Czym jest świeca standardowa?

Czy słyszałeś już o świecach standardowych? Jeśli jesteś nowy w astrologii i masz drugie domysły na temat tego, czym jest standardowa świeca, jesteśmy tutaj, aby Ci pomóc. Więc spakuj namioty i pozwól nam zdefiniować standardową świecę, więc czym jest standardowa świeca?

Standardowa świeca to rodzaj obiektów astronomicznych, takich jak supernowa lub gwiazda zmienna. Ma znaną jasność ze względu na pewną własność podzielaną przez całą klasę wydarzeń. W rezultacie, jeśli zostanie wykryty bardzo odległy obiekt, znana jest bezwzględna wielkość M (jasność) tego obiektu.

Czym jest świeca standardowa?

W XIX wieku wyrażenie to pochodzi od „świec standardowych” w dziedzinie technologii oświetlenia. Jeśli znana jest jasność obiektu, jego pozorną jasność można wykorzystać do określenia jego odległości. Musi być wystarczająco jasny, aby można go było zobaczyć z dużej odległości, aby był użyteczny.

Rodzaje świeczek standardowych

Teraz, gdy już wiesz, czym jest standardowa świeca, omówmy teraz jej rodzaje. Istnieją różne rodzaje standardowych obiektów świecowych, których jasność można przewidzieć na podstawie innego pomiaru. Dwa rodzaje świec standardowych to cefeidy i supernowe typu Ia. Inne obejmują zmienne RR Lyrae i relację Tully-Fisher.

Zmienne cefeid

Zmienne cefeidy to rodzaj gwiazdy, której jasność zmienia się w regularnym cyklu. Henrietta Leavitt zaobserwowała w 1908 roku, że czas trwania zmienności jest silnie związany z intensywnością gwiazdy. Tak więc, jeśli zmierzysz fluktuację cefeidy, możesz przewidzieć jej jasność.

A jeśli wiesz, jak wspaniale wygląda z Ziemi i jaka jest jej jasność, możesz określić jego odległość. Cefeidy są używane do obliczania odległości między galaktykami do około 30 000 000 parseków lub 30 Mpc. Edwin Hubble wykorzystał cefeidy do obliczenia odległości między „mgławicami” (galaktykami), aby stworzyć prawo Hubble’a.

Gwiazdy zmienne to po prostu gwiazdy, których jasność zmienia się inaczej. absolutna jasność. Jest to rodzaj gwiazdy zmiennej, która jest gorąca i masywna i ma masę od pięciu do dwudziestu mas naszego Słońca. Jest rozpoznawany ze względu na tendencję do pulsowania promieniowego i zmiany zarówno średnicy, jak i temperatury.

Ponadto pulsacje są proporcjonalne do jasności bezwzględnej i występują w ściśle określonych i przewidywalnych odstępach czasu. Wykreślona jako zależność między wielkością a okresem, krzywa jasności Cefiady ma wygląd „płetwy rekina”, z szybkim skokiem i szczytem, ​​po którym następuje bardziej stabilny spadek.

Nazwa pochodzi od Delta Cephei. Jest to pierwsza gwiazda zmienna odkryta w gwiazdozbiorze Cefeusza. Widma tej gwiazdy ujawniają, że CV wahają się w temperaturze i średnicy w okresie pulsacji.

Supernowe typu 1A

Masywne gwiazdy eksplodują pod koniec swojego życia, powodując supernowe. W układzie podwójnym biały karzeł wysysa masę z czerwonego karła, aż czerwony karzeł jest zbyt duży, aby utrzymać się wbrew grawitacji. Następnie rdzeń zapada się, powodując jądrową reakcję łańcuchową i genialną eksplozję.

Ponieważ zawalenie zachodzi zawsze przy tej samej masie, jasność wybuchu jest zawsze taka sama. Na podstawie tej znanej jasności możemy oszacować odległość. Supernowe są bardzo jasne – często tak jasne, jak wszystkie gwiazdy w całej galaktyce razem wzięte.

Ponieważ są tak jasne, możemy je zobaczyć z bardzo dużych odległości, do około 10 000 000 000 parseków. Wadą supernowych jako standardowych świec jest to, że się nie kręcą. Musisz je dostrzec, gdy wybuchną lub wkrótce potem.

Zmienne RR Lyrae

RR Lyrae to gwiazdy zmienne z poziomymi gałęziami. Jej cykle wahają się od kilku godzin do dwóch dni, a jasność optyczna waha się od 0,3 do 2 magnitudo. Są one umieszczane na pasku niestabilności diagramu Hertzsprunga-Russella.

Podlegają niestabilności, która powoduje, że ich rozmiar regularnie się zmienia. Ta zmiana wielkości wpływa na temperaturę gwiazdy. Następnie powoduje to wahania.

RR Lyrae to gwiazdy o niskiej metaliczności (populacja II), które zaczynają swoje istnienie od masy i rozmiaru naszego Słońca. Ewoluują w gwiazdy RR Lyrae podczas fazy czerwonego olbrzyma. Późna ewolucja gwiazdy, a więc jej średni wiek wynosi około 10 miliardów lat.

W rezultacie są powszechnie spotykane w gromadach kulistych, a także w zgrubieniach i halo Drogi Mlecznej. Inną cechą charakterystyczną gwiazd RR Lyrae jest to, że mają one zależność pomiędzy okresem a jasnością, podobnie jak w przypadku gwiazd zmiennych cefeid. Chociaż mogą być używane jako świece standardowe do pomiaru odległości, są znacznie słabsze niż cefeidy.

Relacja Tully-Fisher

Połączenie Tully-Fisher to związek, który istnieje między jasnością galaktyk spiralnych a tempem ich rotacji. Teoria mówi, że im większa galaktyka, tym szybciej się obraca. To znaczy, jeśli znasz prędkość rotacji galaktyki spiralnej, możesz obliczyć jej wewnętrzną jasność za pomocą relacji Tully-Fisher.

Możesz zmierzyć odległość galaktyki, porównując jej naturalną jasność do jej pozornej wielkości. To, co widzisz – im dalej galaktyka jest, tym ciemniej „pojawia się”. Może być używany do obliczania odległości między każdą galaktyką w gromadzie galaktyk, gdy widać dziesiątki galaktyk.

Wniosek na temat tego, czym jest standardowa świeca

Jest wiele rzeczy do rozważenia, jeśli chcesz wiedzieć, czym jest standardowa świeca. Istnieją dwa ogólne podejścia do obliczania odległości galaktycznych, jednym z nich jest świeca standardowa. Dobrze zdefiniowany rodzaj gwiazdy jest używany jako wzorzec odniesienia, ponieważ jego jasność została dokładnie obliczona.

Wymaga to obserwacji takich gwiazd, które są wystarczająco blisko Ziemi. Aby ich odległości i jasności można było właściwie określić. Jest znana jako „standardowa świeca”, o której należy pomyśleć, gdy patrzysz w gwiazdy w swoim namiocie.