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एक समरूप रूप से सिकुड़ते तारे के लिए चमक L(t)

एक समरूप रूप से सिकुड़ते तारे के लिए चमक L(t)


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मैं मास एम, रेडियस आर और गुरुत्वाकर्षण बाध्यकारी ऊर्जा के साथ एक समरूप रूप से अनुबंधित स्टार के साथ काम कर रहा हूं

$ई = -ए जीएम^2 / आर $

(ए एक स्थिर है)।

मैं समय के एक समारोह के रूप में चमक, एल (टी) के लिए अभिव्यक्ति खोजने का एक तरीका ढूंढ रहा था। दुर्भाग्य से, टाइम डेरिवेटिव्स का उपयोग करने के मेरे प्रयास मुझे बहुत दूर नहीं ले गए हैं।

आपके सहयोग के लिए धन्यवाद!


अगर आप हयाशी ट्रैक पर पीएमएस स्टार के बारे में बात कर रहे हैं तो यह निश्चित रूप से मानक बुकवर्क है।

यह मानते हुए कि द्रव्यमान स्थिर है, अपने GPE wrt समय में अंतर करें। इसका आधा हिस्सा चमक के रूप में लें (वायरियल प्रमेय के माध्यम से)। यह $dR/dt$ के संदर्भ में $L$ देता है।

फिर यदि आप हयाशी ट्रैक पर हैं तो आप मान सकते हैं कि सतह का तापमान $T$ स्थिर है और स्टीफन का नियम आपको $L$, $T$ और $dL/dt$ के संदर्भ में $dR/dt$ देता है।

$L(t)$ प्राप्त करने के लिए परिणामी अंतर समीकरण को प्रतिस्थापित करें और एकीकृत करें।

इस दृष्टिकोण का उपयोग करते हुए, मैं $$ L = left(frac{alpha GM^2}{6} ight)^{2/3} left(4pi sigma T^4 ight) प्राप्त करने में कामयाब रहा। ^{1/3} t^{-2/3},$$ जहां $T$ विचाराधीन हयाशी ट्रैक का तापमान है।

यदि आप हयाशी ट्रैक धारणा नहीं बनाना चाहते हैं, तो आप कह सकते हैं कि $L = AM^BT^C$ HR आरेख में ट्रैक को परिभाषित करता है और इसका उपयोग $dT/dt$ को खत्म करने के लिए स्टीफन के नियम के अतिरिक्त किया जा सकता है और अपना परिणाम स्थिरांक $A$, $B$, $C$ के रूप में दें। ये पॉलीट्रोपिक सिद्धांत से या $L,M,T$ फ़ंक्शन को संख्यात्मक गणनाओं में फिट करके आ सकते हैं। (जैसे जैक्सन एंड जेफ्रीज़ 2014 https://arxiv.org/abs/1404.0683 देखें)।


नए वर्णक्रमीय प्रकार एल और टी

सार M प्रकार की तुलना में नए वर्णक्रमीय वर्ग कूलर की स्थापना का एक संक्षिप्त, फिर भी पहले से ही समृद्ध, इतिहास रहा है। नए "एल ड्वार्फ" और "टी ड्वार्फ" वर्गों के प्रोटोटाइप पहली बार 1980 के दशक के अंत से 1990 के दशक के मध्य में पाए गए थे, जिसमें 1990 के दशक के अंत में गहरे, बड़े क्षेत्र, डिजिटल आकाश सर्वेक्षणों के आगमन के साथ नई खोजों की बाढ़ आई थी। . साढ़े चार सौ से अधिक एल और टी ड्वार्फ अब सूचीबद्ध हैं। यह समीक्षा एमके प्रक्रिया में निहित वर्गीकरण योजनाओं की स्थापना के साथ शुरुआत करते हुए, इन वस्तुओं के स्पेक्ट्रोस्कोपिक गुणों पर केंद्रित है। स्पेक्ट्रल प्रकारों के परिणामी ग्रिड को तब अंतर्निहित भौतिकी को निकालने के लिए एक उपकरण के रूप में उपयोग किया जाता है। इन वर्णक्रमीय प्रकारों द्वारा कवर किए गए तापमान पर्वतमाला, उनके उभरते स्पेक्ट्रा के आकार के लिए जिम्मेदार जटिल रासायनिक प्रक्रियाएं, या तो सच्चे सितारों या भूरे रंग के बौनों के रूप में उनकी प्रकृति, और आकाशगंगा में उनकी संख्या घनत्व पर चर्चा की जाती है। भविष्य के अनुसंधान के लिए दो आशाजनक रास्ते भी खोजे गए हैं: गुरुत्वाकर्षण- और धातु-निर्भर सुविधाओं के लिए वर्गीकरण प्रणाली का तीन आयामों तक विस्तार, और अब मान्यता प्राप्त लोगों की तुलना में भूरे रंग के बौने कूलर को उजागर करने के लिए नए बड़े क्षेत्र के सर्वेक्षणों की क्षमता।


नए वर्णक्रमीय प्रकार एल और टी

सार M प्रकार की तुलना में नए वर्णक्रमीय वर्ग कूलर की स्थापना का एक संक्षिप्त, फिर भी पहले से ही समृद्ध, इतिहास रहा है। नए "एल ड्वार्फ" और "टी ड्वार्फ" वर्गों के प्रोटोटाइप पहली बार 1980 के दशक के अंत से 1990 के दशक के मध्य में पाए गए थे, जिसमें 1990 के दशक के अंत में गहरे, बड़े क्षेत्र, डिजिटल आकाश सर्वेक्षणों के आगमन के साथ नई खोजों की बाढ़ आई थी। . साढ़े चार सौ से अधिक एल और टी ड्वार्फ अब सूचीबद्ध हैं। यह समीक्षा एमके प्रक्रिया में निहित वर्गीकरण योजनाओं की स्थापना के साथ शुरुआत करते हुए, इन वस्तुओं के स्पेक्ट्रोस्कोपिक गुणों पर केंद्रित है। स्पेक्ट्रल प्रकारों के परिणामी ग्रिड को तब अंतर्निहित भौतिकी को निकालने के लिए एक उपकरण के रूप में उपयोग किया जाता है। इन वर्णक्रमीय प्रकारों द्वारा कवर किए गए तापमान पर्वतमाला, उनके उभरते स्पेक्ट्रा के आकार के लिए जिम्मेदार जटिल रासायनिक प्रक्रियाएं, या तो सच्चे सितारों या भूरे रंग के बौनों के रूप में उनकी प्रकृति, और आकाशगंगा में उनकी संख्या घनत्व पर चर्चा की जाती है। भविष्य के अनुसंधान के लिए दो आशाजनक रास्ते भी खोजे गए हैं: गुरुत्वाकर्षण- और धातु-निर्भर सुविधाओं के लिए वर्गीकरण प्रणाली का तीन आयामों तक विस्तार, और अब मान्यता प्राप्त लोगों की तुलना में भूरे रंग के बौने कूलर को उजागर करने के लिए नए बड़े क्षेत्र के सर्वेक्षणों की क्षमता।


वैन डेन ह्यूवेल और टॉरिस का तर्क है कि यदि सिस्टम में लाल विशालकाय तारे 2MASS J05215658+4359220 का द्रव्यमान 1 सौर द्रव्यमान है (), तो इसका अनदेखा साथी दो 0.9 . से बना एक बाइनरी हो सकता है सितारे, एक ट्रिपल सिस्टम बना रहे हैं। हम तर्क देते हैं कि मौजूदा डेटा 3.2 - 1.0 + 1.0 . के विशाल द्रव्यमान के साथ सबसे अधिक संगत हैं , 3.3 - 0.7 + 2.8 . के ब्लैक होल साथी का अर्थ है .

वैन डेन ह्यूवेल और टॉरिस (1) यह मानते हैं कि प्रणाली में लाल विशालकाय तारा 2MASS J05215658+4359220 (2) का द्रव्यमान हो सकता है विशाल ≈ 1 , और यह कि न देखा गया साथी दो 0.9 . से बना एक सामान्य तारकीय बाइनरी सिस्टम हो सकता है सितारे। यह परिकल्पना मापी गई चमक के साथ असंगत है ली और प्रभावी तापमान टीउड़ानों. उत्तरार्द्ध तीन स्वतंत्र और सुसंगत मापों द्वारा स्थापित किया गया था: (i) ऑप्टिकल स्पेक्ट्रा, (ii) निकट-अवरक्त स्पेक्ट्रा, और (iii) विशाल के वर्णक्रमीय ऊर्जा वितरण (SED) के लिए उपयुक्त। चमक को दो स्वतंत्र तरीकों से निर्धारित किया गया था: (i) मापा दूरी के साथ संयुक्त मनाया गया SED, और (ii) तारकीय त्रिज्या (आर) जैसा कि विशाल के अनुमानित घूर्णी वेग से अनुमान लगाया गया है (वी पाप मैं) के साथ संयुक्त टीउड़ानों. दोनों विधियाँ संगत उत्पन्न करती हैं ली पाप के लिए मैं ≈ 1. इन आंकड़ों और उनकी अनिश्चितताओं को देखते हुए, और विकासवादी मॉडल की तुलना में अंतर्निहित व्यवस्थित अनिश्चितताओं को स्वीकार करते हुए, हमने इसका पक्ष लिया विशाल ≈ 1 और का सर्वोत्तम-फिटिंग मूल्य प्राप्त किया विशाल ≈ 3.2 − 1.0 + 1.0 (2σ अनिश्चितता) (2).

वैन डेन ह्यूवेल और टॉरिस ने जोर देकर कहा कि "मॉडल वायुमंडल से लाल विशालकाय द्रव्यमान का स्पेक्ट्रोस्कोपिक निर्धारण 3 के कारक से अनिश्चित हो सकता है।" हालांकि, हम तारकीय गुरुत्वाकर्षण त्वरण के लघुगणक से द्रव्यमान का निर्धारण नहीं करते हैं (log जी) अकेले, १० लॉग का उपयोग कर जी = जीएमविशाल/आर 2 , लेकिन इसके बजाय फिटिंग से ली, टीउड़ानों, और लॉग जी विकासवादी मॉडल के लिए। लॉग पर बाधा को भी अनदेखा कर रहा है जी, का संयोजन ली तथा टीउड़ानों के साथ असंगत है विशाल ≈ 1 . से प्राप्त द्रव्यमान विशाल = आर २ १० लॉग जी /जी हमारी सबसे अच्छी फिटिंग के अनुरूप है विशाल, लेकिन यह हमारे अंतिम रिपोर्ट किए गए द्रव्यमान का मूल नहीं है।

वैन डेन ह्यूवेल और टॉरिस का तर्क है कि क्योंकि एक्स-रे उत्सर्जन सहजीवी एक्स-रे बाइनरी सिस्टम में देखा जाता है, इसे 2MASS J05215658+4359220 में देखा जाना चाहिए यदि अनदेखी साथी एक ब्लैक होल है। हमें यह तर्क ठोस नहीं लगता। सबसे पहले, अपेक्षित एक्स-रे उत्सर्जन विशाल के द्रव्यमान-हानि दर पर निर्भर करता है, जो अनिश्चित है। विशेष रूप से, कुछ अध्ययनों में वैन डेन ह्यूवेल और टॉरिस द्वारा उपयोग किए जाने वाले लोगों की तुलना में बड़े पैमाने पर हानि दर सामान्यीकरण के मूल्यों को कम पाया गया है (3, 4) दूसरा, प्रत्याशित अभिवृद्धि दर कल्पित विशाल पवन वेग पर दृढ़ता से निर्भर है, जो इस प्रणाली के लिए अच्छी तरह से विवश नहीं है। तीसरा, अपेक्षित एक्स-रे उत्सर्जन अभिवृद्धि की विकिरण क्षमता और अभिवृद्धि की प्रकृति पर निर्भर करता है। हमने अभिवृद्धि दर का अनुमान लगाया और पाया कि सिस्टम विकिरण रूप से अक्षम शासन में हो सकता है (2), कम एक्स-रे चमक को दर्शाता है। इसके अलावा, न्यूट्रॉन स्टार के एक्स-रे ल्यूमिनोसिटी और ब्लैक होल-होस्टिंग गैलेक्टिक एक्स-रे बायनेरिज़ के बीच द्विभाजन ब्लैक होल के लिए एक घटना क्षितिज की उपस्थिति के परिणामस्वरूप हो सकता है, जबकि न्यूट्रॉन सितारों में सतहें होती हैं (57) 2MASS J05215658+4359220 में देखे गए एक्स-रे उत्सर्जन की कमी का उपयोग न्यूट्रॉन स्टार के बजाय ब्लैक होल साथी के लिए बहस करने के लिए किया जा सकता है। वैन डेन ह्यूवेल और टॉरिस द्वारा चर्चा की गई सहजीवी एक्स-रे बाइनरी सिस्टम में एक्स-रे उत्सर्जन को अक्सर न्यूट्रॉन सितारों के लिए प्रासंगिक एक सेटलिंग अभिवृद्धि प्रवाह मॉडल का उपयोग करके समझाया जाता है, न कि ब्लैक होल [(8), धारा 2]।

वैन डेन ह्यूवेल और टॉरिस कहते हैं कि "इस द्रव्यमान के दिग्गजों के लिए विशाल का [सी/एन] अनुपात असामान्य रूप से उच्च होगा" और यह कि "उच्च [सी/एन] बहुतायत अनुपात 1 के लिए सामान्य है। लाल विशाल।" हालांकि मापा बहुतायत अनुपात कुछ हद तक असामान्य है a

3 हमारे तुलना नमूने में विशाल, क्या यह असामान्य रूप से अच्छी तरह से मापा मूल्यों से अधिक है ली तथा टीउड़ानों बहस योग्य है। 3 . से ऊपर , हमने पाया कि १८ सितारों में से १ (लगभग ६%) में उच्च [सी/एन] (2) हालांकि 2MASS J05215658+4359220 के लिए [C/N] 0.0 का अवलोकन यह तर्क देने के लिए इस्तेमाल किया जा सकता है कि विशाल ≈ 1 किसी अन्य जानकारी के अभाव में, द्वारा प्रदान की गई अतिरिक्त जानकारी ली तथा टीउड़ानों विभिन्न प्रकार के धातु के साथ विकासवादी मॉडल की तुलना में काफी अधिक विशाल सितारा इंगित करता है (2) विशाल की स्टार-स्पॉटेड, तेजी से घूमने वाली प्रकृति को देखते हुए, हम [सी / एन] बहुतायत अनुपात और धातुता दोनों के निर्धारण में व्यवस्थित अनिश्चितताओं को बाहर नहीं कर सकते हैं। उत्तरार्द्ध विकासवादी मॉडल के लिए विशाल की फिटिंग को प्रभावित करता है (2) सी के लिए ±0.1 से 0.3 डेक्स, एन के लिए ±0.2 डेक्स, और Fe के लिए ±0.1 डेक्स की व्यवस्थित अनिश्चितताओं को अन्य निर्धारणों के लिए एपीओजीईई बहुतायत की तुलना करके पाया गया है (9).

वैन डेन ह्यूवेल और टॉरिस का प्रस्ताव भी ऑप्टिकल प्रकाश वक्र से प्राप्त दीर्घवृत्तीय परिवर्तनशीलता की सीमाओं के साथ असंगत है [(2), पूरक सामग्री की धारा 1.5.5]। ऐसा इसलिए है क्योंकि उनकी प्रस्तावित प्रणाली में कुल द्रव्यमान कम होगा, लेकिन समान कक्षीय अवधि होगी, इसलिए सेमीमेजर अक्ष विशाल की त्रिज्या के सापेक्ष छोटा होगा, और द्रव्यमान अनुपात पुटीय बाइनरी साथी द्वारा अधिक हावी होने के लिए स्थानांतरित हो जाएगा। दीर्घवृत्तीय परिवर्तनशीलता पर इन सीमाओं से बचा जा सकता है यदि प्रणाली की दूरी छोटी हो, ताकि पाप को बनाए रखते हुए विशाल तारे में कम चमक और छोटी त्रिज्या हो मैं 1, लेकिन दूरी में आवश्यक परिवर्तन लंबन अनिश्चितताओं के साथ असंगत है, और मनाया गया वी पाप मैं तब तारकीय त्रिज्या के अनुरूप नहीं होगा।

हम यह निष्कर्ष निकालते हैं कि वैन डेन ह्यूवेल और टॉरिस की परिकल्पना के माप के साथ असंगत है ली, टीउड़ानों, लॉग जी, तथा वी पाप मैं और यह कि कम एक्स-रे चमक को ब्लैक होल साथी द्वारा समायोजित किया जा सकता है।


सारांश

किसी तारे द्वारा प्रति सेकण्ड उत्सर्जित कुल ऊर्जा उसकी चमक कहलाती है। पृथ्वी के दृष्टिकोण से एक तारा कितना चमकीला दिखता है, यह उसकी स्पष्ट चमक है। किसी तारे की स्पष्ट चमक उसकी चमक और पृथ्वी से उसकी दूरी दोनों पर निर्भर करती है। इस प्रकार, स्पष्ट चमक का निर्धारण और किसी तारे की दूरी की माप उसकी चमक की गणना करने के लिए पर्याप्त जानकारी प्रदान करती है। सितारों की स्पष्ट चमक अक्सर परिमाण के संदर्भ में व्यक्त की जाती है, जो एक पुरानी प्रणाली है जो इस पर आधारित है कि मानव दृष्टि सापेक्ष प्रकाश तीव्रता की व्याख्या कैसे करती है।

17.2 तारों के रंग

तारों के अलग-अलग रंग होते हैं, जो तापमान के संकेतक होते हैं। सबसे गर्म तारे नीले या नीले-सफेद दिखाई देते हैं, जबकि सबसे अच्छे तारे लाल होते हैं। किसी तारे का रंग सूचकांक किसी भी दो तरंग दैर्ध्य पर मापा गया परिमाण में अंतर है और यह एक तरीका है जिससे खगोलविद सितारों के तापमान को मापते हैं और व्यक्त करते हैं।

17.3 सितारों का स्पेक्ट्रम (और भूरे रंग के बौने)

तारों के स्पेक्ट्रम में अंतर मुख्यतः तापमान में अंतर के कारण होता है, संरचना के कारण नहीं। तारों के स्पेक्ट्रा को वर्णक्रमीय वर्गों के संदर्भ में वर्णित किया गया है। घटते तापमान के क्रम में, ये वर्णक्रमीय वर्ग O, B, A, F, G, K, M, L, T, और Y हैं। इन्हें आगे 0 से 9 तक के उपवर्गों में विभाजित किया गया है। वर्ग L, T, और Y को हाल ही में नए खोजे गए तारे जैसी वस्तुओं का वर्णन करने के लिए जोड़ा गया है - मुख्य रूप से भूरे रंग के बौने - जो M9 की तुलना में ठंडे हैं। हमारे सूर्य का वर्णक्रमीय प्रकार G2 है।

17.4 तारकीय त्रिज्या, संरचना और गति को मापने के लिए स्पेक्ट्रा का उपयोग करना

एक ही तापमान के तारों के स्पेक्ट्रा लेकिन विभिन्न वायुमंडलीय दबावों में सूक्ष्म अंतर होता है, इसलिए स्पेक्ट्रा का उपयोग यह निर्धारित करने के लिए किया जा सकता है कि किसी तारे का एक बड़ा त्रिज्या और निम्न वायुमंडलीय दबाव (एक विशाल तारा) या एक छोटा त्रिज्या और उच्च वायुमंडलीय दबाव है। तारकीय स्पेक्ट्रा का उपयोग सितारों की रासायनिक संरचना को निर्धारित करने के लिए भी किया जा सकता है हाइड्रोजन और हीलियम सभी सितारों के अधिकांश द्रव्यमान का निर्माण करते हैं। डॉपलर प्रभाव द्वारा उत्पन्न लाइन शिफ्ट के मापन एक तारे के रेडियल वेग को दर्शाते हैं। डॉप्लर प्रभाव द्वारा वर्णक्रमीय रेखाओं का चौड़ा होना घूर्णी वेग का एक माप है। दृष्टि की रेखा के पार किसी तारे के अंतरिक्ष वेग के घटक के कारण एक तारा उचित गति भी दिखा सकता है।


एक तारे की चमकदार शक्ति मापने के बारे में विचार

कल मैंने कुछ समय के लिए हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल ग्राफ़ का अवलोकन किया और यहाँ मैं केवल उस बारे में बात कर रहा हूँ जो मुझे तब मिला था। यहाँ सभी डेटा हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल ग्राफ़ पर आधारित हैं, जो पर छपा है मानव ब्रह्मांड (पी 97) प्रो. ब्रायन कॉक्स द्वारा.

हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल ग्राफ। विकिपीडिया से

एचआर ग्राफ की ऊर्ध्वाधर धुरी चमक है, जिसका अर्थ है आकाशीय पिंडों द्वारा उत्सर्जित ऊर्जा की कुल मात्रा। इस ग्राफ पर इसे सूर्य के मात्रक से मापा जाता है। उदाहरण के लिए, यदि कोई तारा हमारे सूर्य के १०० गुना के बराबर चमकीला है, तो इस ग्राफ पर उसकी चमक १०० है। चमक को मोटे तौर पर किसी तारे की चमक के रूप में समझा जा सकता है। कुछ लेख इसे चमकदार शक्ति के रूप में भी नामित करते हैं, जिसका अर्थ है कि एक निश्चित तारे की शक्ति और प्रकाश देने की क्षमता। हालाँकि, मुझे लगता है कि चमक को शक्ति देने की क्षमता के रूप में लेना अनुचित है। ऐसे ही एक दृश्य पर विचार करें: बेतेल्यूज़ ओरियन में एक लाल सुपर जायंट है, जिसकी त्रिज्या सूर्य से 1,000 गुना है और चमक 120,000 गुना है। अपेक्षाकृत, रिगेल त्रिज्या के साथ बहुत छोटा है जो सूर्य की त्रिज्या से केवल 79 गुना बड़ा है। लेकिन इसकी चमक भी करीब 120,000 सोलर यूनिट की है। चमक के संबंध में, Betelgeuse:Rigel लगभग 1:1 है। हालांकि, यह कहना गलत है कि उनके पास चमकने की समान क्षमता है क्योंकि रिगेल की मात्रा बेटेलगेस की मात्रा का केवल 1/2, 000 है और उनके पास लगभग समान द्रव्यमान है, हालांकि रिगेल का तापमान बेटेलगेस से 3 गुना अधिक है। इस प्रकार हम मोटे तौर पर यह निष्कर्ष निकाल सकते हैं कि अंतरिक्ष में विकिरण देने के लिए रिगेल वास्तव में बेटेलगेस की तुलना में कई गुना अधिक शक्तिशाली है।

ऊपर वर्णित उदाहरण मुझे एक तारे की चमक को समान रूप से मापने का एक विचार देता है। ठीक वैसे ही जैसे द्रव्यमान और घनत्व के बीच का अंतर। ४,००० वर्ग मीटर का स्पंज लोहे के टुकड़े से बीन जितना बड़ा होना निश्चित है। लेकिन लोग अक्सर कहते हैं कि लोहा स्पंज से भारी होता है क्योंकि इसका घनत्व अधिक होता है। घनत्व केवल द्रव्यमान या वजन को उचित तरीके से मापना है: एक निश्चित मात्रा में पदार्थ की मात्रा को मापें। इसी तरह, अगर हम कहें कि द्रव्यमान की अवधारणा में चमक है, तो चमकने की क्षमता को प्रकाश उत्सर्जित करने के घनत्व के रूप में देखा जा सकता है। चमकदार शक्ति, जो प्रकाश और विकिरण उत्सर्जित करने की क्षमता है, की गणना सिर्फ यह मानकर की जाती है कि तुलना की प्रतीक्षा कर रहे सभी सितारों का तापमान, आयतन और द्रव्यमान समान है।

ऐसा करने के लिए, हमें हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल ग्राफ़ पर वापस जाना चाहिए। जब मैं इसके बारे में सोच रहा था, मैंने मुख्य रूप से मुख्य अनुक्रम पर ध्यान केंद्रित किया। पुस्तक पर दिए गए आंकड़ों के आधार पर, चमक, द्रव्यमान, आयतन और तापमान के बीच कुछ नियमों को खोजना इतना कठिन नहीं है:

  • जब तारों की त्रिज्या और द्रव्यमान समान होते हैं, तो उच्च तापमान वाले तारे चमकीले होते हैं
  • जब तारों की त्रिज्या और तापमान समान होते हैं, तो बड़े द्रव्यमान वाले तारे चमकीले होते हैं
  • जब तारों का तापमान और द्रव्यमान समान होता है, तो बड़े त्रिज्या वाले तारे चमकीले होते हैं।

यहां यह सूचित किया जाना चाहिए कि “same” शब्द का अर्थ यह नहीं है कि यह वास्तव में सटीक है क्योंकि पुस्तक पर ग्राफ वास्तव में तकनीकी नहीं है। लेकिन यह निष्कर्ष निकालने के लिए पर्याप्त है, जो है: चमक सकारात्मक रूप से तीन चर से संबंधित है: त्रिज्या, द्रव्यमान और तापमान (रंग)। अगर मैं प्रतीक “ . का उपयोग करता हूं

” सकारात्मक सहसंबंध का प्रतिनिधित्व करने के लिए, इसे निम्नानुसार लिखा जाएगा (एल-चमक, एम-द्रव्यमान, आर-त्रिज्या, टी-तापमान। एल, एम, आर और टी सभी व्यक्त किए जाते हैं सौर इकाइयां):

नतीजतन, हम इसे इस प्रकार लिख सकते हैं: ली

एमटीआर. और मैं यहां एक कारक जोड़ने की योजना बना रहा हूं और इसे इस प्रकार लिखूंगा: एल = केएमटीआर. हालांकि, इसका मतलब यह नहीं है कि एल एमटीआर के लिए आनुपातिक है क्योंकि मैंने पुष्टि की है कि एल और इन तीन चर के उत्पाद के बीच कोई आनुपातिक संबंध नहीं है। इसलिए, k एक निश्चित कारक नहीं है, जो केवल प्रकाश उत्सर्जित करने की क्षमता है। यदि किसी तारे का k मान अधिक है, तो इसका मतलब है कि तारा विकिरण उत्सर्जित करने के लिए अधिक शक्तिशाली है, हालांकि इसकी चमक कम हो सकती है।

मैंने मानव ब्रह्मांड पर हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल ग्राफ़ पर बेतरतीब ढंग से 5 सितारों को चुना और उन्हें ए, बी, सी, डी, ई और एफ के रूप में गिना, जिसकी मैंने उनमें से प्रत्येक की गणना मोटे तौर पर ऊपर के समीकरण के साथ की। परिणाम निम्नानुसार दिखाए गए हैं (सभी मान सौर इकाइयों में मापा जाता है):

स्टार ए एल=10^5, एम=20, टी=5.4, आर=8 के = 1.1X10²

स्टार बी एल = 800, एम = 6.0, टी = 3.0, आर = 5 कश्मीर=8.9

स्टार सी एल = 90, एम = 2.8, टी = 1.6, आर = 3.5 कश्मीर = 5.6

स्टार डी एल = 10, एम = 1.5, टी = 1.3, आर = 3 कश्मीर = 1.8

एकटक देखना एल=0.1, एम=0.5, टी=0.8, आर=0.8 कश्मीर = 0.30

स्टार एफ एल=10^-3, एम=0.1, टी=0.55, आर=0.3 कश्मीर=0.061

जाहिर है, अधिक लाल होने की प्रवृत्ति वाले तारे कमजोर होते हैं, जो खगोल विज्ञान के सामान्य नियम से मेल खाते हैं। यह पुष्टि करने के लिए कि यह उचित है, हम गणना करने के लिए बेटेलगेस और रिगेल के बीच तुलना को यहाँ वापस पाते हैं:

बेटेल्गेयूज़ एल = 120,000, एम = 14, टी = 0.62, आर = 1,000 कश्मीर = 14

रिगेल एल = 120,000, एम = 21, टी = 2.2, आर = 79 कश्मीर = 33

यह परिणाम रंग और चमक के बीच के सामान्य नियम के अनुरूप भी है। k मानों के सभी परिणामों को सारांशित करते हुए, यह स्पष्ट है कि यदि सभी तारों का आयतन, द्रव्यमान और तापमान समान है, तो k मान वाले सितारे उज्जवल हैं। फिर भी, तापमान रंग से संबंधित है, इसलिए k का नियम भी रंग के नियम के अनुरूप है: लाल तारे सबसे कमजोर होते हैं जबकि नीले तारे सबसे चमकीले होते हैं। इसलिए मैं मानता हूं कि इस लेख में k मान एक तारे की चमक देने की वास्तविक क्षमता है।


वास्तविक दुनिया के बारे में कुछ शब्द

हमारी जैसी परिचयात्मक पाठ्यपुस्तकें सामग्री को सीधे और सरल तरीके से प्रस्तुत करने के लिए कड़ी मेहनत करती हैं। ऐसा करने में, हम कभी-कभी वैज्ञानिक तकनीकों को बहुत साफ और दर्द रहित बनाकर अपने छात्रों का नुकसान करते हैं। वास्तविक दुनिया में, जिन तकनीकों का हमने अभी वर्णन किया है, वे गड़बड़ और कठिन हैं, और अक्सर खगोलविदों को सिरदर्द देते हैं जो दिन में लंबे समय तक चलते हैं।

उदाहरण के लिए, हमने जिन रिश्तों का वर्णन किया है जैसे कि कुछ चर सितारों के लिए अवधि-चमकदार संबंध ग्राफ पर बिल्कुल सीधी रेखा नहीं हैं। प्लॉट किए जाने पर कई सितारों का प्रतिनिधित्व करने वाले बिंदु व्यापक रूप से बिखर जाते हैं, और इस प्रकार, उनसे प्राप्त दूरियों में एक निश्चित अंतर्निहित बिखराव या अनिश्चितता भी होती है।

इसलिए हमने जिन तरीकों पर चर्चा की है, उनके साथ हम जो दूरियां मापते हैं, वे त्रुटि के एक निश्चित प्रतिशत के भीतर ही सटीक होती हैं-कभी-कभी 10%, कभी-कभी 25%, कभी-कभी 50% या उससे अधिक। १०,००० प्रकाश-वर्ष दूर एक तारे के लिए २५% त्रुटि का अर्थ है कि यह ७५०० से १२,५०० प्रकाश-वर्ष दूर कहीं भी हो सकता है। यह एक अस्वीकार्य अनिश्चितता होगी यदि आप तारे की यात्रा के लिए एक अंतरिक्ष यान में ईंधन लोड कर रहे थे, लेकिन यह काम करने के लिए एक बुरा पहला आंकड़ा नहीं है यदि आप ग्रह पृथ्वी पर फंसे एक खगोलशास्त्री हैं।

न ही एच-आर आरेखों का निर्माण उतना आसान है जितना आप पहले सोच सकते हैं। एक अच्छा आरेख बनाने के लिए, कई सितारों की विशेषताओं और दूरियों को मापने की आवश्यकता होती है, जो एक समय लेने वाला कार्य हो सकता है। चूंकि हमारे अपने सौर पड़ोस पहले से ही अच्छी तरह से मैप किए गए हैं, इसलिए सितारों के खगोलविद हमारे ज्ञान को आगे बढ़ाने के लिए अध्ययन करना चाहते हैं, उनके दूर और बेहोश होने की संभावना है। एकल स्पेक्ट्रम प्राप्त करने में घंटों लग सकते हैं। प्रेक्षकों को अपनी दूरी नापने से पहले कई रातें टेलिस्कोप पर (और कई दिन पहले अपने डेटा के साथ काम करते हुए) बितानी पड़ सकती हैं। सौभाग्य से, यह बदल रहा है क्योंकि गैया जैसे सर्वेक्षण अरबों सितारों का अध्ययन करेंगे, सार्वजनिक डेटासेट का उत्पादन करेंगे जो सभी खगोलविद उपयोग कर सकते हैं।

इन कठिनाइयों के बावजूद, जिन उपकरणों पर हम चर्चा कर रहे हैं, वे हमें दूरियों की एक उल्लेखनीय सीमा को मापने की अनुमति देते हैं - निकटतम सितारों के लिए लंबन, आरआर लाइरा चर सितारों के समूहों के लिए एच-आर आरेख को हमारे और आस-पास की आकाशगंगाओं और सेफिड्स को दूर तक 60 मिलियन प्रकाश वर्ष। तालिका 1 प्रत्येक विधि की दूरी सीमा और अतिव्यापन का वर्णन करती है।

इस अध्याय में वर्णित प्रत्येक तकनीक कम से कम एक अन्य विधि का निर्माण करती है, जिसे कई लोग कहते हैं ब्रह्मांडीय दूरी सीढ़ी. लंबन सभी तारकीय दूरी अनुमानों की नींव हैं, स्पेक्ट्रोस्कोपिक विधियां अपने एच-आर आरेखों को जांचने के लिए आस-पास के सितारों का उपयोग करती हैं, और आरआर लाइरा और सेफिड दूरी अनुमान एच-आर आरेख दूरी अनुमानों (और यहां तक ​​​​कि पास के सेफिड के लंबन माप में भी आधारित हैं) , डेल्टा सेफी).

विधियों की यह श्रृंखला खगोलविदों को और भी दूर के सितारों की तलाश में सीमाओं को आगे बढ़ाने की अनुमति देती है। हाल के काम, उदाहरण के लिए, 300,000 प्रकाश-वर्ष की दूरी पर हमारे अपने आकाशगंगा के लिए मंद साथी आकाशगंगाओं की पहचान करने के लिए आरआर लाइरा सितारों का उपयोग किया है। गैलेक्सी में दो सबसे दूर के सितारों की पहचान करने के लिए हाल ही में H-R आरेख विधि का उपयोग किया गया था: लगभग 1 मिलियन प्रकाश-वर्ष की दूरी के साथ आकाशगंगा के प्रभामंडल में लाल विशाल तारे बाहर निकलते हैं।

हम सितारों के लिए उनकी संरचना, चमक और तापमान के माप के साथ उन दूरियों को जोड़ सकते हैं - जो एनालिसिस स्टारलाईट और द स्टार्स: ए सेलेस्टियल सेंसस में वर्णित तकनीकों के साथ बनाई गई हैं। साथ में, ये सूचनाओं के शस्त्रागार को बनाते हैं जो हमें जन्म से मृत्यु तक सितारों के विकास का पता लगाने की आवश्यकता होती है, जिस विषय पर हम आगे के अध्यायों में मुड़ते हैं।

तालिका 1: आकाशीय मापन विधियों की दूरी रेंज
तरीका दूरी सीमा
त्रिकोणमितीय लंबन गैया मिशन पूरा होने पर ४-३०,००० प्रकाश वर्षyear
आरआर लाइरा सितारे 300,000 प्रकाश वर्ष तक
एच-आर आरेख और स्पेक्ट्रोस्कोपिक दूरियां १,२००,००० प्रकाश-वर्ष तक
सेफिड सितारे ६०,०००,००० प्रकाश-वर्ष तक

प्रमुख अवधारणाएं और सारांश

समान तापमान वाले लेकिन अलग-अलग दबाव (और व्यास) वाले सितारों में कुछ अलग स्पेक्ट्रा होते हैं। इसलिए वर्णक्रमीय वर्गीकरण का उपयोग किसी तारे के चमक वर्ग के साथ-साथ उसके तापमान का अनुमान लगाने के लिए किया जा सकता है। नतीजतन, एक स्पेक्ट्रम हमें यह इंगित करने की अनुमति दे सकता है कि तारा एच-आर आरेख पर कहां स्थित है और इसकी चमक स्थापित करता है। यह, तारे की स्पष्ट चमक के साथ, फिर से अपनी दूरी पैदा करता है। एक को दूसरे के विरुद्ध जांचने के लिए विभिन्न दूरी विधियों का उपयोग किया जा सकता है और इस प्रकार एक प्रकार की दूरी सीढ़ी बना सकते हैं जो हमें और भी बड़ी दूरी खोजने की अनुमति देता है।


हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल ग्राफ़ पर एक निश्चित क्षेत्र में सितारे क्यों केंद्रित होते हैं?

हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल ग्राफ। विकिपीडिया से।

उपरोक्त हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल ग्राफ़ पर एक नज़र डालने पर, हम पा सकते हैं कि तारे तीन क्षेत्रों में केंद्रित हैं: विकर्ण रेखा, बायां तल और ऊपरी दायां भाग। इन 3 जोनों के अलावा कुछ तारे भागों पर गिर रहे हैं। इस घटना ने कई तरह की धारणाएं पैदा की हैं। उदाहरण के लिए, कई खगोलविदों का मानना ​​है कि देखे गए तारे अपने विकास की पूरी अवधि का प्रतिनिधित्व नहीं कर सकते हैं। इस व्याख्या के लिए सिद्धांत यह है कि मुख्य अनुक्रम (विकर्ण रेखा) में एक तारा अपनी युवावस्था और मध्यम आयु में होता है जब वह बूढ़ा हो जाता है, उनमें से अधिकांश अपने जीवन के अंत में विशाल (ऊपरी दाहिने हिस्से पर) होंगे, यह सफेद बौना या पल्सर बन जाएगा, जो ग्राफ के निचले बाएं हिस्से में स्थित है। यह प्रक्रिया मानव द्वारा जानी जाती है, जिसमें ब्रह्मांड में सभी प्रकार के विकास शामिल नहीं हो सकते हैं। जहां तक ​​मैं देखता हूं, हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल ग्राफ पर स्थान की एकाग्रता भौतिकी की समस्या है।

ग्राफ एक सुराग देता है: मुख्य क्रम में, बड़े द्रव्यमान वाले तारे अधिक गर्म होते हैं, जिससे वे अधिक नीले दिखाई देते हैं, इसके विपरीत तारे लाल दिखाई देंगे। दैत्यों और श्वेत बौनों के समूहों में भी यही नियम लागू होता है। दूसरे शब्दों में, उच्च तापमान का अर्थ है बड़ा द्रव्यमान और अपेक्षाकृत बड़ा आयतन भी। आप सूर्य की त्रिज्या के केवल 0.5 गुना के साथ एक नीला तारा नहीं खोज सकते। प्रश्न की कुंजी खोजने के लिए, हमें यह जानना होगा कि तारों के तापमान और द्रव्यमान पर क्या प्रभाव पड़ता है।

तारे विकिरण दे सकते हैं, जो आकाशीय पिंडों के मूल में परमाणु प्रतिक्रिया पर आधारित है। पदार्थ का द्रव्यमान गुरुत्वाकर्षण उत्पन्न कर सकता है, जिससे कोर में उच्च दबाव होता है और परमाणु प्रतिक्रिया पैदा होती है। एक तारे के पास जितना अधिक द्रव्यमान होता है, उसका गुरुत्वाकर्षण उतना ही अधिक होता है और कोर पर बड़ा दबाव होता है, जो परमाणु गतिविधि को अधिक गहन बनाता है। यह जितना अधिक सक्रिय होता है, उतना ही अधिक विकिरण उत्सर्जित होता है और तारे का तापमान जितना अधिक हो सकता है। यही कारण है कि हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल ग्राफ़ के प्रत्येक क्षेत्र पर तारे एक केंद्रित भाग में स्थित होते हैं। आप कम द्रव्यमान वाले तारे की कल्पना नहीं कर सकते हैं लेकिन उच्च तापमान उत्पन्न करते हैं और फिर नीला दिखाई देता है। क्योंकि इसका द्रव्यमान पर्याप्त विकिरण बनाने के लिए कोर पर पर्याप्त दबाव उत्पन्न नहीं कर सकता है।


वर्णक्रमीय प्रकार

उनकी वर्णक्रमीय विशेषताओं के आधार पर, सितारों को अलग-अलग में विभाजित किया जाता है वर्णक्रमीय प्रकारहार्वर्ड वर्णक्रमीय वर्गीकरण योजना के अनुसार।

वर्णक्रमीय प्रकारएस, तापमान, और अवशोषण विशेषताएं
प्रकार
प्रतिनिधि तापमान।

वर्णक्रमीय प्रकारसितारों के
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लगातार संपर्क उपयोग।

एस:
अधिकांश सितारों को कम संख्या में वर्णक्रमीय वर्गों में बांटा गया है। हेनरी ड्रेपर कैटलॉग सबसे गर्म से लेकर सबसे अच्छे सितारों तक वर्णक्रमीय वर्गों को सूचीबद्ध करता है। इन प्रकारों को ओ, बी, ए, एफ, जी, के, और एम अक्षरों द्वारा तापमान में कमी के क्रम में नामित किया गया है।

ऊपर की आकृति में, सामान्य के साथ तेरह सितारों का स्पेक्ट्रा

किट पीक / WIYN द्वारा देखे गए 0.9 मीटर टेलीस्कोप प्रस्तुत किए गए हैं। आप तारों में दिखाई देने वाली वर्णक्रमीय रेखाओं में दो प्रमुख प्रवृत्तियाँ देख सकते हैं: .

सितारों के लिए सतह के तापमान को निर्दिष्ट करने के लिए।

माध्यमिक का, 11.1 के स्पष्ट परिमाण के साथ, अज्ञात है।[2] .

, जो बताता है कि तारे की सतह कितनी गर्म है। (तारों के अंदरूनी भाग बहुत अधिक गर्म होते हैं।) बहुत गर्म तारे नीले रंग के होते हैं, बहुत ठंडे तारे लाल होते हैं। अधिकांश तारे अपेक्षाकृत शांत होते हैं।

s (जिसे वर्णक्रमीय वर्ग भी कहा जाता है) जो हाइड्रोजन अवशोषण लाइनों की ताकत पर आधारित होते हैं। ए-प्रकार के सितारों में सबसे मजबूत (सबसे गहरी) हाइड्रोजन लाइनें होती हैं, बी-टाइप अगली सबसे मजबूत, एफ-टाइप अगली, आदि।

ग्रहों के मेजबान स्टार उम्मीदवारों की संख्या: दो नए पारगमन ग्रह? पी एल17
एस. ड्रेज़लर, टी. रॉच, पी. हॉसचिल्ड्ट, एस. एल. शुह, डब्ल्यू. केली और के. वर्नर
डीओआई:।

एक अक्षर (O,B,A,F,G,K,M) जो किसी तारे के रंग की विशेषता है। O तारे नीले होते हैं, फिर सफेद, पीले और नारंगी से होकर M तारे जो लाल होते हैं।
स्पेक्ट्रम
जब किसी वस्तु से प्रकाश को प्रिज्म या विवर्तन झंझरी से गुजारा जाता है तो रंगों का पैटर्न उत्पन्न होता है।

s (सबसे गर्म से सबसे अच्छे तक): O, B, A, F, G, K, और M अधिक जानकारी के लिए तारकीय वर्गीकरण (विकिपीडिया) देखें।

मोटे तौर पर तारे के तापमान को भी प्रकट करता है जैसा कि इस तालिका में देखा जा सकता है।

वर्णक्रमीय वर्गीकरण देखें।
स्पेक्ट्रोग्राफ (स्पेक्ट्रोमीटर)
स्पेक्ट्रोमीटर और स्पेक्ट्रोग्राफ ऐसे उपकरण हैं जो खगोलीय स्रोतों से प्रकाश को उसके स्पेक्ट्रम में फैलाते हैं और विश्लेषण के लिए उसकी छवि बनाते हैं। स्पेक्ट्रोस्कोपी भी देखें।

. किसी तारे का उसके स्पेक्ट्रम के आधार पर पदनाम, जो उसके सतह के तापमान से निर्धारित होता है।
स्पेक्ट्रोग्राफ। एक खगोलीय वस्तु के स्पेक्ट्रम को रिकॉर्ड करने के लिए एक दूरबीन से जुड़ा एक उपकरण।
स्पेक्ट्रोहेलियोग्राफ। प्रकाश की एकल तरंग दैर्ध्य में सूर्य की तस्वीर लेने के लिए एक उपकरण।

एक तारे का वर्णक्रमीय वर्गीकरण उसके स्पेक्ट्रम द्वारा निर्धारित होता है।
★ स्पेक्ट्रोग्राफ एक उपकरण जो किसी खगोलीय वस्तु से प्रकाश को विश्लेषण के लिए उसके घटक रंगों में तोड़ता है।

O बहुत गर्म नीले तारे हैं जिनकी सतह का तापमान लगभग ३५,००० K है, जिनके स्पेक्ट्रा पर एकल आयनित हीलियम की रेखाओं का प्रभुत्व है (पिकरिंग श्रृंखला देखें)।

चमक - सोल = 1 तापमान (केल्विन) द्रव्यमान - सोल = 1 त्रिज्या - सोल = 1 घनत्व gm/cm3
G0
1.3
6,000 .

एस सितारे नीले और गर्म से लेकर लाल और ठंडे तक होते हैं।

मुख्य अनुक्रम सितारों के उदाहरणों में रंग तापमान रेंज की व्यापकता
हे
नीला बेंगनी
३०,००० के.

: क
जीवन चक्र: मुख्य अनुक्रम पर
प्रसार:

s पैनस्पर्मिया गठन ज्वारीय घर्षण विकिरण मंगल मास सौर ग्रहण केंद्र विलक्षणता आइंस्टीन तुलना धूमकेतु पवन अभिवृद्धि रेडियोधर्मी डेटिंग जगमगाहट संवेग घूर्णन जीवन का जल संरक्षण
जिज्ञासु दिमाग ऑनलाइन
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उपप्रकारों की एक चर संख्या में विभाजित है।
स्पेक्ट्रोग्राम - (एन।) ।

एस इस अध्याय के आंकड़ों और/या तालिकाओं में दी गई जानकारी का उपयोग करें और वर्णन करें कि आपने अनुमान कैसे लगाए।
40.

अंततः तापमान, चमक और कुछ हद तक रासायनिक संरचना पर आधारित है। वर्णक्रमीय वर्गीकरण देखें।

आकार और किसी विशेष गुण जैसे उत्सर्जन रेखाएं, परिवर्तनशीलता या एक विशिष्ट विशिष्टता के साथ तारे की सतह के तापमान का संकेत देता है। ऐतिहासिक कारणों से, वर्णक्रमीय क्रम, गर्म से कूलर तक, O B A F G K M चलाता है।

आज सबसे अधिक उपयोग में आने वाले अक्षरों को OBAFGKM अक्षरों द्वारा निर्दिष्ट किया जाता है, इन प्रकारों को घटते तापमान के क्रम में दिया जाता है, अर्थात, O सितारों का तापमान सबसे अधिक होता है, M तारे सबसे कम होते हैं। प्रकारों को आगे १० उपवर्गों में विभाजित किया गया है, जिन्हें अंक ९ से ० तक निर्दिष्ट किया गया है।

द्रव्यमान (सौर द्रव्यमान) केंद्रीय तापमान (106 K) चमक (सौर चमक) अनुमानित जीवनकाल (106 वर्ष)
रिगेल
बी8आईए
10 .

B बहुत गर्म, चमकीले और नीले रंग के होते हैं, जो लगभग 9,750 से 31,000° K की तारकीय सतहों से पराबैंगनी तरंग दैर्ध्य में अपने विकिरण के उच्च अनुपात का उत्सर्जन करते हैं।

तारे के प्रकार का एक उपाय है। वे निम्नलिखित क्रम में चलते हैं: O, B, A, F, G, K, M. O तारे आमतौर पर सबसे चमकीले, नीले, सबसे बड़े और सबसे छोटे जीवित तारे होते हैं। दूसरी ओर एम सितारे अक्सर सबसे कमजोर, सबसे लाल, कम से कम बड़े पैमाने पर और सबसे लंबे समय तक जीवित रहते हैं।

ओ, बी, ए, एफ, जी, के, एम, आर, एन, एस अक्षरों में से एक के बाद एक अंक होता है।

: तारों के लिए उनके स्पेक्ट्रम में विभिन्न प्रकार की उत्सर्जन लाइनों की उपस्थिति और ताकत के आधार पर वर्गीकरण की एक प्रणाली।

इस नक्षत्र का सबसे चमकीला तारा, अल्फा लियो, जिसे रेगुलस कहा जाता है (अर्थ: छोटा राजा), एक नीला-सफेद तारा है (

B7 V) 1.35 mag. जब दूरबीन या छोटी दूरबीनों से देखा जाता है तो 8वें मैग का एक विस्तृत साथी प्रकट होता है।

उन्हें उनके G के लिए जीवी स्टार के रूप में भी जाना जाता है

जी और चमकदार वर्ग वी।
सफेद तारे - चमकीले, मुख्य अनुक्रम वाले तारे जिनका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का 1.4 से 2.1 गुना और सतह का तापमान 7,600 डिग्री सेल्सियस और 10,000 डिग्री सेल्सियस के बीच होता है, जैसे सीरियस ए और वेगा।

K2II। इसका स्पष्ट परिमाण 3.18 और पूर्ण परिमाण -2.45 है।
अल्बिरियो एए में लगभग 14.52 सौर द्रव्यमान और सूर्य की त्रिज्या लगभग 69 गुना है।
अल्बिरियो एए हमारे सूरज की तुलना में लगभग 4 बजे ठंडा है।

हालांकि, कुछ गलत है, क्योंकि Zeta-B अपनी कक्षा के लिए मंद है, शायद

हमारे अपने अलावा किसी अन्य सामान्य, सूर्य जैसे तारे की परिक्रमा करने वाले ग्रह की पहली खोज क्या हो सकती है, इसकी घोषणा 51 पेगासी का अध्ययन करने वाले खगोलविदों ने की है।

G2-3 V मुख्य-अनुक्रम तारा पृथ्वी से 42 प्रकाश-वर्ष दूर है।

प्लीएड्स में 8 टाइड 1 का द्रव्यमान और a . प्रतीत होता है

M9 (रेबोलो एट अल। 1995)। ग्लिसे 229बी में मीथेन अवशोषण लाइनों द्वारा एक दूसरे उम्मीदवार की पहचान की गई थी, जो 18.6 प्रकाश वर्ष दूर नक्षत्र लेपस में एम 1 स्टार ग्लिसे 229 की परिक्रमा करने वाली एक बेहोश वस्तु है।

खगोलविदों ने सुझाव दिया है कि एक और हो सकता है

टी सितारों से परे, और इन शांत वस्तुओं को "वाई" प्रकार के भूरे रंग के बौने, या उप-भूरे रंग के बौने के रूप में जाना जाएगा।

"भूरे रंग के बौने उम्र के साथ शांत हो जाते हैं और यह विशेष रूप से एक है

सेतुस में केवल 12 प्रकाश-वर्ष दूर G तारा, सूर्य के निकटतम ज्ञात एकान्त G-प्रकार का तारा है। यह बुद्धिमान जीवन के संकेतों के लिए खोजे जाने वाले पहले सितारे के रूप में जाना जाता है।

M4V का निरपेक्ष परिमाण 12.3 है। A और B के बीच की दूरी 400 au थी B और C के बीच की दूरी 44 au थी।

निकटतम सितारे ५० निकटतम सितारों की एक आसान सूची है जिसमें कई प्रमुख गुण हैं जैसे लंबन,

और स्पष्ट और निरपेक्ष परिमाण तालिका के रूप में सूचीबद्ध हैं। 50 सबसे चमकीले सितारों को सूचीबद्ध करने वाली दूसरी तालिका के लिंक का अनुसरण करें।
NStars Database एक NASA है जिसमें २५ पीसी के भीतर २.६०० सितारों का विवरण है।

अन्य भौतिक परिवर्तन आमतौर पर चमक में उतार-चढ़ाव के साथ सहसंबद्ध होते हैं, जैसे आकार में स्पंदन, पदार्थ की अस्वीकृति, और में परिवर्तन

डेल्टा सेफेई की चमक में बदलाव और

varies from F5 to G3 over a period of 5.36634 days (5 days, 8 hours, 47 minutes and 32 seconds). The brighter component of the binary is classified as a yellow-white F-class supergiant.

Pamela: When it comes to trying to understand stars, we make pretty much consistently graphs of color or temperature or

, which are three different ways of saying the same type of information vs. the - in an ideal situation - the absolute magnitude or total luminosity of the stars.

According to the Hertzsprung-Russell diagram, a red dwarf star is a small and relatively cool star, of the main sequence, either late K or M

The basic idea is each case is to select a sample of stars which are as identical as possible in

and in apparent magnitude that means that the all the stars in the sample ought to be at the same distance from us.

(b) Find your answer in the last column in Appendix G of the text, and give the corresponding

of the star (first column of Appendix G). (c) Use the relation between CI and star temperature T, given in the lecture, to calculate the star's temperature.

s which can be viewed as either temperature or color groupings that were created by Annie Jump Cannon in the 1890's. From hottest to coolest the group designations are: O B A F G K M. The order is remembered by students with the mnemonic "Oh Be A Fine (Girl or Guy) Kiss Me." .

Gliese 581 is a main sequence red star with

M3V located in the constellation Libra, about 20 light-years from Earth.
Beginning in 2005, astronomers discovered a series of progressively smaller exoplanets around this star, eventually finding evidence for 4 low-mass exoplanets.

B8 (but which appears somewhat greenish) which is located roughly 160 light years from Earth. Then there's Gamma Librae (also called Zubenelakrab, which means "the Scorpion's Claw") which completes the Scorpion sign. It is an orange giant of magnitude 3.

A complete MK designation includes both

and luminosity class - for instance, the sun is a G2V.
Though they look serene and silent from our vantage on Earth, stars are actually roiling balls of violent plasma. Test your stellar smarts with this quiz.
Start the Quiz .

The brightest stars of the cluster average about 400 times the luminosity of our Sun and their

s range from B3 to G0 M35 also contains several yellow and orange giant stars of late G and early K type.

LATE TYPE STARS The cooler stars (

s K and M). The term dates from the late nineteenth century when it was thought that hot stars evolved into cooler stars.
LAUNCH WINDOW
The period when a rocket or spacecraft has to be launched in order to achieve the desired orbit.

s This picture of 433 Eros shows the view looking from one end of the asteroid across the gouge on its underside and toward the opposite end. Features as small as 35 m (Template:Convert/pround ft) across can be seen.

Fully automated, the telescope is measuring the shape, brightness and

of over a billion stars and galaxies, down to one million times fainter than the eye can see.
SKYMAPPER AT SIDING SPRING, NORTHERN NEW SOUTH WALES. CREDIT: AUSTRALIAN NATIONAL UNIVERSITY.

H-R Diagram (Hertzsprung-Russell Diagram): The diagram is used by astronomers to classify stars by their their luminosity,

, color, temperature and evolutionary stage.

Dactyl is not identical in spectral properties to any area of Ida in view here, though its overall similarity in reflectance and general

suggests that it is made of basically the same rock types (Ref).
The Spin of Asteroid Toutatis .

तथा
Luminosity Class Number of Known Planets Initial Discovery R.A.Dec.Radial Distance (ly) Discoverer NameAnnouncement Date
Sol (Sun) .

The first of these two parameters is the surface temperature of the star, which determines the

in the range OBAFGKM from hottest to coolest.

Consequently, starbursts produce large numbers of young stars, including high mass stars of

s O and B. Frequently these stars are obscured by interstellar dust, which is heatened by their radiation to a temperature of about 100 K, and therefore shines brightly in the infrared light.

Note that the proportion of known asteroids falling into the various

s does not necessarily reflect the proportion of all asteroids that are of that type some types are easier to detect than others, biasing the totals.

A technique for representing stellar data by plotting

(or color or temperature) against luminosity (or absolute magnitude), named after its early proponents, Hertzsprung and Russell.
half-life .

Giant - A star larger and more luminous than a main sequence star (dwarf) of the same temperature and

Giant Impact Theory - The theory of the origin of the Moon that holds that the Moon formed from debris blasted into orbit when the Earth was struck by a Mars-size body .

Its components, separated by 49 arcseconds, are magnitude 9.0 and 9.6 - their

s are G0 and F8 so they apear yellowish-white and bluish-white in the color CCD image above. M40 is visible in binoculars 17' NE of 70 Ursae Majoris or 1 25' NE of d Ursae Majoris (see finder chart below).

A plot of the intrinsic brightness versus the surface temperature of the stars. It separates the effects of temperature and surface area versus

, but also luminosity versus surface temperature or color.
Half-Life
The time required for half of the atoms in a radioactive sample to decay.

- Yale Bright Star catalog II. Full sky chart of stars from the catalog, color coded by

, in galactic coordinates, with principal named stars.

Every variable star is characterized by a few properties - type of the star, min and max magnitude and light curve. There are more of course (like

, etc.. ), but as a beginners you won't care about them.
Types of variable stars .

is further divided into subclasses 0 to 9 depending on its temperature. Two new classes have been added (L &T) to account for the recent discovery of very low mass stars (brown dwarfs, etc.). Our sun is a type GII star and its color is yellow (temperature 5800 K.).

Indiana University: Color and Temperature
Harvard University: Blackbodies, Temperature and Color
University of Virginia: Blackbody
Pennsylvania State University: Colors, Temperatures, and

s of Stars
New Jersey Institute of Technology: Surface Temperatures of Planets .

It is safe to say that A and B

stars still exist on our main-sequence while the hottest O and OB stars have turned off the main-sequence. With the A and B stars still on the main-sequence, we can estimate this cluster is at least 15 x 10^6 years of age (Freedman, page 481).

Features include an Earth map showing day and night regions, position of selected satellites, positions of the planets, positions and phases of the Sun and Moon, sky map based on either the Yale Bright Star Catalogue or the 256,000 star SAO catalogue, including rendering of

s, planets, Earth satellites, .

: A class of star shown by the letters O, B, A, F, G, K and M.
Star : A ball of constantly exploding gases, giving off light and heat. The Sun is a star.
Sun : A medium-sized star that lies in the middle of our Solar System.
Sunspot : One of the dark patches that appear on the Sun every now and again.


प्रमुख अवधारणाएं और सारांश

Stars with identical temperatures but different pressures (and diameters) have somewhat different spectra. Spectral classification can therefore be used to estimate the luminosity class of a star as well as its temperature. As a result, a spectrum can allow us to pinpoint where the star is located on an H–R diagram and establish its luminosity. This, with the star’s apparent brightness, again yields its distance. The various distance methods can be used to check one against another and thus make a kind of distance ladder which allows us to find even larger distances.



टिप्पणियाँ:

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