Co je to standardní svíčka?

Už jste slyšeli o standardních svíčkách? Pokud jste v astrologii noví a máte druhé odhady o tom, co je standardní svíčka, jsme tu, abychom vám pomohli. Takže, sbalte si stany a nechte nás definovat standardní svíčku, co je tedy standardní svíčka?

Standardní svíčka je druh astronomických objektů, jako je supernova nebo proměnná hvězda. Má známou jasnost díky nějaké vlastnosti sdílené celou třídou událostí. Výsledkem je, že pokud je detekován extrémně vzdálený objekt, je známa absolutní velikost M (svítivost) tohoto předmětu.

V roce 1800 byla fráze odvozena od „standardních svíček“ v oblasti osvětlovací techniky. Pokud je známa svítivost předmětu, lze jeho zdánlivou jasnost použít k určení jeho vzdálenosti. Aby byl užitečný, musí být dostatečně jasný, aby byl vidět na velkou vzdálenost.

Typy standardních svíček

Nyní, když víte, co je standardní svíčka, pojďme nyní diskutovat o jejích typech. Existují různé druhy standardních svíčkových objektů, jejichž jas lze předpovědět z jiného měření. Dva typy standardních svíček jsou proměnné cefeid a supernovy typu Ia. Mezi další patří proměnné RR Lyrae a vztah Tully-Fisher.

Proměnné cefeid

Proměnné cefeid jsou druhem hvězdy, jejíž jas se mění v pravidelném cyklu. Henrietta Leavitt v roce 1908 pozorovala, že trvání variability silně souvisí s intenzitou hvězdy. Takže pokud načasujete fluktuaci cefeidy, můžete předvídat její jas.

A pokud víte, jak brilantně vypadá ze Země a její jasnost, můžete určit její vzdálenost. Cefeidy se používají k výpočtu vzdálenosti mezi galaxiemi na přibližně 30 000 000 parseků nebo 30 Mpc. Edwin Hubble použil cefeidy k výpočtu vzdáleností mezi „mlhovinami“ (galaxiemi), aby vytvořil Hubbleův zákon.

Proměnné hvězdy jsou jednoduše hvězdy, které mají změny ve své jasnosti alias. absolutní svítivost. Je to typ proměnné hvězdy, která je horká a hmotná a má pět až dvacetkrát větší hmotnost než naše Slunce. Je známý pro svou tendenci radiálně pulzovat a měnit jak průměr, tak teplotu.

Kromě toho jsou pulzace úměrné absolutní jasnosti a vyskytují se v přesně definovaných a předvídatelných časových intervalech. Když se vynese jako vztah mezi velikostí a periodou, křivka jasu Cephiad má vzhled „žraločí ploutve“ s rychlým vrcholem a vrcholem, po kterém následuje stabilnější pokles.

Název je převzat z Delta Cephei. Je to první proměnná hvězda objevená v souhvězdí Cepheus. Spektra této hvězdy odhalují, že CV kolísají v teplotě a průměru během periody pulsací.

Supernovy typu 1A

Masivní hvězdy explodují ke konci svého života a výsledkem jsou supernovy. V binárním systému bílý trpaslík odčerpává hmotu z červeného trpaslíka, dokud není červený trpaslík příliš velký na to, aby se udržel proti gravitaci. Jádro se poté zhroutí, což způsobí jadernou řetězovou reakci a oslnivý výbuch.

Protože kolaps nastává vždy při stejné hmotnosti, svítivost exploze je vždy stejná. Z této známé svítivosti můžeme odhadnout vzdálenost. Supernovy jsou velmi jasné – často tak jasné jako všechny hvězdy v celé galaxii dohromady.

Protože jsou tak jasné, můžeme je vidět na velmi velké vzdálenosti, až kolem 10 000 000 000 parseků. Nevýhodou supernov jako standardních svíček je, že se nepovalují. Musíte je zaznamenat, když zhasnou, nebo krátce poté.

Proměnné RR Lyrae

RR Lyry jsou proměnné hvězdy s horizontálními větvemi. Jeho cykly se pohybují od několika hodin do dvou dnů a jeho optická jasnost se pohybuje od 0,3 do 2 magnitud. Jsou umístěny na pásu nestability Hertzsprung-Russellova diagramu.

Podléhají nestabilitě, která způsobuje, že se jejich velikost pravidelně mění. Tato změna velikosti ovlivňuje teplotu hvězdy. To pak kolísá.

RR Lyrae jsou hvězdy s nízkou metalicitou (populace II), které začínají svou existenci s hmotností a velikostí našeho Slunce. Během fáze rudého obra se vyvíjejí do hvězd RR Lyrae. Pozdní ve vývoji hvězdy, a tak mají průměrné stáří zhruba 10 miliard let.

V důsledku toho se běžně vyskytují v kulových hvězdokupách, stejně jako ve výduti a halo Mléčné dráhy. Další charakteristikou hvězd RR Lyrae je, že mají vztah mezi periodou a svítivostí podobný proměnným hvězdám cefeid. Ačkoli mohou být použity jako standardní svíčky pro měření vzdáleností, jsou mnohem slabší než cefeidy.

Vztah Tully-Fisher

Spojení Tully-Fisher je vztah, který existuje mezi jasem spirálních galaxií a rychlostí, jakou rotují. Teorie říká, že čím větší je galaxie, tím rychleji rotuje. To znamená, že pokud znáte rychlost rotace spirální galaxie, můžete vypočítat její vnitřní jasnost pomocí vztahu Tully-Fisher.

Vzdálenost galaxie můžete změřit porovnáním její vlastní jasnosti s její zdánlivou velikostí. Co vidíte – protože čím dále je galaxie, tím tmavší „se zdá“. Může být použit k výpočtu vzdálenosti mezi každou galaxií v kupě galaxií, když je možné vidět desítky galaxií.

Závěr o tom, co je standardní svíčka

Pokud chcete vědět, co je standardní svíčka, je třeba zvážit spoustu věcí. Existují dva obecné přístupy pro výpočet galaktických vzdáleností, jedním z nich je standardní svíčka. Dobře definovaný druh hvězdy se používá jako referenční standard, protože jeho jasnost byla přesně vypočtena.

Vyžaduje to pozorování takových hvězd, které jsou dostatečně blízko Zemi. Že lze správně určit jejich vzdálenosti a svítivost. Je známá jako „standardní svíčka“, je to něco, na co byste měli myslet, když se ve svém stanu díváte na hvězdy.