Hitung Jarak Ke Bintang

Saya hanya menonton kuliah dari Carl Sagan. Dia berbicara tentang mencari tahu jarak ke bintang-bintang; itu membuat saya tertarik untuk mempelajari lebih lanjut tentang subjek ini.

Sejauh yang saya tahu, hukum kuadrat terbalik dan paralaks dapat digunakan. Adakah yang bisa memperluas ini? Khususnya berkaitan dengan apa yang bisa saya lakukan untuk mengukur jarak dari Bumi ke Proxima Centauri.

star distances FunctionR
sumber

Agar Anda dapat menggunakan hukum kuadrat terbalik, Anda harus mengetahui jarak terlebih dahulu (kecuali jika Anda menggunakan apa yang dikenal sebagai lilin standar).

astromax

Untuk Proxima Centauri, gunakan saja paralaks. Catat posisi Proxima Centauri (terhadap bintang "tetap" lebih jauh darinya) terpisah 6 bulan, dan gunakan jarak sudut dan diameter orbit Bumi (sekitar 186 juta mil) untuk menemukan jarak.

barrycarter

Seperti yang telah saya uraikan dalam komentar di bawah ini, jawaban yang diterima di sini hampir tidak relevan dengan teknik standar penentuan jarak ke bintang dalam astronomi. Sebaliknya, info yang relevan dapat ditemukan, misalnya dalam referensi ini: en.wikipedia.org/wiki/Spectroscopic_parallax

Alexey Bobrick

@barrycarter Hampir sesederhana itu, tetapi tidak cukup - lihat di bawah.

Rob Jeffries

Jawaban:

Jawaban yang saat ini diterima tidak relevan untuk menemukan jarak ke bintang seperti Proxima Centauri.

Begini cara kerja paralaks. Anda mengukur posisi bintang di bidang bintang yang (mungkin) jauh lebih jauh. Anda melakukan ini dua kali, dipisahkan oleh 6 bulan. Anda kemudian menghitung sudut bahwa bintang telah bergerak melawan bintang latar belakangnya. Sudut ini membentuk bagian dari segitiga besar, dengan basis yang sama dengan diameter orbit Bumi di sekitar Matahari. Trigonometri kemudian memberi tahu Anda berapa jaraknya sebagai kelipatan dari jarak dari Bumi ke Matahari. [Dalam praktiknya Anda melakukan banyak pengukuran dengan pemisahan waktu dan menggabungkan semuanya.]

"Parallax angle" sebenarnya setengah dari perpindahan sudut ini, dan sebuah bintang dikatakan berjarak 1 parsec jika sudut parallax adalah 1 detik dari busur. Jadi 1 pc adalah 1 AU / m. Semakin besar paralaks, semakin dekat bintang. $\tan (\theta) = 3.08\times10^{16}$

Satelit Gaia saat ini memetakan seluruh langit dan akan memperkirakan paralaks kecil dengan presisi hingga detik busur (tergantung pada kecerahan target) untuk sekitar satu miliar bintang. $10^{-5}$ $10^{-4}$

Parallax - sebagaimana diilustrasikan di http://www.bbc.co.uk/schools/gcsebitesize/science/21c/earth_universe/earth_stars_galaxiesrev4.shtml

Parallax, diambil dari BBC "bitesize website"

Sekarang dalam kenyataannya, ini sedikit lebih sulit dari ini karena bintang-bintang juga memiliki "gerakan yang tepat" di langit karena gerakan mereka di Galaksi kita relatif terhadap Matahari. Ini berarti Anda harus melakukan lebih dari dua pengukuran untuk memisahkan komponen gerak di langit ini. Dalam kasus Proxima Centauri gerakan melawan bintang latar belakang karena gerakan yang tepat lebih besar dari paralaks. Tetapi kedua komponen tersebut dapat dengan jelas dilihat dan dipisahkan (lihat di bawah). Ini adalah (setengah) amplitudo dari gerakan melengkung pada gambar di bawah ini yang sesuai dengan paralaks. Gerakan yang tepat hanyalah tren linier konstan sehubungan dengan bintang latar belakang.

Gambar HST dari jalur Proxima Centauri dengan bintang latar belakang. Kurva hijau menunjukkan jalur bintang yang diukur dan diprediksi terhadap bidang latar belakang selama beberapa tahun ke depan.

Gambar HST dari Proxima Centauri

Pengukuran paralaks paling baik digunakan untuk bintang terdekat, karena sudut paralaks lebih besar. Untuk bintang yang lebih jauh atau yang tidak memiliki pengukuran paralaks, ada banyak teknik. Untuk bintang-bintang yang terisolasi, yang paling umum adalah upaya untuk menentukan jenis bintang itu, baik dari warna (s) atau lebih disukai dari spektrum yang dapat mengungkapkan suhu dan gravitasinya. Dari sini kita dapat memperkirakan apa luminositas absolut objek itu dan kemudian dari kecerahan yang diamati seseorang dapat menghitung jarak. Ini dikenal sebagai paralaks fotometrik atau paralaks spektroskopi .

Rob Jeffries
sumber

Salah satu cara untuk menemukan jarak ke kumpulan bintang adalah dengan berharap mendapatkan RRLyrae dalam kumpulan itu. Karena RRLyrae adalah lilin standar , Anda dapat menggunakan hukum kuadrat terbalik untuk mengekstrak jarak.

rrlyraePeriod

astromax
sumber

Apa yang Anda lakukan jika tidak ada RRLyrae?

FunctionR

Apa yang Anda lakukan ketika Anda tidak memiliki RRLyrae dan Anda berada di luar jarak paralaks yang dapat digunakan? Harapan untuk beberapa jenis bintang variabel atau supernova lainnya untuk digunakan sebagai lilin standar, saya katakan. Di luar itu saya tidak sepenuhnya yakin. Apa pun yang terlalu lokal tidak akan berkembang dengan alam semesta dengan cara yang cukup dapat diprediksi untuk menghubungkan pergeseran merahnya dengan jarak. Sayangnya, semua bintang yang kita lihat adalah lokal (di galaksi Bima Sakti kita; kecuali supernova).

astromax

Hmm - tidak yakin mengapa jawaban yang benar tidak dipilih. Anda bisa saja mengatakan bahwa ada teknik yang lebih umum. Apa yang lebih baik adalah dengan memberikan jawaban Anda sendiri.

astromax

@astromax, maaf telah membatalkan jawaban Anda, maksud saya tidak buruk. Namun, saya menekankan hal itu, itu bukan jawaban yang benar untuk pertanyaan itu, dan hampir tidak relevan. Teknik standar seperti yang saya jelaskan sebelumnya, dan paralaks datang sebagai metode kedua yang paling umum. Apa yang Anda bicarakan di sini lebih cocok untuk menentukan jarak ke galaksi dan gugusan bintang.

Alexey Bobrick

Saya pribadi menyimpan downvoting untuk jawaban yang salah - bukan jawaban yang relevan yang tidak lengkap atau belum tentu jawaban terbaik.

astromax

Untuk objek dekat, metode parallax bekerja dengan sempurna. Meskipun untuk jarak yang lebih tinggi, lilin Standar, seperti yang disebutkan sebelumnya, digunakan. Kecerahan RR Lyrae, Supernova tipe Ia, dapat dihitung, oleh karena itu, dengan jumlah cahaya yang kita dapatkan dari objek-objek ini, kita dapat memperkirakan jarak. Untuk objek yang lebih jauh, metode pergeseran merah digunakan untuk menghitung jarak, di mana transisi garis tertentu dengan frekuensi tertentu (misalnya emisi besi) diukur, dan pergeseran frekuensi, disebabkan oleh ekspansi alam semesta (sebuah fenomena yang dijelaskan secara matematis) memberi kita petunjuk untuk jarak objek.

tamu
sumber