ดาราศาสตร์

ดาวหลายดวงในสาย

ดาวหลายดวงในสาย


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

ฉันสามารถเห็นดาวหลายดวงบนท้องฟ้าพวกเขาสามารถลากเส้นมาจากทิศตะวันตกเฉียงเหนือและไปทางทิศตะวันออกเฉียงเหนือได้ในเวลาระหว่าง 6.50 ถึง 19.00 น. ตามเวลาอินเดียในวันที่ 13.1.20 สามดาวเหล่านี้อาจเป็นอะไร?


อาจเป็น orion เนื่องจากในฤดูกาลนี้ค่อนข้างชัดเจนในอินเดีย กลุ่มดาวนายพรานมีดาวสามดวงในแนวเส้นตรงบ้าง

จากท้องฟ้าจำลองของ in-the-sky.org เวลา 19:00 น. ตามเวลาอินเดียใกล้กับศูนย์กลางของอนุทวีป Orion's Belt อยู่บนท้องฟ้าสูงและทอดยาวจากตะวันออก-ตะวันออกเฉียงใต้ในแนวตั้งไปยังจุดสูงสุด


ลูกล้อเป็นหกดาวในหนึ่งเดียว

ตาเห็นละหุ่ง (Alpha Geminorum) เป็นดาวดวงเดียว แต่มีเลขฐานสอง 3 คู่ในจุดแสงเดียวนี้ หรือดาว 6 ดวงที่นี่ ปกติเราจะนึกถึง Castor พร้อมกับดาวดวงอื่นที่สดใส Pollux Castor และ Pollux บางครั้งเรียกว่า “twins” ในกลุ่มดาวราศีเมถุน แต่พวกมันแตกต่างกันมากจริงๆ หากต้องการดู Castor และ Pollux ร่วมกัน ดูภาพด้านล่างโดย Rogelio Bernal Andreo ภาพนี้ถ่ายโดย Fred Espenak

สำหรับตาเปล่า ดาว Castor ในกลุ่มดาว Gemini the Twins ปรากฏเป็นแสงที่ชัดเจน แต่แท้จริงแล้วมันคือดาวคู่สามคู่ – หกดาวในทั้งหมด – ในการเต้นรำที่ซับซ้อนเกี่ยวกับจุดศูนย์กลางมวลร่วมกัน

แม้แต่กล้องโทรทรรศน์ที่ค่อนข้างเล็กก็ยังแสดง Castor เป็นดาวสองดวง สามารถมองเห็นดาวฤกษ์ที่สว่างกว่ามากในบริเวณใกล้เคียงได้ นอกจากนี้ยังเป็นส่วนหนึ่งของระบบ Castor ดาวสามดวงเหล่านี้แต่ละดวง – เรียกว่า Castor A, B และ C – ก็เป็นสองเท่าเช่นกัน ไม่สามารถมองเห็นความเป็นสองเท่าของพวกมันได้โดยตรงในกล้องโทรทรรศน์ แต่สามารถมองเห็นได้ผ่านข้อมูลทางสเปกโตรสโกปี นั่นคือ โดยแยกแสงดาวออกเป็นสีส่วนประกอบ

ส่วนประกอบที่มองเห็นได้ใหญ่กว่าสองชิ้นในระบบ Castor คือดาวฤกษ์ประเภท A ที่ร้อน ส่วนประกอบที่มีขนาดเล็กกว่าคือดาวแคระแดงประเภท M ที่เย็น

มวลของดาวทั้งหกดวงรวมกันนั้นคร่าวๆ ประมาณหกเท่าของดวงอาทิตย์

รูปภาพดาว 3 ดวงของ Castor – ชื่อ A, B และ C – ถ่ายที่หอดูดาว Pine Mountain ของมหาวิทยาลัยออริกอน ในทางกลับกันดาวแต่ละดวงก็มีดาวคู่ของตัวเองที่สามารถตรวจพบได้เฉพาะทางสเปกโตรสโกปี ภาพแทรกเป็นการเปิดรับแสงที่สั้นลงของดาว A และ B เพื่อให้สามารถวัดการแยกได้อย่างแม่นยำ ที่บันทึกไว้ในภาพยังมีตัวเลขสองตัว หนึ่งคือมุมของตำแหน่ง ซึ่งในภาพนี้คือตำแหน่งเชิงมุมของดาวจางเมื่อเทียบกับดาวที่สว่างที่สุด A ซึ่งวัดจากทิศเหนือไปตะวันออก ตัวเลขที่สองคือการแยกเชิงมุมระหว่างดาวคู่หนึ่งในหน่วยอาร์ควินาที (1/3600 ขององศา) ตัวอย่างเช่น ดาว C มีมุมตำแหน่ง 163.7 องศาจาก A และระยะห่าง 70.1 อาร์ควินาที รูปภาพผ่านหอดูดาวไพน์เมาท์เทน/ วารสารการสังเกตการณ์ดาวคู่ รูปนี้แสดงลำดับชั้นของวงโคจรของระบบดาวของ Castor พร้อมกับคาบการโคจรและการแยกจากกัน Castor Aa และ Ba โคจรรอบกันและกัน และแต่ละคนมีคู่หูที่เป็นตัวเอกของตัวเอง Ab และ Bb ตามลำดับ Castor C ประกอบด้วยคู่ไบนารี Ca และ Cb อยู่ไกลออกไปและโคจรรอบ Castor Aa/Ab และ Ba/Bb รูปจากวิกิพีเดีย

Castor เป็นดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดเป็นอันดับสองในกลุ่มดาวราศีเมถุนฝาแฝด มันส่องประกายด้วยแสงสีขาวสว่างตัดกับแสงสีทองของดาวพอลลักซ์ “twin” บนท้องฟ้า เช่นเดียวกับในราศีเมถุน

Pollux ไม่ใช่ 1 ใน 6 ดาวในระบบ Castor เมื่อเราพูดถึงดาวหกดวงในระบบละหุ่ง เราหมายถึงจุดแสงเดียวที่เราเห็นเมื่อละหุ่งคือดาวหกดวง แต่พอลลักซ์อยู่ใกล้ ๆ และสว่างพอ ๆ กับคาสเตอร์ นักดูดาวในยุคแรกระบุว่า Castor และ Pollux เป็น “twins.”

รูปภาพของ Pollux (ซ้าย) และ Castor (ขวา) แสดงความแตกต่างของสี Pollux เป็นสีทองมากขึ้น ละหุ่งมีสีขาวอมฟ้า ละหุ่งด้วยตัวเองคือ 6 ดาว! รูปภาพโดย Rogelio Bernal Andreo/ RBA Premium Astrophotography ใช้โดยได้รับอนุญาต

มีสองวิธีในการค้นหา Pollux และ Castor จากตำแหน่งซีกโลกเหนือโดยทั่วไปใบหน้า face ทิศเหนือ เพื่อค้นหาดาวกระบวยใหญ่ในกลุ่มดาวหมีใหญ่ ลากเส้นจินตภาพในแนวทแยงผ่านชามของ Big Dipper จากดาว Megrez ไปจนถึง Merak ที่เป็นรูปดาว คุณกำลังไปในทิศทาง ตรงข้าม ของด้ามจับ Big Dipper’s

บรรทัดนี้จะชี้ไปที่ Castor และ Pollux

ลากเส้นจินตภาพตามแนวทแยงผ่านชาม Big Dipper เพื่อค้นหา Castor และ Pollux

นี่เป็นวิธีที่สองในการค้นหา Caster และ Pollux ใบหน้าโดยทั่วไป ทิศใต้ ในฤดูหนาวจากตำแหน่งซีกโลกเหนือ – หรือโดยทั่วไปจะอยู่เหนือศีรษะในเดือนเดียวกันนั้น ฤดูร้อนในซีกโลกใต้ – และมองหากลุ่มดาวนายพรานที่สังเกตเห็นได้ชัดเจนมาก คุณจะมองเห็นได้ง่ายโดยมองหาดาวสว่างปานกลางสามดวงที่ประกอบเป็นเข็มขัด Orion’s เส้นที่ลากจาก Rigel ผ่าน Betelgeuse ใน Orion – ซึ่งขยายบางทีสามเท่าของระยะห่างระหว่างพวกเขา – ผ่านใกล้กับ Gemini’s ฝาแฝด.

ลากเส้นจินตภาพจากริเจลผ่านบีเทลจุสเพื่อสตาร์ฮอปไปยังแคสเตอร์และพอลลักซ์

ที่ 34 ปีแสง Pollux อยู่ใกล้กับเรามากขึ้น ในขณะที่ Castor อยู่ห่างออกไป 51 ปีแสง ดังนั้น Pollux และ Castor จึงไม่ถูกผูกมัดด้วยแรงโน้มถ่วง แต่อยู่ใกล้กันตามแนวสายตาของเราเท่านั้น ความใกล้ชิดของพวกมันในท้องฟ้าทำให้เรามองเห็นได้ง่าย

ดาวแฝดอยู่ใกล้เส้นทางของดวงจันทร์ที่พาดผ่านท้องฟ้าของเรา ดวงจันทร์เคลื่อนผ่านไม่เกิน 15 องศาใต้ และบางครั้งก็น้อยกว่า 5 องศาใต้ของละหุ่งในบางวันของทุกเดือน ด้วยเหตุผลนี้ ดวงจันทร์อาจช่วยคุณหา Castor ได้

ดวงอาทิตย์โคจรใกล้ Castor ที่สุดในวันที่ 14 กรกฎาคมหรือใกล้เคียงที่สุด ด้วยเหตุนี้จึงไม่สามารถมองเห็นดาวได้เป็นเวลาหลายสัปดาห์ก่อนวันนั้นถึงหลายสัปดาห์หลังจากนั้น นอกเหนือจากช่วงเวลานั้น ผู้สังเกตการณ์ที่กล้าหาญสามารถพบ Castor ในช่วงเวลากลางคืนประมาณ 10 เดือนของปี

สำเนารูปปั้นโรมันโบราณของ Castor และ Pollux โดย Joseph Nollekens (1737 – 1823) ที่พิพิธภัณฑ์ Victoria & Albert รูปภาพผ่าน ketrin1407 / Wikimedia Commons

ประวัติศาสตร์และตำนานของละหุ่ง Castor ถูกกำหนดให้เป็น Alpha Geminorum ดาวอัลฟาส่วนใหญ่สว่างที่สุดในกลุ่มดาวของพวกมัน แต่ Castor นั้นจางกว่าพอลลักซ์เล็กน้อย

สาเหตุของชื่อ Castor ไม่ชัดเจนแม้ว่าจะไม่มีความเกี่ยวข้องกับa .โดยเฉพาะ บีเวอร์ซึ่งเป็นความหมายของคำในภาษาละติน ยังไม่ชัดเจนว่าเหตุใดดาวดวงนี้จึงมีชื่อเรียกของอัลฟา ซึ่งโดยทั่วไปแล้วฉลากจะติดบนดาวที่สว่างที่สุดของกลุ่มดาว Castor มีความสว่างรองจาก Pollux ซึ่งเรียกอย่างเป็นทางการว่า Beta Geminorum

มีตำนานมากมายที่เกี่ยวข้องกับดาวสองดวงนี้ ซึ่งโดยทั่วไปแล้วจะประกอบเข้าด้วยกันเท่านั้น มักถูกมองว่าเป็น ฝาแฝด. ในตำนานเทพเจ้ากรีก พอลลักซ์เป็นอมตะ บุตรของซุส และละหุ่งเป็นมนุษย์ บุตรของกษัตริย์ทินดาเรอุสแห่งสปาร์ตา ดังนั้นพวกเขาจึงเป็นพี่น้องกันจริงๆ มากกว่าที่จะเป็นฝาแฝดที่แท้จริง โดยมีแม่ร่วมกันในราชินีเลดา อย่างไรก็ตาม การปฏิสนธิและการเกิดของพวกเขานั้นเป็นเรื่องที่ซับซ้อนและไม่น่าจะเป็นไปได้ โดยที่มารดาของพวกเขายอมจำนนต่อทั้งซุส (ซึ่งปลอมตัวเป็นหงส์) และกษัตริย์ทินดาเรียสในคืนเดียวกัน โดยที่ผลลัพธ์ไม่เพียงแต่ของ Castor และ Pollux เท่านั้น แต่ยังรวมถึงน้องสาวของพวกเขาด้วย เฮเลนแห่งทรอย ภายหลัง Castor และ Pollux อยู่ในกลุ่ม Argonauts ที่ออกเรือไปกับ Jason เพื่อค้นหาขนแกะทองคำ และเนื่องจากการอุทิศตนร่วมกัน Zeus วางพวกเขาทั้งสองไว้ในสวรรค์บนความตายของพวกเขา เพื่อที่พวกเขาจะได้อยู่ด้วยกันตลอดไป

แม้ว่าหลายวัฒนธรรมมองว่า Castor และ Pollux เป็นฝาแฝด แต่คริสเตียนยุคแรกบางครั้งเรียกพวกเขาว่า David และ Jonathan ในขณะที่ชาวอาหรับรู้จักพวกเขาว่าเป็นนกยูง บางทีความหมายแฝงที่ไม่คาดคิดที่สุดสำหรับฝาแฝด (พร้อมกับส่วนที่เหลือของราศีเมถุน) ก็คือเป็น “ กองอิฐ” ตามที่รายงานโดย Richard Hinckley Allen เห็นได้ชัดว่ากองอิฐเป็นรากฐานของกรุงโรม และในบริบทนั้น Castor และ Pollux มีความเกี่ยวข้องกับ Romulus และ Remus ผู้ก่อตั้งฝาแฝดในตำนานของเมือง 8217 คน

ตำแหน่งลูกล้อ’s คือ RA: 07h 34m 36s, dec: +31° 53′ 19″

ภาพของ Castor A และ B ผ่านกล้องโทรทรรศน์ ด้วยตาเปล่า ปรากฏเป็นดาวดวงเดียว ในทางกลับกัน พวกเขาแต่ละคนมีสหายที่เป็นตัวเอกจาง ๆ คู่ไบนารีที่สามไม่ปรากฏในภาพนี้ รูปภาพผ่าน 1CM69 / Flickr

บรรทัดล่าง: ดาว Castor ซึ่งปรากฏเป็นหนึ่งในสองดาวสว่างในกลุ่มดาวราศีเมถุนฝาแฝดนั้นแท้จริงแล้วเป็นระบบหกดาว


เว็บแคมดาราศาสตร์และกล้องโทรทรรศน์

วิทยาศาสตร์ธรรมชาติของดาราศาสตร์รวมถึงการศึกษาวัตถุทางดาราศาสตร์หรือท้องฟ้าที่แสดงให้เห็นโดยการค้นพบทางวิทยาศาสตร์ว่ามีอยู่ในจักรวาลที่สังเกตได้นอกชั้นบรรยากาศของโลก ส่วนประกอบทางกายภาพและทางเคมีและวิวัฒนาการ วัตถุดังกล่าวที่อยู่ภายใต้การสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์นั้นทราบกันว่าประกอบด้วยดาวเคราะห์หลายดวง เนบิวลาดวงจันทร์ ดาวฤกษ์ และแม้แต่ดาราจักรทั้งหมด

ในฐานะที่เป็นหนึ่งในวิทยาศาสตร์ที่เก่าแก่ที่สุดในประวัติศาสตร์ของโลก อารยธรรมดึกดำบรรพ์หลายอารยธรรม รวมทั้งชาวอียิปต์ จีน มายา กรีก และบาบิโลน ได้ทิ้งโบราณวัตถุทางดาราศาสตร์ไว้มากมาย เช่น อนุเสาวรีย์นูเบียและอียิปต์ ที่แสดงให้เห็นการสังเกตอย่างเป็นระบบ ท้องฟ้าในเวลากลางคืน อย่างไรก็ตาม จนกระทั่งการประดิษฐ์กล้องโทรทรรศน์ในปี 1608 โดย Hans Lippershey ผู้ผลิตแว่นตาชาวเยอรมัน-ดัตช์ นั้นมนุษย์สามารถพัฒนาดาราศาสตร์ให้เป็นวิทยาศาสตร์สมัยใหม่ได้

ประวัติศาสตร์บันทึกดาราศาสตร์ในยุคแรกเป็นการศึกษาด้านความรู้จำนวนหนึ่ง เช่น การนำทางท้องฟ้า การสร้างปฏิทิน ดาราศาสตร์เชิงสังเกตการณ์ และการวัดทางดาราศาสตร์ ซึ่งเกี่ยวข้องกับการวัดตำแหน่งและการเคลื่อนไหวของวัตถุท้องฟ้าและดาวในระบบสุริยะอย่างแม่นยำ วิทยาศาสตร์สมัยใหม่ในปัจจุบันได้พัฒนาขึ้นในลักษณะที่ดาราศาสตร์มืออาชีพอยู่ในระดับที่เทียบได้กับฟิสิกส์ดาราศาสตร์

ปัจจุบันมีกล้องโทรทรรศน์หลายแบบที่ใช้ในดาราศาสตร์ ซึ่งส่วนใหญ่เป็นกล้องโทรทรรศน์บนบก ในขณะที่กล้องโทรทรรศน์อื่นๆ เช่น กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล ใช้งานในอวกาศ

ข้อเท็จจริงเกี่ยวกับดาราศาสตร์และกล้องโทรทรรศน์

ในประวัติศาสตร์ยุคแรกๆ ดาราศาสตร์คิดว่าจะประกอบด้วยการคาดคะเนและการสังเกตการณ์วัตถุที่มองเห็นได้ด้วยตาเปล่าเท่านั้นผ่านสถานที่หลายแห่ง เช่น อนุสาวรีย์ยุคก่อนประวัติศาสตร์ในวิลต์เชียร์ ประเทศอังกฤษที่เรียกว่าสโตนเฮนจ์

ก่อนการประดิษฐ์กล้องโทรทรรศน์ นักดาราศาสตร์ในยุคแรก ๆ ได้ศึกษาดวงดาวโดยยืนอยู่บนอาคารสูงที่ให้ทัศนียภาพที่สวยงาม

เป็นนักคณิตศาสตร์ นักฟิสิกส์ นักปรัชญา วิศวกร และนักดาราศาสตร์ชาวอิตาลี กาลิเลโอ กาลิเลอี ผู้ปูทางให้ดาราศาสตร์ในปี 1610 เมื่อเขาค้นพบดวงจันทร์ของดาวพฤหัสบดี เนินเขา และหุบเขาบนดวงจันทร์ ระยะของดาวศุกร์ และต่อมาก็มีจุดบนดวงอาทิตย์

ด้วยการพัฒนาของอารยธรรมหลักในกรีซ จีน อียิปต์ อเมริกากลาง และเมโสโปเตเมีย ศูนย์หลายแห่งที่อุทิศให้กับดาราศาสตร์ได้ก่อตั้งขึ้นโดยมีวัตถุประสงค์เพื่อกำหนดธรรมชาติและวิวัฒนาการของจักรวาล ซึ่งรวมถึงการสร้างแผนภูมิตำแหน่งของดาวเคราะห์และดาวฤกษ์ที่รู้จักในวิทยาศาสตร์ซึ่งปัจจุบันไม่เป็นที่รู้จักในชื่อ astrometry จากการสังเกตเหล่านี้ทำให้เกิดทฤษฎีที่อิงกับธรรมชาติของดวงอาทิตย์และดาวเคราะห์ ทฤษฎีที่ไม่ถูกต้องเชิงเก็งกำไรนี้ต่อมากลายเป็นที่รู้จักในชื่อแบบจำลอง geocentric ซึ่งแนะนำว่าโลกและไม่ใช่ดวงอาทิตย์เป็นศูนย์กลางของจักรวาล

Christiaan Huygens ได้รับการช่วยเหลือจากพี่ชายของเขาหลังจากความพยายามอย่างยาวนานและมากเกินไปในการสร้างกล้องโทรทรรศน์อันทรงพลังตัวแรกที่สร้างขึ้นจากการก่อสร้างของ Keplerian ซึ่งใช้ในปี 1655 เพื่อค้นพบดาวเทียมไททันที่สว่างที่สุดของดาวเสาร์ 8217 ดวง

ดาราศาสตร์ระดับมืออาชีพในศตวรรษที่ 20 ถูกแบ่งออกเป็นสาขาเชิงทฤษฎีและเชิงสังเกต ในขณะที่ดาราศาสตร์เชิงสังเกตถูกเรียกว่าเน้นไปที่การได้มาซึ่งข้อมูลที่นำมาจากวัตถุที่ศึกษาทางดาราศาสตร์เป็นหลัก ในขณะที่ดาราศาสตร์เชิงทฤษฎีมีข้อสังเกตสำหรับการพัฒนาแบบจำลองเชิงวิเคราะห์ เพื่อดูรายละเอียดวัตถุท้องฟ้าและปรากฏการณ์ที่ไม่สามารถอธิบายได้

ดาราศาสตร์เชิงสังเกตเป็นที่รู้จักในด้านดาราศาสตร์วิทยุ ดาราศาสตร์อินฟราเรด ดาราศาสตร์เชิงแสง รังสีอัลตราไวโอเลต เอ็กซ์เรย์ รังสีแกมมา มารที่ไม่ขึ้นอยู่กับสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้าที่รู้จักและกลศาสตร์ท้องฟ้า

ดาราศาสตร์เชิงทฤษฎีประกอบด้วยพลวัตและวิวัฒนาการของดาว การก่อตัวและวิวัฒนาการของดาราจักร การศึกษาสสารขนาดใหญ่ในเอกภพ ฟิสิกส์ของดวงดาว และหัวข้ออื่นๆ ที่หลากหลาย

สตรีมสดสถานีอวกาศนานาชาติ

สถานีอวกาศนานาชาติผ่าน UStream Networks ช่วยให้ผู้ชมสามารถรับชมวิดีโอสตรีมสดจากกล้องหลายตัวที่ติดตั้งอยู่ด้านข้างของสถานีอวกาศซึ่งมีทิวทัศน์อันตระการตาของโลก และกิจกรรมบางอย่างที่ดำเนินการโดยลูกเรือ สตรีมแบบสดมักประกอบด้วยการสนทนาด้วยเสียงแบบเลือกระหว่าง Mission Control และทีม วิดีโอที่เข้าถึงได้โดยการคลิกลิงก์ที่โพสต์ด้านล่างจะใช้ได้เฉพาะเมื่อสถานีสร้างลิงก์การสื่อสารภาคพื้นดิน และสถานีโคจรรอบโลกทุกๆ เก้าสิบนาที ผู้ชมจะพบกับพระอาทิตย์ตกหรือพระอาทิตย์ขึ้นทุกๆ สี่สิบห้านาที

ESTRACK CEBREROS เว็บแคม

เสาอากาศ Ceberos ที่ตั้งอยู่ในสเปนเสร็จสมบูรณ์ในเดือนกันยายน 2548 ถูกใช้ในการสื่อสารและให้การสนับสนุนอุปกรณ์สำรวจทางวิทยาศาสตร์จำนวนมากและยานอวกาศ ESA รวมถึง SMART-1, Mars Express, Venus Express และ Rosetta โดยใช้อุปกรณ์ที่ทันสมัย ขณะนี้เสาอากาศทำงานจากระยะไกลจากเครือข่าย European Space Tracking หรือ ESTRAK

สิ่งอำนวยความสะดวกประกอบด้วยเว็บแคมกลางแจ้งที่ช่วยให้สามารถสตรีมเสาอากาศแบบสดได้โดยไปที่ลิงก์ด้านล่าง

James Webb Space Telescope Construction Webcam

ปัจจุบันอยู่ในระหว่างการพัฒนา กล้องโทรทรรศน์อวกาศเจมส์ เวบบ์ มักอ้างถึงผู้สืบทอดต่อจากกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล เป็นกล้องโทรทรรศน์อวกาศตามกำหนดการที่ออกแบบมาสำหรับการสังเกตการณ์อินฟราเรด

เว็บไซต์ออนไลน์ของ Nasa อนุญาตให้ผู้ดูออนไลน์เข้าถึงอาคารที่กำลังก่อสร้างซึ่งมีเว็บแคมสองตัวที่แสดงความคืบหน้าการก่อสร้างจากทั้งด้านซ้ายและด้านขวาของอาคารซึ่งจะอัปเดตทุก ๆ หกสิบวินาที ผู้ชมจะสังเกตเห็นว่าห้องปลอดเชื้อนั้นถูกครอบครองโดยคนงานเป็นหลักในช่วงเวลาระหว่าง 8.00 น. ถึง 16.30 น. ในวันจันทร์ถึงวันศุกร์ตามเวลามาตรฐานตะวันออก

เว็บแคม Liverpool Telescope Webcam

กล้องโทรทรรศน์ลิเวอร์พูลซึ่งตั้งอยู่ที่หอดูดาว Roque de los Muchachos บน La Palma ได้รับการยอมรับว่าเป็นหนึ่งในกล้องโทรทรรศน์หุ่นยนต์ที่ใหญ่ที่สุดที่ใช้อยู่ในปัจจุบัน ซึ่งได้รับการพัฒนาโดยบริษัทในเครือของ Liverpool John Moores University of Liverpool ประเทศอังกฤษ วันนี้กล้องโทรทรรศน์ดำเนินการโดยสถาบันวิจัยดาราศาสตร์ฟิสิกส์ในเมอร์ซีย์ไซด์ สหราชอาณาจักรมักได้รับทุนสนับสนุนบางส่วนจากหน่วยงานของรัฐบาลสหราชอาณาจักรที่รู้จักกันในชื่อสภาสิ่งอำนวยความสะดวกด้านวิทยาศาสตร์และเทคโนโลยี

ผู้ชมเว็บไซต์ Liverpool Telescope สามารถชมวิดีโอสตรีมสดจากกล้องโทรทรรศน์ได้โดยคลิกที่ลิงค์ด้านล่าง

คุณสามารถค้นหาเว็บแคมสดของกล้องโทรทรรศน์และกล้องโทรทรรศน์อื่น ๆ ที่เกี่ยวข้องกับดาราศาสตร์ได้ที่นี่ บางไซต์ให้คุณควบคุมกล้องโทรทรรศน์จากคอมพิวเตอร์ของคุณได้ บางห้องให้มุมมองของกล้องโทรทรรศน์ที่มีชื่อเสียงทั่วโลก

ดาราศาสตร์คาลเทค : Palomar Observatory Hale Telescope web cam web

เว็บแคมนี้แสดงกล้องโทรทรรศน์ Hale Observatory Hale ที่มีชื่อเสียงระดับโลก กล้องอาจมืดในเวลากลางคืน

กล้องโทรทรรศน์หุ่นยนต์แบรดฟอร์ด

กล้องโทรทรรศน์หุ่นยนต์ Bradford นั้นคล้ายกับ Slooh – คอลเลกชั่นของกล้องโทรทรรศน์และเครื่องมืออื่นๆ ที่สามารถดูได้โดยการสร้างบัญชีฟรี กล้องโทรทรรศน์ตั้งอยู่บน Mount Teide ในสเปน

SLOOH – หอดูดาวออนไลน์สดของคุณ

Slooh SpaceCamera เป็นเว็บแคมและชุมชนกล้องโทรทรรศน์ออนไลน์ ควบคุมกล้องโทรทรรศน์และแบ่งปันภาพถ่ายกับคนอื่น ๆ หรือดูนักดาราศาสตร์ชั้นนำเป็นเจ้าภาพปฏิบัติภารกิจยามค่ำคืนบนคอมพิวเตอร์ของคุณ ต้องเป็นสมาชิก

โฮมเพจ MicroObservatory

Micro Observatory เป็นคอลเล็กชั่นกล้องโทรทรรศน์ออนไลน์อีกชุดหนึ่งที่คุณสามารถดูและควบคุมทางอินเทอร์เน็ตได้ จำเป็นต้องลงทะเบียน จากนั้นคุณสามารถส่งคำขอรูปภาพในคิวได้ ไม่จำเป็นต้องซื้อกล้องโทรทรรศน์ราคาแพงที่นี่! เลือกกล้องโทรทรรศน์จากทั่วโลกผ่านแผนที่

กล้องโทรทรรศน์ทั่วโลกW

WorldWide Telescope (WWT) เป็นโครงการจาก Microsoft Research ที่ช่วยให้คอมพิวเตอร์ของคุณกลายเป็นกล้องโทรทรรศน์เสมือนที่ให้คุณดูภาพจริงที่ดีที่สุดบางส่วนจากกล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดินและอวกาศทั่วโลกได้โดยตรงจากเว็บเบราว์เซอร์ของคุณ

ไลฟ์วิว – AXIS 232D Network Dome Camera

กล้องเว็บแคมนี้ตั้งอยู่ที่เมืองซิดนีย์ ประเทศออสเตรเลีย มันเป็นเว็บแคม PTZ แต่ดูเหมือนว่าจะให้คุณดูหอดูดาวเท่านั้นและไม่สามารถดูผ่านกล้องโทรทรรศน์ได้ อืม.

เว็บแคม SOAR Telescope เว็บแคม

ต่อไปนี้คือเว็บแคมบางส่วนที่ SOAR Observatory – The Southern Astrophysical Research Telescope ในประเทศชิลี รวมถึงมุมมองภายนอก ภายใน Cerro Tololo และอื่นๆ

เว็บแคม BRT Tenerife Telescope

เว็บแคมนี้ให้มุมมองของ BRT Tenerife Observatory หรือ Night Sky cam ดูเหมือนกำลังอยู่ในระหว่างการก่อสร้าง ตั้งอยู่ในประเทศสเปน

UHH ฟิสิกส์และดาราศาสตร์ – Mauna Kea Web Cam

เว็บแคมนี้ตั้งอยู่ที่หอสังเกตการณ์ Mauna Kea ที่มหาวิทยาลัยฮาวาย Hilo

2010 Total Lunar Eclipse เว็บแคม

หากคุณต้องการดูจันทรุปราคาเต็มดวงปี 2010 ในวันที่ 20 และ 21 ธันวาคม ไซต์นี้อาจเหมาะสำหรับผู้ที่ไม่สามารถดูสุริยุปราคาได้เนื่องจากมีเมฆมาก – หรือผู้ที่ไม่ชอบอากาศหนาวหรืออยู่นอกจุดชมวิว พื้นที่.

แคนาดา ฝรั่งเศส ฮาวาย กล้องโทรทรรศน์ Cam

นี่คือกล้องดูดาวและเว็บแคมบนท้องฟ้ายามค่ำคืนที่ยอดเยี่ยมจากหอดูดาวแคนาดา-ฝรั่งเศส-ฮาวายในฮาวาย ดูเมฆจากยอดเขา ตลอดจนดาวและกลุ่มดาว วิธีที่ยอดเยี่ยมในการดูดาวและเรียนรู้วิธีระบุกลุ่มดาว ไซต์มีวิดีโอไทม์แลปส์ของวัน รูปภาพอัพเดททุกนาที

JAT Astronomical Observatory เว็บแคม

เว็บแคมนี้ให้มุมมองสดของ JAT OBservatory ใน Fairless Hills รัฐเพนซิลเวเนีย ไม่แน่ใจว่าพวกเขาเคยถ่ายทอดมุมมองจากกล้องโทรทรรศน์หรือไม่ แต่จับตาดูให้ดีและบางทีอาจจะทำได้ ยังให้สภาพอากาศในปัจจุบัน


ดาราศาสตร์และสังเกตการณ์ข่าว

นี่คือพอร์ทัลของคุณสู่ข่าวดาราศาสตร์ล่าสุด รายงานเกี่ยวกับท้องฟ้า และเคล็ดลับการสังเกตที่ทำให้คุณพูดได้ว่า “ว้าว!” ที่นี่ คุณจะได้เรียนรู้เกี่ยวกับการค้นพบทางดาราศาสตร์ล่าสุด เช่น ภาพหลุมดำภาพแรกหรือร่องรอยของเบเทลจุส . ค้นหาว่าเหตุใดการตรวจจับคลื่นโน้มถ่วงได้ประกาศยุคใหม่ของดาราศาสตร์ และเหตุใดดวงอาทิตย์ที่เงียบอย่างลึกลับจึงมีนักดาราศาสตร์เกาศีรษะ และนี่คือที่ที่คุณควรไปหากคุณกำลังมองหาฝนดาวตกที่ดีที่สุดของปีหรือเหลือบของดาวหางล่าสุดเพื่อให้ท้องฟ้าของเราสวยงาม


การวิเคราะห์ข้อมูลพื้นฐานและภูมิภาค

กำลังโหลดแคตตาล็อกของแหล่งกำเนิดจุด 2MASS ใกล้กับกาแลคซี Sombrero (วงกลมสีเขียวและตารางทางด้านขวา) และตรวจสอบโปรไฟล์แนวรัศมีของจาน Sombrero's และส่วนนูน (ด้านล่าง)

ds9 เต็มไปด้วยเครื่องมือขั้นสูงที่คุณสามารถใช้เพื่อวิเคราะห์ข้อมูลของคุณ ฉันจะพูดถึงบางรายการโปรดของฉันที่นี่

ขณะที่คุณมีโมเสกสีแล้ว มาตรวจสอบข้อมูลออปติคัล SDSS กับแค็ตตาล็อกอินฟราเรดกันเถอะ คุณคาดว่าแหล่งข้อมูลที่สว่างและสีแดงจะแสดงในข้อมูลอินฟราเรดเท่านั้น ในการโหลดแคตตาล็อกของแหล่งที่มาใกล้กับกาแลคซี Sombrero โดยอัตโนมัติจากการสำรวจ Two Micron All Sky (2MASS) ให้ไปที่ บทวิเคราะห์ > แคตตาล็อก > อินฟราเรด > 2MAS Point SourcesASS. ds9 จะวาดวงกลมรอบๆ แหล่งอินฟราเรดทั้งหมดในรูปภาพของคุณโดยอัตโนมัติ และเปิดตารางที่แสดงรายการเหล่านั้นด้วย คลิกที่วัตถุในตารางเพื่อเลื่อนไปที่วัตถุนั้นบนรูปภาพ คุณสามารถดาวน์โหลดภาพจริงจาก 2MASS ได้โดยไปที่ การวิเคราะห์ > เซิร์ฟเวอร์รูปภาพ > IPAC-2MASS

วงกลมที่ ds9 วาดไว้เรียกว่า “regions” และเป็นเครื่องมือการวางแผนที่ทรงพลังมาก วาดภูมิภาคของคุณเองโดยเลือกเครื่องมือตัวชี้จาก แก้ไข > ตัวชี้ จากนั้นเพียงคลิกและลากทับรูปภาพ คุณสามารถไปที่ ภูมิภาค > รูปร่าง เพื่อเลือกภูมิภาคประเภทต่างๆ ประเภทขอบเขตประกอบด้วยรูปร่างที่เรียบง่าย เวกเตอร์ (ลูกศร) และข้อความ (เพื่อให้คุณสามารถเขียนป้ายกำกับได้)

ประเภทพื้นที่ที่มีประโยชน์มากที่สุดประเภทหนึ่งคือ “การฉายภาพ” ลองใช้โดยเลือกจาก ภูมิภาค > รูปร่าง > การฉายภาพ จากนั้นคลิกและลากผ่านแหล่งที่มาที่สว่าง หน้าต่างใหม่จะเปิดขึ้นเพื่อแสดงโปรไฟล์ความสว่างของรูปภาพตามเส้นที่คุณวาด สิ่งนี้ประเมินค่าไม่ได้สำหรับการดูฟังก์ชันการกระจายจุดของดาวฤกษ์ โปรไฟล์ของดาราจักร หรือสเปกตรัมของแสงที่กระจัดกระจายซึ่งบันทึกไว้ในชิป CCD


สายการปล่อยและการดูดซึม

ผู้คนทราบกันมานานแล้วว่าดวงดาวอยู่ไกลออกไปในศตวรรษที่ 19 ในที่สุดนักดาราศาสตร์ก็วัดระยะทางไปยังดาวฤกษ์ใกล้เคียงสองสามดวงด้วยความแม่นยำที่สมเหตุสมผล ผลลัพธ์มีขนาดใหญ่มาก หลายพันล้านไมล์ ซึ่งคนส่วนใหญ่คิดว่าเราไม่สามารถไปเยี่ยมพวกเขาหรือเรียนรู้อะไรมากมายเกี่ยวกับพวกเขาได้ อย่างไรก็ตาม เราไม่สามารถไปยังดาวดวงหนึ่ง คว้าตัวอย่าง และนำมันกลับมายังโลกได้ สิ่งที่เราทำได้คือดูแสงจากดาว อันที่จริง นักปรัชญาและนักวิทยาศาสตร์ที่มีชื่อเสียงอย่างน้อยหนึ่งคนได้บันทึกไว้ว่าเราไม่สามารถคิดออกว่าองค์ประกอบของพวกเขาคืออะไร

(Comte หมายถึงดาวเคราะห์ในใบเสนอราคาข้างต้น เขาเชื่อว่าเราสามารถเรียนรู้เกี่ยวกับดวงดาวได้น้อยลง)

แต่กลับกลายเป็นว่า แสงจากดาวฤกษ์เข้ารหัสข้อมูลมากมายเกี่ยวกับสถานะทางกายภาพของชั้นบรรยากาศภายนอก แสงถูกผลิตขึ้นในบริเวณด้านในของดาวฤกษ์และเคลื่อนออกไปสู่ ​​"พื้นผิว" ซึ่งจริงๆ แล้วเป็นส่วนหนึ่งของชั้นบรรยากาศก๊าซที่เรียกว่าโฟโตสเฟียร์ โฟตอนที่ผลิตในโฟโตสเฟียร์มีโอกาสที่ดีที่จะหลบหนีออกไปสู่อวกาศและในที่สุดก็มาถึงเรา เมื่อโฟตอนบินผ่านชั้นบรรยากาศดาวฤกษ์ชั้นนอกสุด พวกมันอาจถูกอะตอมหรือไอออนดูดกลืนในชั้นบรรยากาศชั้นนอกเหล่านั้น เส้นดูดกลืนที่เกิดจากชั้นนอกสุดของดาวเหล่านี้บอกเราได้มากมายเกี่ยวกับองค์ประกอบทางเคมี อุณหภูมิ และคุณสมบัติอื่นๆ ของดาวฤกษ์

วันนี้ เราจะมาดูกระบวนการที่สร้างเส้นการปล่อยและการดูดซับ เราจะทำการวิเคราะห์เล็กน้อยด้วย แต่ปล่อยให้ส่วนใหญ่สำหรับวันหลัง

สเปกตรัมของเส้นการปล่อยก๊าซ

เมฆก๊าซความหนาแน่นต่ำที่ลอยอยู่ในอวกาศจะปล่อยออกมา สายการปล่อย หากพวกเขาตื่นเต้นด้วยพลังงานจากดาวฤกษ์ใกล้เคียง ตัวอย่างเช่น เนบิวลาดาวเคราะห์คือเศษของดาวฤกษ์ที่ค่อยๆ ดันเปลือกนอกของพวกมันออกสู่อวกาศ บางคนสวยมาก:


ดูภาพดาราศาสตร์ประจำวันที่ 31 ต.ค. 2542


ดูภาพดาราศาสตร์ประจำวันที่ 21 มีนาคม 2542

ดาวฤกษ์ที่อยู่ตรงกลางที่ร้อนระอุซึ่งยังคงฉายรังสีเปลือกก๊าซเล็กๆ เหล่านี้ด้วยโฟตอนอัลตราไวโอเลตพลังงานสูง ซึ่งกระตุ้นอะตอมในก๊าซและทำให้มันเรืองแสง สเปกตรัมของเนบิวลาดาวเคราะห์เผยให้เห็นแทบไม่มีอะไรเลยนอกจากเส้นการแผ่รังสีที่แคบและแข็งแกร่งมาก:


จำไว้ว่า 10 อังสตรอม = 1 นาโนเมตร ดังนั้น 4000 อังสตรอม = 400 นาโนเมตร = แสงสีน้ำเงิน

ฉันหมายถึงอะไรโดยวลี กระตุ้นอะตอมในแก๊ส? แล้วมันเกี่ยวอะไรกับเส้นการปล่อยไอเสียที่แคบเหล่านี้? เรามาดูอะตอมแต่ละอะตอมในก๊าซรอบๆ เนบิวลาดาวเคราะห์กัน

ระดับพลังงานปรมาณูและการเปลี่ยนแปลง

อะตอมแต่ละตัวประกอบด้วยนิวเคลียสของประจุบวกที่ล้อมรอบด้วยอนุภาคลบหนึ่งตัวหรือมากกว่าที่เรียกว่าอิเล็กตรอน ในการประมาณคร่าวๆ อิเล็กตรอนจะหมุนรอบนิวเคลียส ค่อนข้างเหมือนกับดาวเคราะห์ที่โคจรรอบดวงอาทิตย์

  1. อนุญาตเฉพาะวงโคจรของรัศมีที่แน่นอนเท่านั้น
  2. แต่ละวงโคจรมีพลังงานศักย์ต่างกัน: วงโคจรขนาดเล็กมีพลังงานศักย์ต่ำ วงโคจรขนาดใหญ่มีพลังงานศักย์สูง
  3. อิเล็กตรอนอาจกระโดดไปมาระหว่างสองวงโคจรใดๆ แต่ทำในทันที
    • เพื่อให้อิเล็กตรอนกระโดดขึ้นไปในวงโคจรที่ใหญ่กว่า บางสิ่งจะต้องให้พลังงานในปริมาณที่เหมาะสมกับอะตอม
    • เพื่อให้อิเล็กตรอนกระโดดลงสู่วงโคจรที่เล็กกว่า อะตอมจะต้องกำจัดพลังงานในปริมาณที่เหมาะสม right

ตัวอย่างเช่น อะตอมหนึ่งอาจมีวงโคจรที่มีระดับพลังงานดังนี้:

ในกรณีนี้ ความต่างของพลังงานระหว่างวงโคจรที่สองและวงโคจรที่หนึ่งคือ &เดลต้า E = 6 - 1 = 5 หน่วย เราจะพูดถึงรายละเอียดของหน่วยงานในอีกสักครู่ ทีนี้ ถ้าโฟตอนของ 5 ยูนิต ของพลังงานที่วิ่งเข้าไปในอะตอมนี้ อะตอมอาจถูกดูดกลืน กระตุ้นอิเล็กตรอนจากวงโคจรที่หนึ่งไปยังวงโคจรที่สอง

สังเกตว่าโฟตอนหายไป

เมื่อคุณตื่นเต้นกับอะตอมแล้ว สิ่งที่คุณต้องทำคือรอสักครู่ ในที่สุดอะตอมจะกระโดดกลับลงมาสู่สถานะพลังงานที่ต่ำลง ปล่อยโฟตอนออกมาเอง

พลังงานของโฟตอนที่ปล่อยออกมานี้เท่ากับความแตกต่างในระดับพลังงานปรมาณูระหว่างสถานะเริ่มต้นและสถานะสุดท้าย ในตัวอย่างนี้ โฟตอนที่ปล่อยออกมาจะมีพลังงาน 5 หน่วย

เนื่องจากอะตอมแต่ละประเภทมีชุดระดับพลังงานที่แตกต่างกันออกไป อะตอมแต่ละประเภทจะเปล่งแสงด้วยชุดพลังงานที่แตกต่างกัน และด้วยความสัมพันธ์ระหว่างพลังงาน อี ของโฟตอนและความยาวคลื่นของมัน &แลมบ์ดา (หรือความถี่ &nu)

นั่นหมายความว่าอะตอมแต่ละประเภทจะสร้างชุดของเส้นการปล่อยแสงที่ความยาวคลื่นเฉพาะของมันเอง

ตัวอย่าง: สเปกตรัมของไฮโดรเจน

ตัวอย่างเช่น ให้พิจารณาไฮโดรเจนซึ่งเป็นองค์ประกอบที่ง่ายที่สุด (และพบได้บ่อยที่สุด) ในจักรวาล ประกอบด้วยโปรตอนตัวเดียวในนิวเคลียสซึ่งมีอิเล็กตรอนตัวเดียวโคจรรอบ

ระดับพลังงานของอะตอมไฮโดรเจนเป็นไปตามรูปแบบปกติ พลังแห่งระดับ กำหนดโดยสูตรง่ายๆ:

บางครั้งก็ช่วยให้เห็นภาพระดับพลังงาน

เราวางระดับ "สถานะพื้นดิน" n=1ที่ด้านล่างของไดอะแกรม ที่ด้านบนเราใส่ระดับที่อะตอมจะเป็น แตกตัวเป็นไอออน: ถ้ามันได้รับพลังงานมากขนาดนี้ อิเล็กตรอนจะบินไปในอวกาศอย่างไม่มีวันกลับ

เราสามารถวาดภาพทรานซิชันของอะตอมแบบกราฟิกได้โดยการวาดลูกบอลเล็กๆ บนไดอะแกรมเพื่อแสดงพลังงานของอะตอม หากอะตอมลดลงจากระดับสูงลงสู่ระดับล่าง มันจะปล่อยโฟตอนออกมา พลังงานของโฟตอนเท่ากับความแตกต่างระหว่างระดับพลังงานเริ่มต้นและขั้นสุดท้าย

ดังที่ได้กล่าวไว้ก่อนหน้านี้ พลังงานของโฟตอนเป็นตัวกำหนดความยาวคลื่นของมัน คุณสามารถแปลงจากที่อื่นผ่านสูตร

ที่ไหน ห่า เป็นค่าคงที่ของพลังค์และ คือความเร็วแสง การรวมกัน ห่า ครั้ง มีค่าสะดวก 1240 eV*nm ดังนั้น

การเปลี่ยนแปลงที่อะตอมไฮโดรเจนลดลงในพลังงานถึงระดับที่สองเรียกว่า ยาหม่อง การเปลี่ยนแปลงหลังจากนักวิทยาศาสตร์คนแรกที่วัดคุณสมบัติของพวกเขาอย่างระมัดระวัง เนื่องจากเกิดขึ้นในส่วนที่มองเห็นได้ของสเปกตรัม และเกี่ยวข้องกับองค์ประกอบที่พบบ่อยที่สุดในจักรวาล พวกมันจึงเป็นหนึ่งในเครื่องมือที่ทรงพลังที่สุดของนักดาราศาสตร์ หากคุณดูสเปกตรัมของเนบิวลาดาวเคราะห์อีกครั้ง คุณจะเห็นเส้น Balmer หลายเส้น:


จำไว้ว่า 10 อังสตรอม = 1 นาโนเมตร ดังนั้น 4000 อังสตรอม = 400 นาโนเมตร = แสงสีน้ำเงิน

อะตอมอื่นมีสเปกตรัมที่ซับซ้อนกว่าไฮโดรเจน ไม่มีสูตรง่ายๆ ที่อธิบายระดับพลังงานของพวกมัน โชคดีที่นักวิทยาศาสตร์หลายคนใช้เวลาหลายปีในการวัดความยาวคลื่นของแสงที่ปล่อยออกมาและดูดซับโดยอะตอม (และไอออน และโมเลกุล) แทบทุกชนิดที่คุณสามารถจินตนาการได้ คุณสามารถค้นหาความยาวคลื่นของวัสดุใดๆ ได้จากการรวบรวมเส้นสเปกตรัมขนาดใหญ่

เส้นการดูดซึม

สเปกตรัมที่มีความละเอียดสูงของดวงอาทิตย์แสดงให้เห็นเส้นดูดกลืนความมืดจำนวนมาก:

เส้นดูดกลืนมีพื้นฐานอยู่บนหลักการทางกายภาพเดียวกันกับเส้นปล่อย: เกี่ยวข้องกับอะตอมที่กระโดดจากระดับพลังงานหนึ่งไปยังอีกระดับหนึ่ง อย่างไรก็ตาม ในกรณีนี้ การกระโดดจะต้องขึ้นจากระดับต่ำไปที่สูงขึ้น

ตัวอย่างเช่น ถ้าโฟตอนที่มีความยาวคลื่น 121 นาโนเมตร บินผ่านอะตอมไฮโดรเจนในสถานะพื้น

อะตอมของไฮโดรเจนจะดูดซับโฟตอนและกระโดดขึ้นไปที่ n=2 ระดับ

นั่นก็หมายความว่าถ้าเราดูที่แหล่งกำเนิดรังสีต่อเนื่อง

ผ่านเมฆก๊าซไฮโดรเจน เราจะเห็นเส้นดูดกลืนความมืดที่ 121 นาโนเมตร

เราเห็นเส้นดูดกลืนในสเปกตรัมของดาวฤกษ์ธรรมดาอย่างดวงอาทิตย์ เนื่องจากชั้นบรรยากาศบางๆ ของบรรยากาศดาวฤกษ์ที่เรียกว่าโฟโตสเฟียร์ จะดูดซับแสงบางส่วนอย่างต่อเนื่องซึ่งมาจากภายในที่ร้อนและหนาแน่น

เงื่อนไขที่จำเป็นในการผลิตเส้นสเปกตรัม

เส้นการปล่อยและการดูดซับสามารถบอกเราได้มากมายเกี่ยวกับแหล่งกำเนิดท้องฟ้าที่อยู่ห่างไกล แต่เกิดขึ้นภายใต้เงื่อนไขบางประการเท่านั้น

  • มีอะตอมของธาตุอยู่
  • อะตอมอยู่ในก๊าซความหนาแน่นต่ำ
  • อะตอมถูกกระตุ้นในระดับพลังงานสูงโดยเฉพาะอย่างยิ่งจากแหล่งภายนอก
  • มีอะตอมของธาตุอยู่
  • อะตอมอยู่ในก๊าซความหนาแน่นต่ำ
  • อะตอมใช้เวลาส่วนใหญ่ในระดับพลังงานต่ำโดยเฉพาะ
  • ก๊าซอยู่ระหว่างเรากับแหล่งกำเนิดแสงต่อเนื่อง (ของความยาวคลื่นทั้งหมด)

ด้านล่างนี้คือชุดสเปกตรัมของดาวจริงสามดวงที่แตกต่างกันและดาวจำลองตามทฤษฎีหนึ่งดวง ดาวทั้งสามดวงมีอุณหภูมิใกล้เคียงกันในโฟโตสเฟียร์ ดังนั้นความแตกต่างในเส้นดูดกลืนของธาตุใดธาตุหนึ่งจึงบ่งบอกถึงความแตกต่างในความอุดมสมบูรณ์ของธาตุนั้น


ได้รับความอนุเคราะห์จากหอดูดาวทางใต้ของยุโรป

ในทางกลับกัน ถ้าคุณไม่ระวัง การวิเคราะห์สเปกตรัมอาจทำให้คุณหลงทาง มาเปรียบเทียบสเปกตรัมของดวงอาทิตย์ของเรากับสเปกตรัมของดาวสว่างเวก้า


ได้รับความอนุเคราะห์จาก Michael Lemke และ Simon Jeffrey

นี่คือสเปกตรัมที่แสดงเป็นกราฟ แทนที่จะเป็นรูปภาพ คุณสามารถเห็นเส้นดูดกลืนไฮโดรเจนของ Balmer ในสเปกตรัมของเวก้าได้ชัดเจนมาก

คำตอบไม่ชัดเจน ในช่วงต้นทศวรรษ 1900 นักดาราศาสตร์ไม่เข้าใจเรื่องนี้ และพวกเขาคิดว่าธาตุเหล็กเป็นองค์ประกอบที่พบได้บ่อยที่สุดในชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์ ในขณะที่ไฮโดรเจนเป็นองค์ประกอบเล็กน้อย คนที่ไขปริศนานี้และค้นพบองค์ประกอบที่แท้จริงของดวงดาวคือหญิงสาวชื่อเซซิเลีย เพย์น

การบ้านสำหรับคลาสพรุ่งนี้

  1. พิมพ์สำเนาสเปกตรัมของเนบิวลาดาวเคราะห์ PN G000.2+06.1 ซึ่งแสดงไว้ที่ด้านบนสุดของการบรรยายนี้ บนสำเนาที่พิมพ์
    • ระบุและทำเครื่องหมายเส้นการปล่อยซึ่งเกิดจากการเปลี่ยนสถานะ Balmer ของอะตอมไฮโดรเจนที่คุณควรจะสามารถหาได้อย่างน้อย 3 หรือ 4
    • สำหรับแต่ละบรรทัดเหล่านี้ ให้จดระดับพลังงานเริ่มต้นและระดับพลังงานสุดท้ายที่เกี่ยวข้องกับการเปลี่ยนแปลง (เช่น สำหรับเส้นที่ 656 นาโนเมตร คุณจะต้องเขียนว่า "initial n=3, final n=2")

  • ประมาณการอุณหภูมิของดาวดวงนี้
  • อะตอมโซเดียมมีระดับพลังงานดังต่อไปนี้: (ประมาณ -- ฉันได้กำหนดตัวเลขใหม่บางส่วนแล้ว)

  • กำลังมองหาที่มาของเส้นสเปกตรัมบางอย่างอยู่หรือเปล่า? ตรวจสอบหน้า Spectra ของการปล่อยก๊าซ
  • คุณอาจเล่นกับ MiniSpectroscopy Java Applet
  • สเปกตรัมของเนบิวลาดาวเคราะห์ที่แสดงด้านบนนี้มาจากบทความของ Mantiega et al., AJ 127, 3437 (2004)

ลิขสิทธิ์ &คัดลอก Michael Richmond งานนี้ได้รับอนุญาตภายใต้ Creative Commons License


แอปพลิเคชั่น

ตามอายุ

  • ก่อนวัยเรียน
  • โรงเรียน
  • มหาวิทยาลัย

ตามหัวเรื่อง

  • ภาษา
  • คณิตศาสตร์
  • เบ็ดเตล็ด
  • วิทยาศาสตร์

แอปพลิเคชันทั้งหมด

  • อาร์ติคูเลต
  • Blinken
  • ต้นเสียง
  • GCompris
  • คัลเกบรา
  • คาลเซียม
  • คานาแกรม
  • KBruch
  • KGeography
  • คังมาน
  • Kig
  • ลูกแมว
  • KLettres
  • KmPlot
  • KStars
  • KTouch
  • KTurtle
  • KWordQuiz
  • LabPlot
  • หินอ่อน
  • มินูเอ็ท
  • คู่
  • พาร์ลีย์
  • Rocs
  • ขั้นตอน

อภิธานศัพท์

ยักษ์: ดาวฤกษ์ที่มีขนาดเกินจริงพร้อมโฟโตสเฟียร์ขนาดใหญ่ที่ขยายออก

การเคลื่อนไหวที่เหมาะสม: การเปลี่ยนแปลงเชิงมุมต่อปีในทิศทางของดาวเมื่อมองจากดวงอาทิตย์

ความเร็วรัศมี: การเคลื่อนที่เข้าหาหรือออกจากผู้สังเกต ส่วนประกอบของความเร็วสัมพัทธ์ที่อยู่ในแนวสายตา

ความเร็วอวกาศ: ความเร็วและทิศทางทั้งหมด (สามมิติ) ที่วัตถุเคลื่อนที่ผ่านอวกาศที่สัมพันธ์กับดวงอาทิตย์


องค์ประกอบของระบบสุริยะ

Located at the centre of the solar system and influencing the motion of all the other bodies through its gravitational force is the Sun, which in itself contains more than 99 percent of the mass of the system. The planets, in order of their distance outward from the Sun, are Mercury, Venus, Earth, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, and Neptune. Four planets—Jupiter through Neptune—have ring systems, and all but Mercury and Venus have one or more moons. Pluto had been officially listed among the planets since it was discovered in 1930 orbiting beyond Neptune, but in 1992 an icy object was discovered still farther from the Sun than Pluto. Many other such discoveries followed, including an object named Eris that appears to be at least as large as Pluto. It became apparent that Pluto was simply one of the larger members of this new group of objects, collectively known as the Kuiper belt. Accordingly, in August 2006 the International Astronomical Union (IAU), the organization charged by the scientific community with classifying astronomical objects, voted to revoke Pluto’s planetary status and place it under a new classification called dwarf planet. For a discussion of that action and of the definition of planet approved by the IAU, ดู planet.

Any natural solar system object other than the Sun, a planet, a dwarf planet, or a moon is called a small body these include asteroids, meteoroids, and comets. Most of the several hundred thousand asteroids, or minor planets, orbit between Mars and Jupiter in a nearly flat ring called the asteroid belt. The myriad fragments of asteroids and other small pieces of solid matter (smaller than a few tens of metres across) that populate interplanetary space are often termed meteoroids to distinguish them from the larger asteroidal bodies.

The solar system’s several billion comets are found mainly in two distinct reservoirs. The more-distant one, called the Oort cloud, is a spherical shell surrounding the solar system at a distance of approximately 50,000 astronomical units (AU)—more than 1,000 times the distance of Pluto’s orbit. The other reservoir, the Kuiper belt, is a thick disk-shaped zone whose main concentration extends 30–50 AU from the Sun, beyond the orbit of Neptune but including a portion of the orbit of Pluto. (One astronomical unit is the average distance from Earth to the Sun—about 150 million km [93 million miles].) Just as asteroids can be regarded as rocky debris left over from the formation of the inner planets, Pluto, its moon Charon, Eris, and the myriad other Kuiper belt objects can be seen as surviving representatives of the icy bodies that accreted to form the cores of Neptune and Uranus. As such, Pluto and Charon may also be considered to be very large comet nuclei. The Centaur objects, a population of comet nuclei having diameters as large as 200 km (125 miles), orbit the Sun between Jupiter and Neptune, probably having been gravitationally perturbed inward from the Kuiper belt. The interplanetary medium—an exceedingly tenuous plasma (ionized gas) laced with concentrations of dust particles—extends outward from the Sun to about 123 AU.


This paper makes use of the following ALMA data: ADS/JAO.ALMA2011.0.00059.

Extended Data Figure 1 ALMA CO J = 6–5 velocity channel map.

For each spectroscopic channel, the velocity is given at top left. , Full map , inner zoom. The beam size is 0.29″ × 0.25″ at PA 68°. The level step is 100 mJy per beam or 3.51 K corresponding to 3.4σ.

Extended Data Figure 2 IRAM CO J = 2–1 velocity channel map.

For each spectroscopic channel, the velocity is given at top left. , Full map , inner zoom. The beam size is 0.68″ × 0.31″ at PA 21°. The level step is 50 mJy per beam or 5.48 K corresponding to 3.85σ.

Extended Data Figure 3 Montage of the CO J = 6–5 data.

False colours and black contours show the integrated area. The velocity gradient is given in thick contours: blue (gas approaching), black (systemic velocity) and red (gas receding). Stars show the location of Aa (south) and Ab (north). The two large ellipses show the ring edges. The three spectra sets (y axis, intensity in units of Jy per beam x axis, velocity in units of km s −1 ) show the velocity gradient along the northern/southern CO J = 6–5 clump, respectively (dominated by rotation). On spectra, the red line is the systemic velocity (6.4 km s −1 ). From east to west, the black contours correspond to velocity contours of 6.0, 6.4 and 6.8 km s −1 . The systemic velocity contour passes between the two stars (barycentre). The single spectrum corresponds to the location of the hotspot.

Extended Data Figure 4 Dust ring best model.

, ALMA continuum data at 0.45 mm (emission from Aa circumstellar disk has been removed). , Best model at 0.45 mm, same contour levels. , Difference between the observations and the best model, contour levels correspond to 2σ. d, อี, , As , , but for the IRAM continuum data at 1.3 mm.


ดูวิดีโอ: Stefan Babic i Nikola Ajdinovic - Splet pesama - live - ZG 2 krug 1516 -. EM 26 (กุมภาพันธ์ 2023).