari belahan bumi utara adalah M13 di konstelasi Hercules, terlihat pada malam musim semi dan musim panas. Gugus ini berisi setengah juta atau lebih bintang paling kuno di Galaksi. Ini dapat dilihat sekilas di teropong sebagai bola cahaya kecil, terletak sekitar sepertiga dari jalan dari bintang Eta ke bintang Zeta di asterisme Keystone konstelasi Hercules. Teleskop mengungkapkan gugusan ini sebagai pengelompokan bintang yang luar biasa dan simetris.


Persamaan Pekerjaan Rumah

[/B]
Jadi saya telah memasukkan pertanyaan pertama untuk ini karena saya berasumsi apa yang dikatakan q1 akan sama di q2 yaitu ''Dua bintang tipe matahari (semua sifat fisik sama dengan Matahari)". dengan ini saya berpikir bahwa jika kedua bintang itu sama kecuali bahwa mereka berada pada jarak yang berbeda menggunakan [3] Saya dapat mengatakan bahwa dosis tidak peduli berapa jarak masing-masing bintang, luminositas akan tetap sama, yang bagi saya satuannya juga menunjukkan ini karena ##js^<-1>##, dengan mengingat hal ini saya kemudian melakukan hal berikut:

menggunakan nilai yang diberikan ##m_1=4.83## dan ##d_2=5,50,500##pc

nilai-nilai ini tampak masuk akal karena semakin jauh bintang bergerak menjauh, akan semakin redup.

Jadi menggunakan [4] untuk menemukan rasio fluks, saya mendapatkan yang berikut:

jadi dengan menggunakan rasio ini saya dapat menggunakan dan mengatur ulang [2] untuk menemukan kombinasi mag

Jadi di sini pemikiran saya mengapa angka-angka ini adalah apa adanya.

Jika saya membayangkan dua bintang pada jarak ini di 5pc, saya akan melihat magnitudo gabungan yang lebih cerah karena bintang-bintang tersebut relatif berdekatan. Tapi saat bintang bergerak lebih jauh dari yang lain maka magnitudo gabungan akan berkurang menjadi besarnya ##S1## karena ##S2## bergerak begitu jauh itu tidak masalah.


Gugus Bintang

Hasil akhir dari keruntuhan awan adalah sekelompok bintang, semuanya terbentuk dari awan induk yang sama dan terletak di wilayah ruang yang sama. Kumpulan bintang seperti itu disebut gugusan bintang. Karena semua bintang terbentuk pada waktu yang sama dari awan gas antarbintang yang sama, dan di bawah kondisi lingkungan yang sama, gugusan merupakan “laboratorium” yang hampir ideal untuk studi bintang—bukan dalam arti bahwa para astronom dapat melakukan eksperimen pada mereka, tetapi karena sifat-sifat bintang dibatasi dengan sangat ketat. Satu-satunya faktor yang membedakan satu bintang dari bintang lainnya dalam gugus yang sama adalah massa, sehingga model teoretis pembentukan dan evolusi bintang dapat dibandingkan dengan kenyataan tanpa komplikasi yang disebabkan oleh penyebaran luas dalam usia, komposisi kimia, dan tempat asal.

Gambar 11.26 Buka Cluster (a) Gugus Pleiades (juga dikenal sebagai Seven Sisters atau M45) terletak sekitar 120 pc dari Matahari. (b) Diagram H–R untuk bintang-bintang dari gugus terbuka yang terkenal ini. (NOAO)


Luminositas dua bintang dengan kecerahan yang sama tetapi pada jarak PC yang berbeda - Astronomi

Luminositas bintang adalah jumlah total energi yang dipancarkannya per detik. Magnitudo mutlak sebuah bintang biasanya mengacu pada jumlah total energi dari jenis cahaya tertentu (seperti visual atau radio), tetapi dapat dikoreksi untuk mencakup semua jenis cahaya. (Magnitudo mutlak benar-benar hanya magnitudo tampak yang dimiliki bintang jika berada pada jarak 10 parsec dari Bumi.) Kisaran luminositas bintang sangat besar! Bintang yang paling terang memiliki luminositas 100.000 kali lebih besar dari Matahari, bintang yang paling tidak bercahaya memiliki luminositas 10.000 kali lebih kecil dari Matahari.

Luminositas, atau magnitudo absolut, tidak mudah diukur seperti fluks, atau kecerahan semu. Untuk mengukur fluks bintang, Anda cukup mengarahkan teleskop ke bintang dan menghitung berapa banyak energi yang mencapai teleskop per detik. Pengukuran memberi tahu kita seberapa terang bintang itu terlihat. Namun, untuk menemukan luminositas, kita perlu mengetahui seberapa terang bintang tersebut benar-benar, berapa banyak energi yang dipancarkannya.

Bintang mungkin terlihat terang (atau redup) karena dua alasan. Yang pertama adalah bahwa itu mungkin benar-benar cerah (atau redup). Yang kedua adalah bahwa itu mungkin relatif dekat (atau sangat jauh). Misalkan kita memiliki dua bintang dengan luminositas sejati yang sama persis. Bayangkan bahwa kita menempatkan salah satu dari bintang-bintang itu di mana Matahari berada dan menempatkan yang lainnya triliunan mil jauhnya. Bintang yang lebih jauh akan terlihat lebih redup bagi kita, meskipun kita tahu bahwa ia benar-benar memancarkan jumlah energi yang sama dengan bintang yang dekat dengan kita. Ini berarti bahwa untuk menemukan luminositas sebuah bintang, pertama-tama kita harus menentukan jaraknya. (Kita dapat melakukan ini dengan metode paralaks , atau dengan menggunakan beberapa metode lain.)

Setelah kita mengetahui jarak bintang, mudah untuk menggunakan magnitudo semu untuk menemukan magnitudo absolutnya dan memperkirakan luminositasnya. Yang harus kita lakukan adalah menggunakan rumus sederhana (kanan).

Rumus ini menyatakan bahwa magnitudo mutlak sebuah bintang hanyalah magnitudo tampak + 5 - (5 kali log jarak bintang). Ini mungkin terdengar rumit, tetapi mudah untuk dihubungkan ke kalkulator. Setelah Anda melakukan perhitungan, Anda memiliki Magnitudo Absolut (dan Luminositas)!

Ada rumus sederhana yang menghubungkan luminositas bintang dengan massanya untuk bintang-bintang di Deret Utama. Biasanya lebih sulit untuk menemukan massa bintang daripada jaraknya. Namun, jika bintang adalah bagian dari sistem biner, kita mungkin dapat menentukan massanya (dan karenanya luminositasnya) tanpa menghitung jaraknya. (Sebenarnya, dalam hal ini kita dapat menggunakan rumus di atas untuk mencari jarak ke bintang. Hal ini penting untuk bintang yang terlalu jauh bagi kita untuk dapat mengukur jaraknya melalui metode paralaks.) Hubungan antara bintang massa dan luminositasnya hanyalah bahwa semakin besar sebuah bintang, semakin bercahaya. Ini karena bintang yang lebih masif memiliki gravitasi yang lebih besar dan oleh karena itu harus menggabungkan hidrogen lebih cepat untuk menghasilkan tekanan radiasi yang cukup untuk mendukung bintang melawan gravitasi. Bintang-bintang yang lebih ringan, yang tidak memiliki massa sebanyak itu, memiliki gravitasi yang lebih rendah dan oleh karena itu tidak menggabungkan materi mereka dengan cepat. Hubungan luminositas massa ditunjukkan di bawah ini:

Departemen Astronomi, Universitas Maryland
Taman Perguruan Tinggi, MD 20742-2421
Telepon: 301.405.3001 FAKS: 301.314.9067

Komentar dan pertanyaan dapat diarahkan ke Webmaster
Aksesibilitas Web


Tonton videonya: Cudo.. Oci na nebu (Januari 2022).