Astronomi

Bagaimana kita mengukur jisim bintang?

Bagaimana kita mengukur jisim bintang?


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.

Saya baru-baru ini menjumpai buku pengantar kosmologi oleh j.v. Narlikar, di mana ia menyebut tentang quark dan bintang lain dan secara tidak sengaja menggunakan jisim matahari sebagai rujukan. Saya ingin tahu bagaimana saya mengukur jisim bintang?

Saya rasa dari kaedah paralaks kita boleh mengira jarak?


Secara umum seseorang hanya dapat mengukur jisim bintang jika mengorbit badan lain atau mengorbit badan lain.

Pada dasarnya, kaedah ini memanfaatkan hukum ketiga Kepler, walaupun teknik yang tepat bergantung pada pengamatan apa yang tersedia, pada skala waktu dan dengan resolusi apa (spektrum dan sudut) yang tersedia.

Teknik lain boleh dikalibrasi menggunakan objek seperti contoh - contohnya terdapat hubungan cahaya-cahaya atau jisim warna yang dikalibrasi dengan baik.


Bagaimana ahli astronomi mengetahui betapa beratnya bintang?

Ahli astronomi tahu bahawa bintang berjisim dari kira-kira sepersepuluh jisim matahari kita & # 8211 hingga kira-kira 100 kali jisim matahari & # 8217s. Tetapi bagaimana mereka tahu?

Ahli astronomi menganggarkan bahawa separuh daripada semua bintang di alam semesta mungkin sistem binari & # 8211 dua bintang mengorbit satu sama lain. Melihat ke alam semesta, ahli astronomi dapat melihat sistem bintang berganda ini. Mereka dapat menganggarkan jisim dua bintang dengan menggunakan apa yang disebut & # 8217s Kepler & # 8217s Law & # 8211 hubungan matematik antara jarak bintang antara satu sama lain & # 8211 dan berapa lama masa yang diperlukan bintang untuk menyelesaikan satu orbit bersama .

Mungkin juga dapat menganggarkan jisim beberapa bintang dengan menentukan warna cahaya yang dipancarkannya. Untuk bintang yang disebut & # 8220 & # 8220 urutan utama & # 8221 & # 8211 bintang seperti matahari kita yang masih kurang lebih di bahagian tengah kehidupan mereka & # 8211 mungkin untuk memerhatikan bintang & # 8217s warna untuk menganggarkan suhunya.

Ahli astronomi kemudian memasang suhu ini & # 8211 dan usia bintang & # 8211 ke dalam model komputer yang menganggarkan jisim bintang & # 8217s. Model ini didasarkan pada cara ahli astronomi berfikir bintang berkembang dari masa ke masa. Dengan kata lain, terdapat hubungan antara seberapa penting bintang dilahirkan dengan & # 8211 dan suhu dan oleh itu warna & # 8211 dan cara penuaan.


Bagaimana kita mengetahui jumlah bintang tunggal?

Gambar rajah Hertzsprung – Russell adalah kunci untuk menentukan jisim setiap bintang. Untuk bintang pada urutan utama, sifatnya pada dasarnya ditentukan oleh jisimnya. Umur dan logam juga merupakan faktor yang saling berkaitan, tetapi jauh lebih penting daripada jisim. Sekiranya anda memberitahu saya jisim bintang pada urutan utama, saya dapat memberitahu anda suhu, cahaya, cahaya, dan lain-lain, sehingga ketepatan yang cukup baik. Ini bermaksud bahawa jika anda dapat mengukur cahaya dan suhu bintang, saya boleh meletakkannya di rajah Hertzsprung – Russell, dan memberitahu anda betapa besarnya itu. Sudah tentu, untuk mengkalibrasi hubungan ini semestinya diperlukan untuk mengukur jisim bintang secara langsung menggunakan bintang dalam sistem binari, seperti yang anda nyatakan.

[Sunting: Saya tidak menyedari bahawa bintang yang anda hubungkan secara khusus adalah Arcturus, yang mana ini tidak berlaku secara langsung.] Untuk raksasa seperti Arcturus, massa sering ditentukan dengan cara yang sedikit lebih rumit. Gambar rajah Hertzsprung – Russell masih memberikan panduan, dalam mengembangkan model evolusi bintang yang dapat menghasilkan corak bintang yang bukan urutan utama yang diperhatikan pada rajah HR. Oleh kerana Arcturus tidak lagi berada di urutan utama, model evolusi bintang ini digunakan untuk mencari jisim yang menghasilkan gabungan suhu, cahaya, dan jejari yang diperhatikan, dari mana suatu jisim dapat disimpulkan.


Ahli astronomi mengukur jisim bintang — berkat tip lama dari Einstein

Menimbang bintang adalah sukar. Sebenarnya, bintang binari adalah satu-satunya saintis yang dapat mengukur secara langsung, kerana orbitnya di sekitar satu sama lain menunjukkan jisimnya. Sekarang, satu pasukan ahli astronomi telah berjaya mengukur jisim bintang terpencil menggunakan teknik yang pertama kali disarankan oleh Albert Einstein pada tahun 1936. Kaedah ini memanfaatkan fakta bahawa jisim besar, seperti bintang, dapat membengkokkan jalan cahaya. Walaupun kesannya kecil, mengukur pesongan dapat mendedahkan jisim bintang yang memancarkan cahaya.

"Ini adalah karya yang sangat elegan yang telah mereka lakukan," kata ahli astronomi Martin Barstow dari University of Leicester di United Kingdom, "dan gema abad relativiti umum yang bagus."

Ahli astronomi telah melihat banyak contoh cahaya lentur graviti, termasuk galaksi yang memutarbelitkan gambar yang lebih jauh lagi, kadang-kadang meregangkannya menjadi lingkaran cincin Einstein. Di galaksi kita sendiri, ketika satu bintang melintas di depan yang lain, para astronom melihat kilauan singkat dari yang lebih jauh ketika bintang yang lebih dekat bertindak sebagai lensa, membengkokkan lebih banyak sinar yang melintas ke Bumi. Kesan ini, yang dikenali sebagai microlensing graviti, telah digunakan untuk mengesan eksoplanet dan mencari bahan gelap, lubang hitam, dan kerdil coklat.

Tetapi Einstein juga meramalkan bahawa jika sumber bintang cahaya dan cahaya lentur tidak sejajar tepat, lenturan akan menyebabkan bintang sumber kelihatan bergerak ketika dilihat dari Bumi. Ukuran peralihan itu memberitahu para saintis mengenai jisim bintang yang membongkok cahaya. Kesannya sangat kecil dan kemungkinan penyelarasan hampir jarang berlaku, Einstein berpendapat ia tidak akan pernah dapat dilakukan.

Tetapi pasukan ahli astronomi dari Amerika Syarikat, Inggeris, dan Kanada memiliki firasat bahawa pandangan tajam dari Teleskop Angkasa Hubble mungkin dapat mengesan pergeseran seperti itu. Mereka bermula dengan mencari bintang-bintang yang mungkin sejajar, dan mendapati bahawa Stein 2051 B - seorang kerdil putih yang hanya 18 tahun cahaya dari Bumi - akan melintas hampir tepat di hadapan bintang lain pada bulan Mac 2014. Ketika itu, pasukan menangkap sedikit perubahan kedudukan bintang latar. Pergeseran itu membolehkan pasukan mengira bahawa jisim Stein 2051 B adalah kira-kira dua pertiga jisim matahari, 0.675 jisim suria, mereka melaporkan hari ini dalam Science.

Tetapi ini lebih daripada sekadar demonstrasi mahir teknik baru. Stein 2051 B adalah suatu teka-teki bagi pakar dalam kerdil putih, sekam yang ditinggalkan ketika bintang telah membakar semua bahan bakarnya. (Nasib ini menanti 97% bintang, termasuk matahari.) Dari pengamatan ukuran, suhu, dan cahaya yang dipancarkannya, para penyelidik telah menganggarkan bahawa Stein 2051 B adalah jenis kerdil putih tertentu yang harus menimbang sekitar 0.67 massa suria. Tetapi, dengan menggunakan kaedah untuk mengukur jisim melalui bintang binari, penyelidik lain telah memasangkannya dengan bintang lain yang berdekatan, Stein 2051 A, dan telah mengira berat hanya 0.5 jisim suria. Pengiraan terbaru meletakkan jisim Stein 2051 B tepat di mana seharusnya, dan ini juga menimbulkan keraguan terhadap idea bahawa A dan B sebenarnya adalah pasangan binari. "Ini adalah tambahan yang baik untuk pemahaman kita mengenai komposisi kerdil putih," kata Barstow.

Ahli astronomi Markus Hundertmark dari University of Heidelberg di Jerman mengatakan bahawa hanya mengesan pergeseran semacam itu semestinya wajar diterbitkan dengan sendirinya. "Mengukur jisim kerdil putih yang berdekatan nampaknya menjadikan hasilnya lebih baik, dan pada pandangan pertama, ini adalah penemuan yang mengejutkan."

Aplikasi teknik ini nampaknya terhad pada masa ini, kerana penjajaran bintang hampir jarang terjadi, tetapi itu akan berubah tahun depan apabila katalog bintang kedua dari satelit Gaia Badan Angkasa Eropah dilepaskan, memberikan kedudukan dan gerakan tepat ribuan bintang. "Kemungkinan kita akan menemui lebih banyak contoh untuk dikejar," kata Barstow. Hasil baru "nampaknya merupakan kesan yang paling ingin tahu," kata ahli pasukan Martin Dominik dari University of St. Andrews di United Kingdom, tetapi ia "akan berubah menjadi teknik astrofizik yang berguna lebih cepat daripada kemudian."


Ep. 269: Jisim

Minggu lalu kami membincangkan mengenai tenaga, dan minggu ini kami akan membincangkan mengenai massa. Dan di sini & # 8217s perkara yang gila. Jisim, jirim, benda-benda yang dibuat oleh Alam Semesta, adalah sama dengan tenaga. Mereka berhubung melalui formula terkenal Einstein & # 8217 & # 8211 E = mc2. Tetapi apa itu jisim, bagaimana kita mengukurnya, dan bagaimana ia menjadi tenaga, dan sebaliknya.

Tunjukkan Nota

    • Google+: Pamela dan Fraser
    • Penaja: 8th Light & # 8212 CERN & # 8212 GSU & # 8212 Science Dynamic
    • Pereputan Proton: had jangka hayat telah ditetapkan lebih dari 10 ^ (33) tahun. & # 8212 HowStuffWorks (dengan beberapa sekuel) & # 8212 Cornell

    Transkrip: Jisim

    Fraser: Selamat datang di Astronomy Cast, perjalanan berdasarkan fakta mingguan kami melalui Cosmos, di mana kami membantu anda memahami bukan sahaja apa yang kami tahu, tetapi bagaimana kami mengetahui apa yang kami tahu. Nama saya Fraser Cain, saya adalah penerbit Universe Today, dan bersama saya adalah Dr. Pamela Gay, seorang profesor di Southern Illinois University - Edwardsville. Hai, Pamela. Apa khabar?

    Pamela: Saya baik-baik sahaja. Apa khabar, Fraser?

    Fraser: Melakukan yang hebat. Oleh itu, sekali lagi, saya ingin mengingatkan orang ramai bahawa kami merakam episod Astronomy Cast ini sebagai siaran langsung Google Plus, jadi jika anda ingin menonton kami secara langsung, anda hanya perlu pergi ke salah satu halaman Astronomi Cast, atau halaman Pamela, atau halaman saya pada hari Isnin di tengah hari Pasifik, 3 Timur, 2 Tengah, 9 waktu London, dan anda boleh menonton kami merakam secara langsung, mengajukan soalan kepada kami, dan hanya melihat kami mencatat rakaman episod, tetapi perkara lain yang ingin kami umumkan minggu ini yang sangat keren ialah sekarang kami mempunyai ... Akademi Cosmoquest, di mana kami akan mengajar anda astronomi secara langsung. Jadi bolehkah anda menerangkan ini, Pamela?

    Pamela: Jadi kursus pertama yang kami tawarkan, kami akan mempunyai "Astronomer yang terhormat", Ray Sanders mengajar kursus mengenai Sistem Suria 101. Ini adalah lapan kelas satu jam yang diajar selama empat minggu, dan tujuan kami adalah untuk memberi anda Astro. 101 bahagian mengenai planet, mengajar anda tentang bagaimana Sistem Suria terbentuk, berbagai jenis planet, bagaimana planet-planet suria terbentuk, dan kepelbagaian dunia yang memenuhi galaksi kita. Sekiranya ini berjaya, kita akan terus membina lebih banyak kelas pada masa akan datang. Kami menawarkan semua waktu pengembangan profesional kepada guru untuk kursus ini, dan kami juga mempunyai program sijil, dan dengan mengikuti kursus peringkat kemasukan ini, dari masa ke masa, anda akan mendapat akses ke projek yang lebih maju dan kursus yang lebih maju. Pada masa akan datang, saya mungkin akan mengajar sesuatu mengenai pengurangan data CCD dan fotometri supaya anda dapat terlibat dalam perkara seperti pemerhatian bintang berubah-ubah.

    Fraser: Ya, dan Ray Sanders adalah lelaki hebat yang dia mengendalikan laman web, "Astronomer yang dihormati." Dia sentiasa mendidik orang, dan kami pernah bekerjasama dengannya pada masa lalu, dan akan sangat sesuai jika dia mengajar orang di sana. Dan saya tahu, Pamela, anda juga akan mengikuti beberapa kursus ini, jadi ini adalah cara untuk mengambil pengetahuan astronomi anda ke tahap seterusnya tanpa, anda tahu, masuk dan menjatuhkan semua wang itu untuk PhD. dalam Astrofizik.

    Pamela: Dan kami mengehadkan pendaftaran dalam kursus ini kepada hanya 8 pelajar, dan kami melakukan ini kerana beberapa sebab yang berbeza: satu adalah supaya kedua-dua Ray dan saya berdua dapat bersantai dengan anda, tetapi yang lain adalah bahawa kita mahu mempunyai arahan yang satu dengan satu yang kita boleh. Harganya memang $ 240, tetapi harga itu ditetapkan berdasarkan berapa biaya untuk mendaftar yoga, berapa kos untuk mengikuti pelajaran karate lanjutan, berapa banyak yang saya belanjakan untuk pelajaran menunggang kuda & # 8230dan jadi kami mahu ini selaras dengan berapa banyak wang yang akan anda bayar untuk memajukan minat hobi.

    Fraser: Bagus! Oleh itu, orang ramai dapat mengetahui lebih lanjut mereka pergi ke cosmoquest.org/cosmoacademy. Adakah betul?

    Pamela: Saya percaya. Ada pautan. Hanya pergi ke cosmoquest.org klik pada cosmoacademy.

    Fraser: Baiklah. Baiklah, mari kita mulakan episod ini.
    [iklan]

    Fraser: Oleh itu, minggu lalu kita membincangkan mengenai tenaga, dan minggu ini kita akan bercakap mengenai jisim, dan inilah perkara yang menggila: jisim, jirim, barang yang dibuat oleh Alam Semesta adalah sama dengan tenaga. Mereka dihubungkan melalui formula terkenal Einstein: E = mc2. Tetapi apa itu jisim? Bagaimana kita mengukurnya, dan bagaimana ia menjadi tenaga, dan sebaliknya? Oleh itu, sebenarnya yang sangat menarik tentang ini sebenarnya, maksud saya, walaupun kami mengatakan tarikhnya adalah 11 Jun, kami sebenarnya merekodkannya pada awal bulan Julai, beberapa saat sebelum pengumuman besar yang dikhabarkan dari CERN mengenai penemuan Higgs-Boson. Jadi apa yang berlaku?

    Pamela: Jadi ini adalah dugaan tulen. Orang-orang mengatakan, orang-orang Fermilab bergosip bahawa pada tanggal 4 Julai, salah satu tarikh kegemaran Amerika untuk mengumumkan perkara-perkara ilmiah dan mendarat di planet lain, ada khabar angin mengatakan bahawa pada hari keempat Julai, mereka akan mengumumkan bahawa Higgs-Boson telah dijumpai, dan ia mempunyai jisim yang setara dengan tenaga 125 volt elektron, dan apa yang mengagumkan bagi saya mengenai hal ini adalah ini benar-benar sesuai dengan model standard, yang merupakan model berdasarkan eksperimen yang tidak ada yang mendasari, penjelasan "ini mesti kerana ini". Dan saya sangat menyukainya apabila fizik enggan menyerah kepada idea-idea gila dan radikal di luar sana. Dan ada banyak orang yang sangat kecewa dengan unjuran Higgs-Boson yang diproyeksikan kerana mereka mahu ia menjadi pelik, kerana jika itu pelik, ia akan mengesahkan teori "Super-Simetri", mungkin telah mengesahkan banyak yang lain "inilah fizik, mari kita bina zarah di atas fizik" berbanding sebaliknya "inilah zarah, mari kita bina fizik berdasarkan apa yang kita amati," dan Alam Semesta sedang berkata, "Saya hanya ingin diperhatikan, saya tidak akan mendedahkan kebenaran peringkat rendah saya ... belum. "

    Fraser: Baiklah, maka ini adalah hebat, dan jelas kita akan melaporkannya, dan saya rasa salah satu perkara yang ditanyakan orang kepada kita sejak awal rancangan ini ialah mereka mahu kita melakukan episod mengenai penemuan besar apa yang telah berubah sejak kami mula merakam Astronomy Cast, dan kami sangat bersemangat untuk melakukan itu, dan kemudian kami duduk dan mengeluarkan senarai semak dan kemudian kami hanya memilih “Hmm… Tidak, tidak, tidak banyak yang berubah. "Ini telah berubah ... bahawa lima tahun yang lalu ketika kami mula melakukan Cast Astronomy, Higgs-Boson adalah zarah berteori sepenuhnya. Tidak mungkin pemecut zarah pada masa itu dapat sampai ke dasar ini. Sekarang dengan hampir apa pun ... tahap ketepatan 6 sigma sampai pada titik bahawa itu adalah kesepakatan yang sudah selesai. Ia adalah slam dunk.

    Pamela: Dan ketika kita menuju ke episod ke-300, kita akhirnya akhirnya mengumpulkan cukup banyak perubahan besar ini yang mungkin untuk 300 kita dapat melakukan salah satu episod ini.

    Fraser: Untuk 300… yeah, yeah, tapi apa yang hebatnya ialah Astronomi Cast masih relevan jika anda ingin kembali dan mendengar episod awal, dan ini semua adalah sebahagian daripada rancangannya. Oleh itu, mari kita kembali beramai-ramai dan membincangkan tentang salah satu perkara. Anda tahu, selalu ada orang yang mengatakan, "Saya berat 42 kg," selalu ada pedant yang selalu ingin mengatakan, "Oh, maksud anda jisim bukan berat," jadi apa itu jisim? Apabila ahli fizik mempertimbangkan konsep jisim ini, apa yang mereka bicarakan?

    Pamela: Massa paling baik didefinisikan sebagai sifat badan anda yang menyebabkan anda memecut dengan lebih berkesan apabila daya ditekankan kepada anda, jadi jika anda mempunyai jisim kecil, dan seseorang menggunakan kekuatan yang besar, anda akan melepaskan tembakan. Sekiranya anda mempunyai jisim gergasi, dan seseorang menggunakan daya yang sama, anda mungkin sedikit bergerak kerana ada persamaan ini: daya sama dengan pecutan masa jisim, dan ini menghubungkan bagaimana semua bergerak, dan bagaimana keadaan mengubah arah yang mereka bergerak. Percepatan didefinisikan sebagai perubahan pada kecepatan yang Anda lalui, perubahan arah yang Anda lalui, atau perubahan pada keduanya pada waktu yang sama.

    Fraser: Jadi, bagaimana ia berbeza dengan berat badan?

    Pamela: Oleh itu, berat adalah jisim yang telah anda gandakan dengan pecutan graviti, iaitu kadar di mana anda akan mempercepat jika seseorang memutuskan untuk menurunkan anda dari tebing, yang tidak saya sarankan. Oleh itu, berat badan anda adalah kekuatan anda di atas kerusi, itu adalah kekuatan anda di atas skala, dan jadi satu cara agar banyak timbangan berfungsi ialah mereka mempunyai musim bunga yang hampir sama dengan tekanan yang kuat ke atas, dan apabila anda berdiri di atasnya, massa anda kali percepatan graviti planet Bumi menghasilkan daya turun pada musim bunga itu, dan dengan mengukur berapa banyak spring dimampatkan oleh berat badan anda, daya graviti anda turun ke skala, ini adalah bagaimana kita sampai berat badan anda. Dan unit berat sebenar - itu akan menjadi ton, bukan kilogram, tetapi orang menggunakan kilogram pula.

    Fraser: Dan itu adalah bahagian yang membingungkan kerana skala saya tidak diukur dalam bahasa baru. Bahkan tidak ada pengaturan untuk newton, jadi ketika saya menulis artikel dan saya akan mengatakan jika anda menimbang ini di Bumi, anda akan menimbangnya di Marikh, dan saya akan mengatakan jika anda menimbang, apa pun, 200 paun di Bumi, anda akan menimbang ... Saya tidak tahu, 70 paun di Marikh, dan jika berat 100 kg di Bumi, anda akan menimbang 30 kg di Marikh, dan orang-orang menampar pergelangan tangan saya dan berkata, "Wah! Anda tidak boleh berbuat demikian! Satu kilogram adalah ukuran jisim, bukan ukuran berat. " Dan saya pergi, "Anda tahu, baik. Tunjukkan pada skala saya di mana saya menukarnya ke Newton kerana tidak ada. " Sehingga itu ... dan kemudian saya harus menulis penjelasan panjang besar ini hanya untuk mengendalikan pedant, jadi itulah yang anda mahukan ... tetapi apabila saya katakan anda akan menimbang 30 kg di Marikh, itu betul-betul salah, bukan? Pedant betul scalemaker salah.

    Pamela: Ia agak membingungkan, dan ya, tidak. Kilogram adalah satuan jisim, Newton adalah ukuran daya, meter per detik kuasa dua adalah pecutan, dan berat badan anda sebenarnya adalah kekuatan anda di Bumi.

    Fraser: Betul dan yang sangat penting adalah, jisim anda tidak pernah berubah, di mana sahaja anda berada di Alam Semesta.

    Pamela: Betul, tetapi berat badan anda tidak.

    Fraser: Berat badan anda ada, dan saya rasa ini adalah contoh: Saya mengambil skala itu, naik ke ruang angkasa, cuba bertahan di atasnya ... tanpa berat badan, ia melayang.

    Pamela: Salah satu pengecualian yang rapi adalah walaupun planet Saturnus mempunyai jumlah jisim yang jauh lebih besar daripada Bumi (sangat besar!), Dan kekuatan graviti & # 8212 dan kita telah membincangkannya dalam rancangan lain & # 8212 kekuatan graviti berkadar dengan berapa banyak jisim objek, dan sejauh mana anda berada dari pusat jisim itu kerana Saturnus berketumpatan besar dan sangat rendah. Sekiranya anda berada di paras awan luarnya, berat badan anda akan sama dengan berat badan anda di permukaan planet Bumi, dan ini kerana hubungan antara jisim dan kuasa dua jarak menghasilkan kekuatan.

    Fraser: Oleh itu, apa kesan jisim dalam jenis pengiraan ... bagaimana para astronom mendapatkan jisim objek?

    Pamela: Terdapat banyak cara yang berbeza. Huraian asasnya ialah anda mendorong sesuatu, dan jumlah yang dipercepat memberikan anda jisim, atau anda bertabrakan, dan ini adalah idea pemuliharaan momentum: jika anda bertembung dengan dua objek, anda akan mengetahui halaju mereka lebih awal. Terdapat hubungan antara jisim dan halaju mereka, jadi anda dapat melihat sesuatu dengan melihat sistem pelanggaran, anda dapat melihat sesuatu dengan melihat bagaimana mereka mempercepat, dan kemudian secara graviti dengan hanya membandingkan daya antara dua objek.

    Fraser: Tetapi jelas kita tidak dapat bertembung dengan lubang hitam yang sangat besar, bukan?

    Pamela: Dan di sinilah bahagian graviti masuk.

    Pamela: Dan di sini, apabila anda cuba mendapatkan graviti planet dengan bulan, anda boleh menganggap massa mempunyai titik seperti ... massa mereka sangat kecil sehingga pada dasarnya anda dapat mengabaikannya, dan jadi anda melihat parameter orbitnya, dan berdasarkan pada parameter orbitnya, anda boleh mendapatkan jisim planet ini. Oleh itu, anda melihat sejauh mana jarak mereka dari pusat planet, anda melihat sejauh mana mereka mengorbit planet ini, dan anda boleh mengira menggunakan persamaan orbit jisim planet yang jauh lebih besar yang sedang mengorbit. Anda boleh mengira jisim Matahari dengan melihat bagaimana planet mengorbit Matahari. Mencuba untuk menjumpai planet tanpa bulan, seperti Venus dan Mercury, semacam kita harus menghantar kapal angkasa ke sana. Itu agak menjengkelkan.

    Fraser: Kerana anda memerlukan sesuatu untuk mengorbit planet agar dapat memperoleh idea tentang jenis graviti yang ada di sana, dan setelah anda mendapat graviti, anda dapat memperoleh jisim.

    Pamela: Oleh itu, kita menggunakan kekuatan di sana, sekali lagi, dalam hal ini, kita menggunakan daya graviti antara dua objek untuk mengira berdasarkan pecutan yang kita lihat. Ini adalah orbit yang sentiasa mengubah halaju, dan semuanya pada dasarnya melalui cara yang rumit berfungsi kembali ke F = ma.

    Fraser: Jadi bagaimana jisim kemudian berubah? Adakah terdapat perkara yang boleh mengubah jisim objek?

    Pamela: Nah, pada tahap yang mendasar, jika anda mula menguraikan atom-atom yang berada dalam gumpalan jirim, maka ia akan memancarkan sinaran semacam. Sekarang, jika ia mengeluarkan zarah alfa, ini adalah atom helium, ia akan berubah secara besar-besaran secara besar-besaran. Sekiranya ia mengeluarkan zarah gamma, yang merupakan bentuk cahaya, ia masih akan berubah secara besar-besaran kerana tenaga ini terbang, tetapi ia akan berubah ke tahap yang jauh lebih rendah, jadi melalui peluruhan radiasi yang mengeluarkan zarah atau radiasi, anda berakhir dengan perubahan jumlah jisim objek itu, tetapi bukan keseluruhan sistem, jadi jika anda melihat jumlah jisim dalam kotak tertutup, anda masih mempunyai tenaga, anda masih mempunyai masalah, ketika anda menggabungkannya bersama, jumlahnya dijimatkan, jadi jisim dan tenaga yang digabungkan selalu akan dijimatkan.

    Fraser: Sekarang, adakah jisim objek akan berubah jika bergerak? Adakah Einstein mempunyai pernyataan mengenai perkara itu?

    Pamela: Sebenarnya itulah salah satu perkara yang mematahkan orang dengan cara yang luar biasa.

    Fraser: Ya, dan saya rasa kami sebenarnya telah menghantar beberapa ahli fizik ke rumah sakit jiwa dengan beberapa soalan kami untuk mereka.

    Pamela: Salah seorang dari mereka bersara tidak lama setelah kami mengemukakan soalan ini, tetapi saya tidak fikir kedua-duanya saling berkaitan.

    Fraser: Menarik ... kebetulan yang menarik, bukan? Jadi jika anda memindahkan barang ...?

    Pamela: Jadi masalahnya adalah, pada halaju normal, kesan ini sangat kecil sehingga berkesan sifar, tetapi ketika anda menggerakkan sesuatu dengan lebih cepat dan cepat, jumlah momentum yang dikandungnya meningkat, dan anda dapat melihatnya dengan berkesan & # 8212 dan ada orang yang tidak menyukainya apabila anda mengatakan ini & # 8212 anda dapat melihat ini dengan berkesan meningkatkan jisim, jadi apa yang anda katakan adalah jisim yang terkandung dalam badan yang dipercepat yang telah dipercepat sehingga halaju sekarang menjadi pecahan yang signifikan c akan sama dengan… jadi jisim inersia, jumlah jisim yang harus anda gunakan untuk memberi daya sama dengan jisim yang dimilikinya ketika ia tidak bergerak dibahagi dengan istilah pembetulan relativistik (c ), yang merupakan punca kuadrat dari 1 tolak v kuadrat atas c kuadrat, jadi satu tolak v kuadrat atas c kuadrat akan berada di antara sifar dan satu. Fakta bahawa anda membahagikan sesuatu antara sifar dan satu bermakna jisimnya selalu meningkat, jadi ini bermakna bahawa apabila anda semakin cepat dan lebih cepat dan lebih cepat dan lebih cepat, anda akan mempunyai v lebih c semakin kecil dan lebih kecil dan lebih kecil . Ketika v menghampiri c, satu tolak v kuadrat atas c kuadrat akan semakin hampir ke sifar.

    Fraser: Matematik ini sukar difahami.

    Pamela: Saya tahu, saya tahu, sehingga v semakin dekat dengan c, v kuadrat atas c kuasa dua semakin dekat dan lebih dekat dengan satu. Satu tolak perkara ini yang semakin dekat dan semakin dekat dengan satu, semakin dekat dan semakin dekat dengan sifar, apabila anda membahagi jisim anda dengan sesuatu yang semakin dekat dan semakin dekat dan semakin hampir dengan sifar, jisim anda meningkat, sehingga semasa anda pergi hampir dengan kelajuan cahaya, jisim anda menghampiri infiniti. Sekarang, masalah dengan ini adalah jumlah kekuatan yang kemudian harus digunakan untuk mempercepat anda sehingga halaju yang lebih tinggi juga meningkat, dan jumlah tenaga yang diperlukan untuk mengubah halaju anda ke titik yang, semestinya alam semesta kita tidak ' t mengandungi tenaga yang tidak terhingga, jadi anda sebenarnya tidak dapat mempercepat jisim ke tahap itu.

    Fraser: Betul, jadi sekarang, saya fikir anda sedikit mengisyaratkannya lebih awal, iaitu dalam sistem tertutup, anda mempunyai banyak jisim, dan jika, anda tahu, sebahagian daripadanya memancar dan anda ' akan menjadikan zarah-zarah ini berubah menjadi radiasi, tetapi jika anda menganggap bahawa sistem tertutup, jumlah jisim dan tenaga yang dibebaskan masih seimbang menjadi jumlah yang sama, dan inilah yang difikirkan Einstein, betul, iaitu tenaga dan jisim dihubungkan bersama. Mereka betul-betul sama.

    Pamela: Dan ini mempunyai banyak implikasi yang luar biasa. Ini, misalnya, menjelaskan mengapa bintang tidak cepat terbakar. Sehingga kita benar-benar mula mengetahui pembelahan dan peleburan nuklear, seperti yang kita bicarakan beberapa minggu yang lalu, orang-orang cuba menjelaskan bintang menggunakan pembakaran kimia, dan mereka tidak dapat memperoleh jangka hayat yang panjang kerana mereka pembakaran kimia adalah proses yang sangat tidak cekap, tetapi jika anda dapat mengambil seluruh jisim atom dan menukarnya menjadi tenaga, itu sangat berkesan. Di sinilah senjata nuklear, lebih baik atau lebih buruk, jauh lebih kuat daripada bahan letupan dinamit atau plastik. Oleh itu, dia tahu bahawa anda dapat menyimpan semua tenaga yang diperlukan untuk mengaktifkan New York City dalam kentang, misalnya, dan itu adalah sejenis cara mendalam untuk mengubah cara kita melihat jirim dan tenaga. Dan itu juga memungkinkan kita untuk melihat Big Bang sebagai sesuatu yang menghasilkan sekumpulan tenaga yang membeku menjadi jisim yang kita alami sekarang. Anda adalah tenaga beku.

    Fraser: Sekarang, adakah tenaga mahu menjadi jisim? Atau adakah jisim mahu menjadi tenaga?

    Pamela: Nah, itu adalah masalah ayam-dan-telur. Oleh itu, jika anda mempunyai tenaga yang mencukupi di kawasan yang cukup kecil, ia akan mengembun ke zarah, dan inilah yang mereka lakukan pada pemecut zarah. Mereka mengambil dua zarah, sama ada proton, elektron, atom ... semuanya bergantung pada jenis pemecut yang anda miliki, mereka menghancurkannya bersama, dan ketika menghancurkannya bersama-sama, semua tenaga kinetik dalam sistem, semua tenaga jisim dalam sistem dilepaskan dalam jumlah yang sangat kecil. Dan semua tenaga dalam isipadu yang sangat kecil - dan tenaga kinetik adalah ½ massa halaju kuasa dua, jadi apabila mereka menghisap ini dengan kelajuan relativistik, itulah banyak tenaga di sana, dan "ton" mungkin adalah perkataan yang salah untuk digunakan pertunjukan mengenai jisim, itu banyak tenaga di sana, dan semua tenaga ini akan mengembun menjadi zarah. Sekarang, masalahnya adalah, ketika kita mulai melihat kematian alam semesta kita di masa depan, kita melihat teori-teori yang memproyeksikan bahawa proton mungkin merosot menjadi tenaga. Sekarang, orang telah mencari pelanggaran proton selama beberapa dekad, dan kita tidak menjumpainya, dan kita meletakkan had umur 10 hingga 33 & # 8212 Saya percaya itu detik atau tahun ... maaf, dengar, cari nombor itu - ke ... itu jumlah yang banyak, kami telah meletakkan bilangan terhad untuk berapa lama masa yang diperlukan proton untuk membusuk, dan belum dapat dilihat, tetapi jika mereka merosot, akhirnya, anda akan mempunyai semua proton kecil yang terpencil ini mereput di tempat terpencil mereka sendiri, dan tenaga ini akan tersebar dengan jumlah yang cukup sehingga tenaga tidak cukup padat untuk mengembun menjadi zarah. Oleh itu tenaga padat menjadi zarah, tenaga meresap semacam kebohongan, "Saya bertenaga", dan menyebar dan menyejukkan, dan semakin panjang gelombang.

    Fraser: Betul, dan hanya melalui proses ini kita mengubah tenaga menjadi pemecut zarah, mendorong mereka melalui pemecut zarah sehingga kita mengubahnya menjadi jisim.

    Pamela: Betul, dan yang mengagumkan mengenai Alam Semesta awal adalah pada awalnya ia mempunyai begitu banyak tenaga yang dikemas begitu rapat sehingga tenaga harus tetap menjadi tenaga murni sehingga menyebar cukup untuk membolehkan zarah-zarah mula bergabung ketika perkara-perkara disejukkan, dan sebagainya Alam Semesta awal kita beralih dari tenaga murni yang terikat ini menjadi bahan, dan suatu hari perkara itu akan merosot kembali menjadi tenaga yang meresap. Jadi sistem kitaran yang luar biasa ini jika proton merosot, dan sekali lagi, kita tidak mempunyai bukti mengenai ini. Ini adalah sebahagian daripada beberapa teori yang berbeza, tetapi Higgs-Boson mengatakan, "Hei! Saya menyokong model standard, ”jadi kami mungkin tidak memerlukannya.

    Fraser: Wah. Kita mungkin tidak memerlukan ini?

    Pamela: Ini adalah salah satu perkara yang membuat orang kecewa. Oleh kerana mereka telah berusaha untuk mengemukakan teori untuk menjelaskan U & ampniverse kita, mereka memerlukan fizik esoterik yang sedikit lebih banyak daripada model standard, yang pada dasarnya mengatakan kita mempunyai lepton, boson, kita mempunyai perkara-perkara khusus ini dan kita tahu bahawa kita mempunyai boson melalui daya elektromagnetik, boson untuk daya yang kuat, boson untuk daya yang lemah, boson untuk daya graviti, boson untuk daya graviti, boson untuk jisim untuk semua perkara, dan kita tidak tahu mengapa, kita lakukan. Dan itu membuat ramalan tertentu. Ini adalah teori yang dinyatakan oleh ramai orang sebagai membosankan dan # 8212 dan berkesan. Tetapi orang yang berusaha mengemukakan teori rumit yang mendasari fizik Prinsip Pertama yang membawa anda ke model standard semasa, mereka mahukan sesuatu yang sedikit lebih radikal, dan kami tidak menjumpainya.

    Fraser: Baiklah. Dan sekarang saya akan mengemukakan soalan berusia empat tahun, yang mana satu yang sukar, kita akan menyimpannya hingga akhir, dan mengapa ada massa? Dan ini, tetapi maksud saya, tidak seperti mengapa, anda tahu, tetapi ini adalah Higgs-Boson, inilah intinya. Jadi apa yang berlaku?

    Pamela: Oleh itu, mengapa foton tidak mempunyai massa, dan menurut teori, Higgs-Boson digabungkan dengan bidang ini yang meresap semua ruang dan masa, dan bidang ini ada di mana-mana. Jangan menganggapnya sebagai kapal terbang, anggaplah ia sebagai benda ini yang hanya meresap ke seluruh volume Cosmos. Dan jika sesuatu mempunyai banyak Higgs-Boson yang berkaitan dengannya, ia sangat digabungkan dengan medan itu, dan setelah anda bergerak melalui medan itu, penyedut terus bergerak dengan kelajuan berterusan & # 8212 yang inersia. Itulah persembahan seterusnya, tetapi jika sesuatu tidak mempunyai banyak Higgs-Bosons, sangat mudah untuk membuatnya bergerak. Sekiranya sesuatu mempunyai banyak Higgs-Bosons, ia digabungkan dengan kuat, lebih sukar untuk bergerak, dan oleh itu Higgs-Bosons, perkara yang memberi anda massa, adalah ungkapan seberapa kuat anda bergabung dengan bidang itu. Sekarang, itu adalah kaedah yang sangat berusia empat tahun untuk menerangkannya.

    Pamela: OKEY! Sejuk! Jadi cara yang baik untuk memikirkan ini adalah jika anda mempunyai bintang filem memasuki ruangan yang penuh sesak yang penuh dengan orang-orang yang tidak sopan dan mengerumuni bintang filem, bintang filem itu, jika mereka melakukan kesalahan berhenti, akan mendapatkan peminat berjuta-juta di sekitar mereka, dan bergerak sangat sukar. Setelah bergerak, mereka mungkin akan terus bergerak dengan kecepatan yang berterusan kerana setiap orang bergerak untuk mengikuti. Berhenti akan menjadi sukar kerana anda harus menghentikan sekumpulan orang, atau anda akan tersingkir. Oleh itu, idea mengenai semua perkara ini menyusahkan anda bahawa anda harus bergerak dan berhenti untuk mempengaruhi kelajuan anda - itulah analogi bagaimana Higgs berfungsi.

    Fraser: Betul, betul, seorang selebriti internet boleh melintasi ruangan yang sesak tanpa ada yang memperhatikan, jadi… saya melihat apa yang anda katakan. Oleh itu, adakah saya mempunyai sebilangan Higgs-Boson?

    Fraser: Berkaitan dengan badan saya? Dimanakah mereka? Adakah setiap atom mempunyai Higgs-Boson?

    Pamela: Every atom has many Higgs-Bosons.

    Fraser: Has many Higgs-Bosons because we know that…

    Pamela: Think about it – you have all these different particles that make up all your different atoms. And all of these things have mass, all of them are coupled in their own way to this scaler field that permeates everything, and so just like there’s little photons flying back and forth between your refrigerator magnet and your refrigerator expressing the electromagnetic force, adhering your refrigerator magnet to the refrigerator, there are Higgs-Bosons flying around adhering you to the scaler field of the Universe.

    Pamela: Yeah, kinda “meta.”

    Fraser: That’s really cool. So is there anything then that could overturn at this point this discovery do you think?

    Pamela: Well, if it turns out that the internet rumors are wrong, and they didn’t find the Higgs-Boson at 125 electron volts of energy, that clearly…

    Fraser: But I think we had talked a few months ago, that we were already at 99% certainty that the Higgs-Boson has been discovered. Now, they’re at 99.999, which is the level of precision that physicists like to be, but they’re already super-sure, so…

    Pamela: The one thing that I personally get bothered by is gravity is supposed to have its own Boson attached to it called the graviton, but the graviton doesn’t have a mass, so it’s not detectable, and any time you have something that you can’t prove in a laboratory, it bothers me because you have to make a belief choice, and so there’s this belief choice involved in the graviton and expressing the Boson for gravity, so that’s a personal bother that I wish they could experimentally say the graviton is there, but now that we can say the Higgs is there, it’s much easier to believe that the graviton is there. If the Higgs wasn’t there, I was going to have a lot of problems grasping on to the graviton.

    Fraser: Betul. If you’ve got a model that has nine of the ten pieces discovered, and the tenth piece is undiscoverable…there you go.

    Pamela: And people talked about the top quark for a long time before it was discovered to exist at Fermilab back when I was an undergrad.

    Fraser: Yeah. Sejuk! Well, that was great, Pamela. So next week we’re going to move to the next part of this process, and we’re going to talk about inertia, which is the whole other subject very related to mass, which is related to energy. So we’re going back and discovering all of these core concepts, so I think that’s going to be really helpful. I almost think we should have done this a lot earlier, but you know, whatever. Well, thank you very much, Pamela. It was great as always to pick your brain about mass, and we will talk to you next week.

    Pamela: I will see you on the other side.

    Transkrip ini tidak sesuai dengan fail audio. Telah diedit untuk kejelasan.


    Case Studies

    Water Treatment Plant Achieves Excellent Results Using Peristaltic Chemical Feed Pumps

    The success of the FLEXFLO® series pumps in the installation has resulted in the decision by Bellevue Water Treatment Plant to begin replacing all the originally installed pumps with Blue-White® chemical feed pumps.

    CHEM-FEED® MD3 Chemical Feed Pumps Used Successfully at Military Base Water Treatment Plant

    The MD3 succeeded in pumping the gas-forming chemical in the high pressure application and eliminated vapor lock. The pumps injected 12.5 to 16% of sodium hypochlorite at the rate of 5-7GPH at 80-120 PSI

    Chemical Dosing Pump Assists in Arsenic Removal in Groundwater Wells

    The Mammoth Lakes Water District installed the FLEXFLO® Model M3 Dosing Pumps to assist in treating the town’s water and removing the arsenic.

    Water Treatment Plant Uses Dual Diaphragm Pump for ALUM Dosing

    SUEZ successfully injects a low ALUM concentration at high pressure using the CHEM- FEED® MD3 dual-diaphragm metering pump without the need for tube replacements.


    Measuring Galaxy Star Formation

    Astronomers constantly try to use what we can observe now to deduce facts about the past. The star formation rate (SFR) and the star formation history (SFH) are two of the key components used to describe and understand the evolution of galaxies. The star formation rate is the total mass of stars formed per year, often given as solar masses per year. The star formation history is how stars formed over time and space, whether in short bursts or over longer periods. Both of these are important quantities that help characterize the history of galaxies. For example, it is thought, though still debated, that the Milky Way had several bursts of star formation in the past and the current star formation rate is around one solar mass per year.

    Most measurements of the star formation history assume that star formation occurred in one burst at a constant rate over 100 Myr. This assumption might be true for spiral galaxies evolving by themselves. However, the star formation history for a galaxy that had violent mergers in the past is likely to be much more complicated. This paper seeks to understand whether 100 Myr is a fair assumption. By modeling different galaxies with different star formation histories the authors compare the simulated SFR with what astronomers would measure.

    Astronomers use five main methods to measure the SFR. Each measures the flux at different wavelengths to back out the recent star formation. The most massive stars are brightest in the UV. Studying either the far or near UV flux (FUV and NUV) constrains the recent formation of massive stars which provides the majority of the SFR. This method has also been applied by looking at the U band flux. Studying the total IR emission works in a similar fashion. These very hot stars heat dust grains which re-radiate the energy in the IR. Finally, the Lyman continuum emission is responsible for ionizing the hydrogen in star forming regions, which can be traced through specific recombination lines.

    The authors used a simulation called MIRAGE to simulate 23 different galaxies. These galaxies included a combination of merging galaxies and isolated galaxies. The galaxies varied over their initial masses, orientation, and initial gas fraction meant to represent galaxies between redshifts of 1 and 2. These simulations were run for 800 Myr at 1 Myr timesteps. A simulated spectrum for each galaxy was made at each timestep. This allowed the authors to compare the simulated SFR with different commonly used methods for measuring the SFR from spectral information.

    Figure 1: The calculated SFR as a function of age compared to the known SFR from the simulation. Black is the known SFR. Magenta is from the Lyman continuum method. Blue is the Far UV measurement. Cyan is the near UV measurement. Green is the U band measurement. Red is the total IR measurement.

    Figure 1 shows the results of the simulation and measured SFRs between 350 Myr and 450 Myr. The results from this time segment are the same as at all other times in the simulation. The true SFR is shown in black while all the other curves are various methods of measuring the SFR from the simulated spectra. The Lyman continuum method (shown as magenta) follows the true SFR quite well. All other methods overestimate the SFR by 25 per cent to 65 per cent.

    The authors then seek to understand why the SFR would be significantly overstated in so many of these measurements. Many stars will live longer than 100 Myr. These stars will still contribute flux to the measurements, but will bias them because they do not represent the actual star formation over the past 100 Myr. Correcting for these long-lived stars reduces the overestimate of the SFR in the various methods down to 10 per cent.

    With this in mind, the authors advise that the method used to measure the SFR should be carefully chosen based on the type of galaxy being studied. The authors suggest that a longer timescale, of order 1 Gyr rather than 100 Myr, be used for isolated galaxies to account for contamination from older stellar populations. Star-bursting galaxies with rapid, ongoing star formation permit instead shorter timescales as the contribution from these older populations will be fractionally smaller.

    These results help put measured star formation rates in real galaxies in perspective. Most methods discussed in this paper overestimate the true SFR. This overestimate can help astronomers calibrate the exact role that the SFR does play as galaxies evolve over time. And how that relates to the SFR shutting down.


    How to measure the redshift of a galaxy ?

    Low resolution spectroscopes are particularly well suited to the study of distant galaxies such as Seyfert galaxies or Quasars. We can easily calculate their redshift (noted z) and thus deduce their velocity and distance. Here is an example of a type I Seyfert galaxy : 2E 3934 (AD: 17h 40 󈥹,611’ ‘, DEC: + 51 ° 49’ 42,33 ”) whose magnitude is about 15,2 (from SIMBAD ). A catalog of these galaxies can be found on SIMBAD :

    These galaxies host a black hole at its center, surrounded by a fast-spinning accretion disk and emit two jets perpendicular to the galaxy plane. They are characterized by a very luminous nucleus which shows spectral lines in emissions : forbiden lines like [OIII] but also permitted lines like the Hydrogen (the Balmer lines series). Depending on the observing line that we can have between the observer and the galaxy there are two types of Seyfert galaxies :

    Type I : which show both narrow lines (forbidden lines of a very dilute medium located at the periphery of the galaxy) and broad lines (allowed lines located in the fast-rotating accretion disk), the high speed of rotation of the accretion disk which can be very important up to 10 000 km/s.

    Type II : which show only narrow lines prohibited because of the line of sight masking the center of the galaxy. The spectrum thus shows only the emission lines located on the periphery of the galaxy.

    Schematic diagram (Copyright NASA)

    Autoguiding field of the spectroscope

    For acquisitions, we will put the center of the galaxy in the slit of the spectroscope. Autoguiding can be done on a star close to the galaxy. According to your own setup, it will be necessary to take about 1 to 2 hours exposures, may be more, by dividing the total exposure time in increments of 600 to 1200 seconds depending on the magnitude of the target. On a single exposure we obtain a spectrum similar to the one below.

    Once you have process the spectrum with software like Demetra, ISIS or Vspec, it must look like the one below (case of a galaxy with a redshift z = 0.06). The noise level of the spectrum depends on the total exposure time on the target.

    We obtain a spectrum strongly shifted in the red with easily identifiable lines and very broad Balmer lines : H Alpha line is thus shifted to red at 6970 Å while its value “at rest” is 6563 Å. The measurement of the full width at half maximum (FWHM) of this same line showthe rotational velocity of the accretion disk of the galaxy about 2560 km/s. The mass of the black hole could be calculated provided that the distance of the accretion disk from the black hole is known.

    The graph above shows how to measure the Full width at half maximum (FWHM) of a line. The software dedicated to the process of spectra makes it possible to do this operation automatically. The relation between the Full width at half maximum and the rotational velocity is given by the relation :

    With c, the speed of light in km/s, Δλ the width of the line in Ångström and λ the nominal wavelength of the line (for example Hα = 6562,82 Å).

    To calculate the redshift of the galaxy, we will measure the shift of each line identified in wavelength (λ1) and will be compared with the respective value of each line “at rest” (λ0)

    On the spectrum, there are 2 types of emission lines :

    • Wide hydrogen lines of the Balmer series (Hα, Hβ, Hγ and Hδ) which correspond to the matter of the accretion disk in rapid rotation around the black hole, a dense region where only permited lines can exist. Measuring the FWHM of these lines (see calculation above) makes it possible to calculate the rotational velocity of this disc, more wider is the line, greater is the rotational velocity.

    • Narrows lines all forbidden such as the lines, [OI] and [OIII] which are present in the galaxy but not in the accretion disk. (Their width indicates that they do not have the same speed).

    To calculate the radial velocity of this galaxy, we use the Doppler-Fizeau equation below taking account the effect of the relativistic velocity of the target :

    With c = 299 792.458 km/s, λ1 measured value of each line, λ0 value “at rest” of the line. The calculated velocity is therefore in km/s. The term of the equation just after c is in fact the redshift factor z. (the simplified equation is Vr = c, z).

    Dari Vr, we can calculate the distance in light-year of this galaxy with the relation :

    With the Hubble constant, one of the last known value: H0 = 73.02 Mpc.

    This table summarizes the measurements made on each line where, at the end, all the measurements are averaged.

    The uncertainty of the measurements can be calculated according to the resolution of the spectrograph used (from 30 to 200 km/s depending to whether it is a Star Analyzer, an Alpy or a Lisa).

    In the presented case, the calculated redshift is z = 0.061 (SIMBAD also indicates a z = 0.061),so we can calculate a very precise redshift on this kind of distant galaxies with a low resolution spectrograph low where the shift is consequent.

    On peut réaliser la même expérience sur des quasars ou blazars beaucoup plus lointains mais il sera plus difficile d’identifier les raies car le décalage dans le rouge sera tellement important que la raie H alpha va «disparaitre» du domaine visible du spectre. Le graphe ci dessus monte le spectre du quasar 3C273 avec z=0,158.


    How Do You Weigh The Universe?

    The weight of the universe (technically the mass of the universe) is a difficult thing to measure. To do it you need to count not just stars and galaxies, but dark matter, diffuse clouds of dust and even wisps of neutral hydrogen in intergalactic space. Astronomers have tried to weigh the universe for more than a century, and they are still finding ways to be more accurate.

    Knowing the mass of the cosmos is central to understanding its history and evolution. While dark energy drives the universe to expand, matter tries to keep the universe from expanding. Together they form an average density of matter and energy in the universe, known as the cosmic density parameter. This parameter is central to the standard model of cosmology, also known as the LCDM model

    One way to measure this parameter is to look at the Cosmic Microwave Background (CMB). This remnant glow from the big bang has small variations in temperature. The scale of these fluctuations tells us the rate of cosmic expansion, which in turn lets us know the cosmic matter density.

    Galaxies bend light gravitationally. Credit: Agentur der RUB

    Another way to weigh the universe is to look at how the light of distant galaxies is deflected by galaxies. It’s an effect known as gravitational lensing. The challenge with this method is determining which light is lensed and which is not. To do that we would need to compare the distorted shape of the galaxy we see with the actual shape of the galaxy, which we don’t know.

    It’s not possible to make a comparison for a single galaxy, but we can compare them statistically. Since we know the shape of an average galaxy, we can compare this to the lensed shapes we see to get a statistical measure of how much lensing occurs. This was the goal of a project called the “Kilo-Degree Survey.”

    While the lensing effect gives you a statistical measure of the amount of mass between us and a distant galaxy, it doesn’t give you the cosmic density. For that, you need to know how far away the galaxy is. The greater the distance, the more mass you’d expect between it and us. So the team also determined galactic distances by measuring their redshifts at several wavelengths.

    The disagreement between this study and CMB results. Credit: Hildebrandt, H., et al

    The result is a cosmic density parameter that differs slightly from that found from the CMB. This is not the first time we’ve seen a strange disagreement in cosmology. In their work, the authors speculate that this could indicate the standard cosmological model is wrong. In the standard model, it is assumed that the amount of dark energy in the universe is constant. But this latest data fit an alternative model where dark energy changes over time.

    It’s an interesting idea, but it’s a big jump. While this latest result does disagree with CMB data, other similar studies do not. It is quite possible that there is a systematic bias in this study. So don’t throw out your old cosmology textbooks quite yet. In the end it is the weight of evidence that will determine whether the authors of this new study are right.


    How well do we measure the radii of white dwarfs?

    Look outside your window. Can you see the Sun? If it’s night-time, just pick a random star instead. Our Sun one day will become a white dwarf star, and the chance that the random star you’ve picked will follow the same path is over 95%. White dwarfs are by far the most common final evolutionary state for a star. The famous supernovas actually only occur when a star is massive enough to burn elements heavier than helium in its core, and that is usually not the case. What happens instead is that the star can only produce elements up to carbon and oxygen, and then nuclear reactions in the core cease to occur. With no release of energy to counteract the gravitational force, the carbon-oxygen core will contract more and more until it becomes degenerate. This degenerate core is essentially the white dwarf, which becomes visible when the outer layers of the star are ejected on its final breadth of hydrogen burning in outer shells.

    What does it mean to be degenerate?

    Degenerate matter occurs in stars when the density is so high that all the electrons are cramped in lower energy states. But there’s a catch: due to the Pauli exclusion principle, only two fermions, e.g. electrons, can occupy the same energy level. So other electrons end up in higher energy states and cannot move to already filled lower energy levels. This makes degenerate matter very resistible to compression, and is in fact what keeps white dwarfs from collapsing.

    Degenerate matter has a really cool property: the pressure does not depend on temperature. This is because the kinetic energies of these electrons that cannot move to lower states of energy are quite high, and the rate of collisions between electrons and other particles is quite low, so the electrons essentially travel at the speed of light. The pressure on the gas depends on this speed. As the speed of light is the fastest the electrons can travel, adding heat will not change the pressure at all. This has an effect somewhat counter-intuitive. As the only way to increase pressure is by adding mass, when you increase pressure you also increase gravity and make the particles become spaced closer together, so the object becomes smaller. In other words, the more massive the white dwarf, the smaller its radius. As a consequence of this weird property of degenerate matter, there’s a relationship between a white dwarf’s mass and its radius, so that if you know one you can estimate the other and the other way around. But how accurate is this mass-radius relationship? Today’s paper authors decided to test!

    Obtaining mass and radius independently

    Despite being widely used, the mass-radius relationship remained untested observationally until this paper. That is because there aren’t many ways to estimate the mass of a white dwarf without relying on this relationship at some point. What the authors realised is that we can use eclipsing binary stars for that. Eclipsing binaries orbit in a plane which intersects our line of sight, allowing us to detect dips in light when the stars transit in front of each other. For these objects, we can combine photometric and spectroscopic measurements to estimate the mass and the radius independently.

    The shape of the eclipses of the white dwarfs by their companions, which in this paper are all main-sequence stars, gives us two pieces of information: the width and the duration of the eclipses. However, there’s an issue: we have three unknown quantities, namely the orbital inclination and the radius of each star. So we need one more piece of information to be able to determine all the unknowns.

    The authors suggest different methods, but what works best in their sample is to use the gravitational redshift estimated from spectroscopy. As the gravity in white dwarfs is really high (about 350,000 times the gravity of Earth!), light gets shifted a measurable amount towards the red when it exits the white dwarf, as it was delayed. The amount of redshift depends on the mass and radius of the white dwarf. Combining that with Kepler’s third law, we obtain a relationship between the white dwarf’s radius and the binary inclination. All we need is to estimate the radial velocity semi-amplitudes for both stars, hence the necessity of spectroscopy, which was also used to constrain the effective temperature of the white dwarf. Going back to Kepler’s third law with the estimated inclination, we can also estimate the mass of the white dwarf.

    So the combined fit of the light curve and the radial velocities of both stars, together with Kepler’s law and the known relation for gravitational shift, give us the mass and the radius without having to recur to the mass-radius relationship. Just the independent measure we needed!

    The results

    Figure 1 shows the comparison between the values the authors obtained with the theoretical models for different temperatures. Black lines are for the more common C/O core white dwarfs, while green lines are for white dwarfs with a He core. He-core white dwarfs are less massive and are formed when the outer envelope is lost by the progenitor star before helium is even ignited. They would be formed by lower mass stars that do not achieve conditions to burn helium, but the Universe is not old enough for them to have evolved off the main sequence just yet, so this objects are explained by some form of enhanced mass loss (such as binary evolution). As the analysed white dwarfs have different temperatures and core compositions, is difficult to define how the results agree with the theory based on this figure.

    Rajah 1: Comparison between mass and radius obtained from observations, represented by the red data points, and theoretical mass-radius relationships for different effective temperatures. Black lines assume a C/O core and green lines assume a He core. [Adapted from figure 9 in the paper.]

    Instead, the authors analyse what we see in Figure 2, which is the ratio between the radii estimated observationally and using the mass-radius relationship as a function of mass. Below 0.5 solar masses, the authors assume both a relationship assuming a He core and a C/O core. The first result is that white dwarfs with masses below 0.5 solar masses are more consistent with a He core, which agrees with our theories of stellar evolution. However, this is the first time we have direct observational evidence for that.

    Gambar 2: Ratio of the estimated white dwarf radii to theoretical predictions as a function of mass. Below 0.5 solar masses, black points assume a C/O core white dwarf and red points assume a He core white dwarf. Almost all radius measurement at this range are more consistent with He core. [Figure 10 in the paper.]

    Another interesting test the authors made was to compare surface gravities obtained from their fit to the spectra and derived from the mass and radius obtained from the light curves. Fitting spectra is the most widely used method to obtain the physical parameters of a white dwarf, so testing this independently is important to check we are basing our science in correct estimates. As Figure 3 shows, in most cases there’s excellent agreement between the results, but there are a few outliers where the spectral fit overestimates the gravity. In most of these cases, this disagreement can easily be explained by contamination from the companion. There’s one exception where the white dwarf dominates the spectrum so contamination from the companion is not enough to cause the discrepancy, but for this one the discrepancy is only at a 2-sigma level. Additional broadening mechanisms, such as magnetic fields, might be the cause for that.

    Gambar 3: Comparison between surface gravities estimated from spectral fits, and those computed from the mass and radius values obtained from the light curves. [Figure 13 in the paper.]

    Why does it matter?

    The authors came to conclude that both our mass-radius relationship and spectral modelling are quite good at estimating the properties of white dwarfs. This result is important not only for those directly interested in white dwarfs, but has also implications for cosmology. The radius of a white dwarf is related to its cooling rate, which depends on its surface area. As you can read on this bite, the cooling times of white dwarfs can be used to estimate the ages of different stellar populations. The mass-radius relationship also sets an upper limit to the mass of a white dwarf, which is an important result to the study of type Ia supernovae, which in turn are used to measure the expansion of the Universe.

    Now that we know that our theoretical models are doing a good job, we can keep doing cool science with them!


    How Can We Calculate The Mass Of A Planet?

    How do we know the mass of a planet originally appeared on Quora - the knowledge sharing network where compelling questions are answered by people with unique insights.

    One of the things Sir Isaac Newton is most famous for is his theory of gravity. He established that the pull of gravity between any two objects can be calculated from the mass of the two objects, the square of the distance between them, and a gravitational constant. When you put an apple on a scale, you're actually measuring the force between that apple and the earth. The weight depends on both masses if the earth was a different mass, the apple would have a different weight on earth.

    So, once we've measured the weight of the apple, we can work backward. We can easily convert the weight of the apple to find its mass. And we know the distance between the center of the apple and the center of the earth, because we know how big the earth is (how we first calculated that is another story, though a pretty interesting one). Given all that, the two things we don't know are the mass of the earth and the gravitational constant. If we can find one, we can use Newton's equation to figure out the other.

    Cavendish was a brilliant and wealthy but very shy and eccentric 18th century scientist. He made a number of groundbreaking scientific discoveries, and didn't even bother to publish many of them. But one that he did publish was the gravitational constant. See, gravity means that there is an attractive force between all objects, not just planets and stars. So, if you take a big, heavy, metal ball and place it close to another big, heavy ball, there will be an attractive force between them. When dealing with 350 pound chunks of metal instead of planets, the force is very, very tiny, but it's there. An amateur scientist/clergyman named John Michell invented an impressively delicate apparatus for measuring these tiny forces, and left it to Cavendish when he died. Cavendish, after much trial and error, managed to set up an experiment that used it to accurately measure the force between pairs of metal balls. Knowing that force, the mass of the balls, and the distance between them, Cavendish could accurately calculate the gravitational constant. (In case you're curious, it's 6.67*10^-11 cubic meters per kilogram-second squared).

    With that number known, we can solve the mass equation for the whole world. Every time you step on a bathroom scale, you're measuring the mass of the planet. If we know your mass and your distance from the center of the earth, then we can apply Newton's equation of gravity and determine the mass of the planet you're standing on. What's more, once we know the mass of the earth, we can use orbital observations to calculate the mass of the moon and the sun, and we can use those to determine the mass of the other bodies in the solar system. All of which was first made possible by one guy fiddling with a delicate balance in his estate in England 200 years ago.

    This question originally appeared on Quora - the knowledge sharing network where compelling questions are answered by people with unique insights. You can follow Quora on Twitter, Facebook, and Google+. More questions:​


    Watch the video: Sains Tahun 4 - Mengukur Jisim (Disember 2022).