ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ

ਸਪਸ਼ਟ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ / ਸਪਸ਼ਟ ਰੂਪ ਨਾਲ ਚਮਕਦਾਰ ਸੰਬੰਧ ਸਹਾਇਤਾ

ਸਪਸ਼ਟ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ / ਸਪਸ਼ਟ ਰੂਪ ਨਾਲ ਚਮਕਦਾਰ ਸੰਬੰਧ ਸਹਾਇਤਾ


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.

ਮੈਂ ਇੱਕ ਹਾਈ ਸਕੂਲ ਦਾ ਵਿਦਿਆਰਥੀ ਹਾਂ ਜੋ ਵਰਤਮਾਨ ਵਿੱਚ ਇੱਕ ਪ੍ਰੋਜੈਕਟ 'ਤੇ ਕੰਮ ਕਰ ਰਿਹਾ ਹਾਂ ਜੋ ਗਣਿਤ ਦੇ ਸੰਕੇਤ ਅਤੇ ਵਿਆਖਿਆ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਿਆਂ ਵਰਣਨ ਕਰਦਾ ਹੈ, ਵਿਗਿਆਨੀ ਕਿਵੇਂ ਤਾਰਿਆਂ ਦੀ ਹਰੇਕ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾ ਦੇ ਮੁੱਲ ਲੱਭ ਸਕਦੇ ਹਨ, ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਪ੍ਰਕਾਸ਼, ਤਾਪਮਾਨ ਅਤੇ ਮਾਸ, ਫਿਲਹਾਲ, ਮੈਂ' ਐਮ ਇੱਕ ਤਾਰੇ ਦੀ ਸਪਸ਼ਟ ਚਮਕ ਅਤੇ ਸਪਸ਼ਟ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਲਈ ਸਮੀਕਰਨ ਲੱਭਣ ਲਈ ਸੰਘਰਸ਼ ਕਰ ਰਿਹਾ ਹੈ. ਮੈਂ "ਪੋਗਸਨ ਰਿਲੇਸ਼ਨਸ਼ਿਪ" ਨਾਮਕ ਕਿਸੇ ਚੀਜ਼ ਨੂੰ ਠੋਕਰ ਖਾ ਗਈ ਹੈ, ਪਰ ਇਸ ਵਿੱਚ ਕੁਝ ਚੀਜ਼ਾਂ ਦੀ ਸਹਾਇਤਾ ਦੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਹੈ.

ਮੈਨੂੰ ਇਸ ਬਾਰੇ ਇਕ ਹੋਰ ਪੋਸਟ ਵਿਚ ਇਸਤੇਮਾਲ ਕਰਨ ਦਾ ਵਰਣਨ ਮਿਲਿਆ:

ਕਿਸੇ ਦਿੱਤੇ ਗਏ ਤਾਰੇ ਦੀ ਤੀਬਰਤਾ ਨੂੰ ਨਿਰਧਾਰਤ ਕਰਨ ਦਾ ਸਭ ਤੋਂ ਸੌਖਾ probablyੰਗ ਹੈ ਕਿ ਸ਼ਾਇਦ ਪੋਗਸਨ ਸੰਬੰਧ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਨਾ. ਵਿਚਾਰ ਇਕ ਤਾਰਾ ਦੀ ਪ੍ਰਸਿੱਧੀ ਨੂੰ ਇੱਕ ਸੰਦਰਭ ਤਾਰੇ ਦੀ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਨੂੰ ਜਾਣਨ ਲਈ ਨਿਰਧਾਰਤ ਕਰਨਾ ਹੈ; ਵੇਗਾ ਜਾਂ ਸਿਰੀਅਸ ਦੇ ਤੌਰ ਤੇ ਜਾਣੇ-ਪਛਾਣੇ ਸੰਦਰਭ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਿਆਂ ਇਹ ਬਹੁਤ ਅਸਾਨ ਹੈ.

ਪੋਗਸਨ ਰਿਲੇਸ਼ਨ ਦੁਆਰਾ ਦਿੱਤਾ ਗਿਆ ਹੈ:

$$ m_1-m_2 = -2.5 ਲੌਗ ਖੱਬਾ ({ frac {E_1} {E_2}} ਸੱਜਾ) $$

ਕਿੱਥੇ $ m_1 $ ਅਤੇ $ m_2 $ ਸਟਾਰ 1 ਅਤੇ ਸਟਾਰ 2 (ਤੁਹਾਡਾ ਰੈਫਰੈਂਸ ਸਟਾਰ) ਦੀ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਹਨ, ਅਤੇ $ E_1 $ ਅਤੇ $ E_2 $ ਚਮਕ

ਪਹਿਲਾਂ, ਇਸ ਸਮੀਕਰਨ ਦਾ ਕੋਈ ਅਜਿਹਾ ਸੰਸਕਰਣ ਹੈ ਜਿਸਦਾ ਦੋ ਤਾਰਿਆਂ ਵਿਚਕਾਰ ਤੁਲਨਾ ਨਹੀਂ ਹੈ, ਬਲਕਿ ਸਿੱਧਾ ਸਬੰਧ ਹੈ ਤਾਂ ਜੋ ਦਿੱਤਾ ਗਿਆ $ ਐਮ _ { ਟੈਕਸਟ arent ਸਪਸ਼ਟ}} $, ਮੈਂ ਲੱਭ ਸਕਦਾ ਹਾਂ $ E ਤਾਰੇ ਦਾ?

ਦੂਜਾ, ਜੇ ਨਹੀਂ, ਤਾਂ ਮੈਨੂੰ ਵਿਆਖਿਆ ਦਾ 'ਜਾਣਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹਵਾਲਾ' ਹਿੱਸਾ ਸੀ ਜਿਸ ਨਾਲ ਮੈਨੂੰ ਮੁਸ਼ਕਲ ਆਈ. ਇਹ ਕਿਹਾ ਕਿ ਮੈਂ ਇਸਦੇ ਲਈ ਇੱਕ ਮੁੱਲ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਾ ਹਾਂ $ E_2 $ ਇਹ ਜਾਣਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਹਾਲਾਂਕਿ, ਸਿਰੀਅਸ ਅਤੇ ਵੇਗਾ ਦੋਵਾਂ ਲਈ ਸਪਸ਼ਟ ਚਮਕ, ਜਾਂ ਇਸਦੇ ਹੋਰ ਨਾਮ ਪ੍ਰਵਾਹ ਦੀ ਕੀਮਤ ਲਈ ਖੋਜ ਕਰਨ ਤੋਂ ਬਾਅਦ, ਮੈਂ ਖਾਲੀ ਹੱਥ ਆਇਆ ਹਾਂ. ਕੀ ਕੋਈ ਜਗ੍ਹਾ ਹੈ ਜੋ ਮੈਂ ਇਸ ਨੂੰ ਲੱਭ ਸਕਦਾ ਹਾਂ? ਮੈਂ ਵਿਕੀਪੀਡੀਆ ਨੂੰ ਵੇਖਿਆ ਹੈ, ਇੱਥੋਂ ਤੱਕ ਕਿ ਗਾਈਆ ਡਾਟਾਬੇਸ ਨਾਲ ਵੀ ਸਲਾਹ ਲਈ ਹੈ, ਪਰ ਖੇਤਰ ਵਿੱਚ, ਕੁਝ ਵੀ ਨਹੀਂ ਸੀ, ਸਿਰਫ ਸਪੱਸ਼ਟਤਾ ਸੀ.

ਅਖੀਰ ਵਿੱਚ, ਕੀ ਕੋਈ ਤਾਰਾ ਸਿੱਧੇ ਰੂਪ ਵਿੱਚ ਵਿਗਿਆਨਕ ਉਪਕਰਣ ਨਾਲ ਮਾਪਣ ਦਾ ਕੋਈ ਤਰੀਕਾ ਹੈ, ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਇੱਕ ਸੀਸੀਡੀ ਕੈਮਰਾ ਕਿਸ ਤਰ੍ਹਾਂ ਦੀ ਚਮਕ ਨੂੰ ਮਾਪਣ ਲਈ ਵਰਤਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ?

ਤੁਹਾਡਾ ਧੰਨਵਾਦ.


ਵੱਡ

ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨੀ ਕਹਿੰਦੇ ਮਾਪ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦੇ ਹਨ ਮਾਪ ਅਸਮਾਨ ਵਿੱਚ ਵਸਤੂਆਂ ਦੀ ਚਮਕ ਦਾ ਵਰਣਨ ਕਰਨ ਲਈ. ਜਦੋਂ ਸ਼ੁਰੂਆਤੀ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੇ ਸਭ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਦੀਆਂ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾਵਾਂ ਨੂੰ ਰਿਕਾਰਡ ਕਰਨਾ ਸ਼ੁਰੂ ਕੀਤਾ, ਉਦੋਂ ਤਕਨਾਲੋਜੀ ਮੌਜੂਦ ਨਹੀਂ ਸੀ, ਇਕ ਸਹੀ lightੰਗ ਨਾਲ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਦੀ ਮਾਤਰਾ ਨੂੰ ਮਾਪਣਾ. ਨਤੀਜੇ ਵਜੋਂ, ਨਿਰੀਖਕਾਂ ਨੇ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਵਿਕਸਿਤ ਕੀਤੀ, ਜੋ ਇਕ ਤਾਰੇ ਅਤੇ # 8217 ਦੀ ਚਮਕ ਨੂੰ ਦੂਜੇ ਨਾਲ ਤੁਲਨਾ ਕਰਦੀ ਹੈ. ਜਦੋਂ ਤੁਸੀਂ ਕਹਿੰਦੇ ਹੋ ਕਿ ਇੱਕ ਵਿਅਕਤੀ ਦੂਜੇ ਨਾਲੋਂ ਦੁਗਣਾ ਉੱਚਾ ਹੈ, ਤਾਂ ਕਿਸੇ ਯੂਨਿਟ ਦੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਨਹੀਂ ਹੈ. ਇਸੇ ਤਰ੍ਹਾਂ, ਜਦੋਂ ਅਸੀਂ ਅਸਮਾਨ ਵਿੱਚ ਕਿਸੇ ਵਸਤੂ ਦੀ ਮਾਪ ਨੂੰ ਮਾਪਦੇ ਹਾਂ, ਤਾਂ ਅਸੀਂ ਅੰਤ ਵਿੱਚ ਇਕ ਯੂਨਿਟ (ਜਿਵੇਂ ਕਿਲੋਗ੍ਰਾਮ, ਮੀਟਰ ਜਾਂ ਸਕਿੰਟ) ਨੂੰ ਨਹੀਂ ਜੋੜਦੇ. ਚਮਕਦਾਰ ਤਾਰਾ ਵੇਗਾ ਆਮ ਤੌਰ ਤੇ ਸਟੈਂਡਰਡ ਤੁਲਨਾਤਮਕ ਤਾਰੇ ਵਜੋਂ ਵਰਤਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਅਤੇ ਇਸ ਨੂੰ ਪਰਿਭਾਸ਼ਤ ਕੀਤਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਕਿ ਲਗਭਗ ਜ਼ੀਰੋ ਦਾ ਇੱਕ ਸਪਸ਼ਟ ਮਾਪ.

ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨੀ ਅਕਸਰ ਚਮਕ ਮਾਪ ਦੀਆਂ ਦੋ ਮੁ basicਲੀਆਂ ਕਿਸਮਾਂ ਦਾ ਜ਼ਿਕਰ ਕਰਦੇ ਹਨ:

  • ਸਪਸ਼ਟ ਰੂਪ ਮਾਪੋ ਕਿ ਧਰਤੀ ਉੱਤੇ ਸਾਡੇ ਦ੍ਰਿਸ਼ਟੀਕੋਣ ਤੋਂ ਕੋਈ ਚਮਕਦਾਰ ਜਾਂ ਬੇਹੋਸ਼ੀ ਵਾਲੀ ਕੋਈ ਚੀਜ਼ ਪ੍ਰਗਟ ਹੁੰਦੀ ਹੈ. ਇਹ ਯਾਦ ਰੱਖੋ ਕਿ ਅਸਮਾਨ ਵਿਚਲੀਆਂ ਚੀਜ਼ਾਂ ਸਾਡੇ ਲਈ ਬੇਹੋਸ਼ ਹੋ ਸਕਦੀਆਂ ਹਨ ਕਿਉਂਕਿ ਉਹ ਬਹੁਤ ਦੂਰ ਹਨ, ਇਸ ਲਈ ਇਕੱਲਤਾ ਇਕਸਾਰਤਾ ਤੁਹਾਨੂੰ ਨਹੀਂ ਦੱਸਦੀ ਕਿ ਇਕ ਵਸਤੂ ਕਿੰਨੀ ਚਮਕਦਾਰ ਹੈ.
  • ਅਸੀਮਮਾਪ ਇਸਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਨ ਲਈ ਇਸਤੇਮਾਲ ਕੀਤਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਕਿ ਜੇ ਕੋਈ ਚੀਜ਼ 10 ਪਾਰਸਕ ਦੀ ਦੂਰੀ 'ਤੇ ਹੈ ਤਾਂ ਇਹ ਕਿੰਨੀ ਚਮਕਦਾਰ ਦਿਖਾਈ ਦੇਵੇਗਾ. ਸੰਪੂਰਨ ਮਾਪ ਮਾਪ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ ਤੌਰ 'ਤੇ ਲਾਭਦਾਇਕ ਹਨ ਕਿਉਂਕਿ ਇਹ ਸਾਨੂੰ ਵੱਖੋ ਵੱਖਰੀਆਂ ਵਸਤੂਆਂ ਦੀ ਅਸਲ, ਅੰਦਰੂਨੀ ਚਮਕ ਦੀ ਤੁਲਨਾ ਕਰਨ ਦੀ ਆਗਿਆ ਦਿੰਦੇ ਹਨ. ਇਕੋ ਮੁਸ਼ਕਲ ਇਹ ਹੈ ਕਿ ਨਿਰਧਾਰਤ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਨੂੰ ਨਿਰਧਾਰਤ ਕਰਨਾ ਮੁਸ਼ਕਲ ਹੋ ਸਕਦਾ ਹੈ, ਕਿਉਂਕਿ ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਧਰਤੀ ਤੋਂ ਕਿਸੇ ਵਸਤੂ ਅਤੇ # 8217 ਦੂਰੀ ਦੀ ਜਾਣਕਾਰੀ ਦੀ ਲੋੜ ਹੁੰਦੀ ਹੈ.

ਸਾਦਗੀ ਲਈ, ਅਸੀਂ & # 8217 ਸਾਰੇ ਯਾਤਰਾ ਦੀਆਂ ਗਤੀਵਿਧੀਆਂ ਅਤੇ # 8211 ਦੀਆਂ ਜ਼ਾਹਰ ਹੱਦਾਂ 'ਤੇ ਨਿਰਭਰ ਕਰਦੇ ਹਾਂ ਪਰ ਯਾਦ ਰੱਖੋ ਕਿ ਇਹ ਮਾਪ ਸਾਡੇ ਆਲੇ-ਦੁਆਲੇ ਤੋਂ ਕਿੰਨੀ ਚਮਕਦਾਰ ਦਿਖਾਈ ਦਿੰਦੇ ਹਨ, ਇਹ ਇਕ ਚੀਜ਼ ਦੀ ਸੱਚੀ ਚਮਕ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਂਦਾ ਹੈ.

ਇਤਿਹਾਸਕ ਕਾਰਨਾਂ ਕਰਕੇ, ਅਸਮਾਨ ਦੀਆਂ ਵਸਤੂਆਂ (ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਹੋਰ ਤਾਰੇ) ਤਾਰੇ ਵੇਗਾ ਨਾਲੋਂ ਕਮਜ਼ੋਰ ਦਿਖਾਈ ਦਿੰਦੀਆਂ ਹਨ, ਇਸੇ ਤਰ੍ਹਾਂ ਅਸਮਾਨ ਵਿਚਲੀਆਂ ਚੀਜ਼ਾਂ (ਪੂਰਨਮਾਸ਼ੀ ਦੀ ਤਰ੍ਹਾਂ) ਜੋ ਵੇਗਾ ਨਾਲੋਂ ਚਮਕਦਾਰ ਦਿਖਾਈ ਦਿੰਦੀਆਂ ਹਨ, ਨਕਾਰਾਤਮਕ ਜ਼ਾਹਰ ਹੁੰਦੀਆਂ ਹਨ. ਪੂਰਨਮਾਸ਼ੀ ਦੇ ਮਾਮਲੇ ਵਿਚ, ਸਪਸ਼ਟ ਮਾਪ -13 ਹੈ. ਸੂਰਜ ਦੀ ਇੱਕ ਪੂਰੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਸਪਸ਼ਟਤਾ -27 ਹੈ! ਵੀਨਸ, ਜਿਸ ਨੂੰ ਤੁਸੀਂ ਅਕਸਰ ਸਵੇਰ ਦੇ ਆਸਮਾਨ ਵਿਚ ਵੀ ਦੇਖ ਸਕਦੇ ਹੋ, ਕਾਫ਼ੀ ਚਮਕਦਾਰ ਹੈ ... -5 ਦੇ ਆਸ ਪਾਸ ਇਕ ਸਪਸ਼ਟ ਮਾਪ ਦੇ ਨਾਲ. ਪਰ ਪਲੂਟੋ, ਜਿਸ ਨੂੰ ਤੁਸੀਂ ਦੂਰਬੀਨ ਤੋਂ ਬਗੈਰ ਨਹੀਂ ਵੇਖ ਸਕਿਆ, ਦੀ ਜ਼ਬਰਦਸਤ ਚੌੜਾਈ 14 ਹੈ.

ਇਸ ਲਈ, ਮਾਪ ਮਾਪ ਇਸਦੇ ਉਲਟ ਦਿਸ਼ਾ ਵਿੱਚ ਚਲਦੇ ਹਨ ਜਿਸਦੀ ਤੁਸੀਂ ਉਮੀਦ ਕਰ ਸਕਦੇ ਹੋ & # 8230 ਜਿੰਨਾ ਵੱਡਾ ਮਾਪ, ਆਬਜੈਕਟ ਘੱਟ ਹੋ ਜਾਵੇਗਾ! ਪਹਿਲੇ ਆਉਣ ਵਾਲੇ ਜੇਤੂਆਂ ਦੇ ਨਾਲ ਇੱਕ ਦੌੜ ਦੇ ਰੂਪ ਵਿੱਚ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਦੇ ਪੈਮਾਨੇ ਬਾਰੇ ਸੋਚੋ. ਪਹਿਲੇ ਸਥਾਨ ਤੇ ਚਮਕ ਦੀ ਦੌੜ ਵਿਚ ਚਮਕਦਾਰ ਤਾਰਿਆਂ ਅਤੇ 4 ਵੇਂ, 5 ਵੇਂ ਜਾਂ 23 ਵੇਂ ਸਥਾਨ ਵਿਚ ਮੱਧਮ ਚੀਜ਼ਾਂ ਬਾਰੇ ਸੋਚਣਾ ਸੌਖਾ ਹੈ.

ਐਸ ਡੀ ਐਸ ਐਸ ਹਰ ਇਕਾਈ ਲਈ ਪੰਜ ਵੱਖ-ਵੱਖ ਮਾਪਾਂ ਨੂੰ ਰਿਕਾਰਡ ਕਰਦਾ ਹੈ. ਇਸ ਨੂੰ ਹੋਰ ਸਪਸ਼ਟ ਤੌਰ ਤੇ ਸਮਝਣ ਲਈ, ਕਲਪਨਾ ਕਰੋ ਕਿ ਐਸਡੀਐਸ ਦੂਰਬੀਨ ਕੋਲ ਅਸਮਾਨ ਨੂੰ ਵੇਖਣ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ ਪੰਜ ਵੱਖ ਵੱਖ ਰੰਗਾਂ ਦੇ ਗਲਾਸ ਹਨ. ਇਹ & # 8220 ਗਲਾਸ ਅਤੇ # 8221 ਫਿਲਟਰ ਕਹਿੰਦੇ ਹਨ. ਤਾਰਿਆਂ ਅਤੇ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਦੀ ਚਮਕ ਮਾਪਣ ਲਈ ਕਿਸ ਫਿਲਟਰ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕੀਤੀ ਜਾ ਰਹੀ ਹੈ ਇਸ ਉੱਤੇ ਨਿਰਭਰ ਕਰਦੇ ਹੋਏ ਵੱਖੋ ਵੱਖਰੇ ਮਾਪ ਹੋ ਸਕਦੇ ਹਨ. ਐਸਡੀਐਸਐਸ ਸਾਰੇ ਪੰਜ ਫਿਲਟਰਾਂ ਵਿੱਚ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਮਾਪ ਦੀ ਰਿਪੋਰਟ ਕਰਦਾ ਹੈ. ਜੇ ਤੁਸੀਂ ਐਸ ਡੀ ਐਸ ਐਸ ਫਿਲਟਰਾਂ ਬਾਰੇ ਹੋਰ ਜਾਣਨਾ ਚਾਹੁੰਦੇ ਹੋ, ਤਾਂ ਕਿਰਪਾ ਕਰਕੇ ਸਾਡਾ ਫਿਲਟਰ ਪ੍ਰੀ-ਫਲਾਈਟ ਸਿਖਲਾਈ ਪੰਨਾ ਦੇਖੋ.

ਸਾਡੀਆਂ ਯਾਤਰਾਵਾਂ ਦੀਆਂ ਗਤੀਵਿਧੀਆਂ ਲਈ, ਅਸੀਂ ਇਕੋ ਫਿਲਟਰ ਵਜ਼ਨ ਨੂੰ ਇਕ ਚੀਜ਼ ਦੀ ਚਮਕ ਦੇ ਮਾਪ ਵਜੋਂ ਚੁਣਨ ਦੀ ਸਿਫਾਰਸ਼ ਕਰਦੇ ਹਾਂ ਅਤੇ ਉਸੇ ਹੀ ਚੋਣ ਨੂੰ ਉਸੇ ਸਮੇਂ ਚਿਪਕਦੇ ਹਾਂ.


ਐਲੀਮੈਂਟਰੀ ਐਸਟ੍ਰੋਨਮੀ ਹਾਈਬ੍ਰਿਡ / Onਨ-ਕੈਂਪਸ ਲੈਬਾਰਟਰੀ (108)

ਉਰਸਾ ਮੇਜਰ ਵਿਚ ਗਲੈਕਸੀ ਮੈਸੀਅਰ 101 ਨੂੰ ਕਈ ਵਾਰ "ਪਿਨਵ੍ਹੀਲ" ਵੀ ਕਿਹਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਕਿਉਂਕਿ ਇਹ ਚਿਹਰੇ 'ਤੇ ਦਿਖਾਈ ਦੇਣ ਵਾਲੀ ਚਿਹਰਾ ਹੈ. ਇਹ ਮੁਕਾਬਲਤਨ ਨੇੜੇ ਹੈ, ਇਸਦੇ ਸੇਫੀਡ ਵੇਰੀਏਬਲ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਨੂੰ ਇਮੇਜ ਕਰਨ ਦੀ ਇਜ਼ਾਜ਼ਤ ਦੇਣ ਲਈ ਕਾਫ਼ੀ ਨੇੜੇ ਹੈ ਅਤੇ ਇਹ ਨਿਰਧਾਰਤ ਕਰਦਾ ਹੈ ਕਿ ਇਸਦੀ ਦੂਰੀ 6.6 ਮਿਲੀਅਨ ਪਾਰਸਕ (ਐਮਪੀਸੀ) ਹੈ.

24 ਅਗਸਤ, 2011 ਨੂੰ ਟਾਈਪ ਆਈਏ ਦਾ ਇੱਕ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਪ੍ਰਗਟ ਹੋਇਆ ਜੋ ਇਸਦੀ ਵੱਧ ਤੋਂ ਵੱਧ ਚਮਕ ਪਹੁੰਚਣ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ ਤੁਰੰਤ ਛੋਟੇ ਦੂਰਬੀਨਾਂ ਵਿਚ ਫੜ ਲਿਆ ਗਿਆ ਸੀ. ਇਸ ਦੇ ਨਤੀਜੇ ਵਜੋਂ ਵਿਸਫੋਟਕ ਤਾਰੇ ਦਾ ਵਾਧਾ ਅਤੇ ਅਖੀਰਲੀ ਫਿੱਕੀ ਦੁਨੀਆ ਭਰ ਵਿੱਚ ਰਿਕਾਰਡ ਕੀਤੀ ਗਈ, ਅਤੇ ਇਸਦਾ ਵਿਵਹਾਰ ਉਹਨਾਂ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆਵਾਂ ਦੀ ਵਧੇਰੇ ਸੁਧਾਰੀ ਸਮਝ ਦਾ ਅਧਾਰ ਹੈ ਜੋ ਇਸਦੇ ਖਤਮ ਹੋਣ ਦਾ ਕਾਰਨ ਸੀ. ਟਾਈਪ ਆਈਏ ਦਾ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਚਿੱਟੇ ਬੌਨੇ ਤਾਰੇ ਫਟ ਰਹੇ ਹਨ. ਉਨ੍ਹਾਂ ਕੋਲ ਅਸਾਧਾਰਣ ਤੌਰ ਤੇ ਚਮਕਦਾਰ ਹੋਣ ਦੀ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਲਾਭਦਾਇਕ ਜਾਇਦਾਦ ਹੈ, ਅਤੇ ਗਲੈਕਸੀ ਜਾਂ ਮੁੱ of ਦੇ ਤਾਰੇ ਦੀ ਕੋਈ ਫਰਕ ਨਹੀਂ ਪੈਂਦਾ. ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨੀ ਆਬਜੈਕਟ ਨੂੰ ਇਸ ਨੂੰ "ਸਟੈਂਡਰਡ ਮੋਮਬੱਤੀਆਂ" ਕਹਿੰਦੇ ਹਨ. ਕਿਉਂਕਿ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੀ ਅਸਲ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ਵਾਨਤਾ ਜਾਣੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ, ਉਹਨਾਂ ਦਾ ਸਪਸ਼ਟ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਸਾਨੂੰ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੀ ਦੂਰੀ ਦੱਸਦਾ ਹੈ.

ਇਹ ਇਸ ਤਰਾਂ ਹੈ ਕਿ ਐਸ ਐਨ २०१201 ਫੈਡ ਲੂਯਿਸਵਿਲ ਦੇ ਮੂਰ ਆਬਜ਼ਰਵੇਟਰੀ ਯੂਨੀਵਰਸਿਟੀ ਵਿਚ ਇਕ ਖੋਜ ਦੇ ਦੋ ਦਿਨ ਬਾਅਦ ਦੂਰਬੀਨ ਵਿਚ ਪ੍ਰਗਟ ਹੋਇਆ:

ਇਹ ਲਾਲ ਰੋਸ਼ਨੀ ਵਿੱਚ ਇੱਕ ਚਿੱਤਰ ਹੈ, ਇੱਕ "ਆਰ" ਫਿਲਟਰ ਦੁਆਰਾ ਲਿਆ ਗਿਆ ਹੈ. ਏ ਅਤੇ ਬੀ ਦੇ ਲੇਬਲ ਵਾਲੇ ਤਾਰਿਆਂ ਨੂੰ ਇਸ ਰਾਤ ਨੂੰ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਦੇ ਸਪੱਸ਼ਟ ਰੂਪ ਨੂੰ ਲੱਭਣ ਲਈ ਹਵਾਲਿਆਂ ਵਜੋਂ ਵਰਤਣ ਲਈ ਮਾਪਿਆ ਗਿਆ ਹੈ. ਲਾਲ ਰੋਸ਼ਨੀ ਵਿਚ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੀ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਹੈ:

ਅਸੀਂ ਇਸ ਫਾਈਲ ਨੂੰ ਵੇਖਣ ਲਈ ਜੇ ਐਸ 9 ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਾਂਗੇ ਜੋ ਤੁਸੀਂ ਪਹਿਲਾਂ ਇਸ ਲੈਬ ਦੀਆਂ ਹੋਰ ਗਤੀਵਿਧੀਆਂ ਵਿੱਚ ਵਰਤੇ ਹਨ. ਜਦੋਂ ਤੁਸੀਂ ਹੇਠਾਂ ਦਿੱਤੇ ਲਿੰਕ ਤੇ ਕਲਿਕ ਕਰੋਗੇ ਤਾਂ ਤੁਸੀਂ ਸਾਡੇ ਸਰਵਰ ਨਾਲ ਜੁੜ ਜਾਓਗੇ, ਜੇਐਸ 9 ਲੋਡ ਹੋ ਜਾਵੇਗਾ, ਅਤੇ ਚਿੱਤਰ ਥੋੜ੍ਹੀ ਦੇਰੀ ਤੋਂ ਬਾਅਦ ਆਮ ਵਿੰਡੋ ਵਿੱਚ ਦਿਖਾਈ ਦੇਵੇਗਾ. ਹਾਲਾਂਕਿ ਇਹ ਚਿੱਤਰ ਤਿਆਰ ਹੈ ਅਤੇ ਸੰਕੁਚਿਤ ਹੈ, ਇਹ ਅਜੇ ਵੀ ਵੱਡਾ ਹੈ. ਇਸਨੂੰ ਡਾਉਨਲੋਡ ਕਰਨ ਲਈ ਸਮਾਂ ਦਿਓ:

ਇਸ ਪ੍ਰਯੋਗ ਲਈ ਐਮ 101 ਚਿੱਤਰ ਫਾਈਲਾਂ ਉਪਲਬਧ ਹਨ (ਹੇਠਾਂ ਦੇਖੋ) ਜੇ ਤੁਸੀਂ ਉਹਨਾਂ ਨੂੰ ਚੁਣਨਾ ਚਾਹੁੰਦੇ ਹੋ ਅਤੇ ਉਹਨਾਂ ਨੂੰ ਸਥਾਨਕ ਤੌਰ ਤੇ ਦੂਜੇ ਸਾੱਫਟਵੇਅਰ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਕੇ ਪ੍ਰਦਰਸ਼ਤ ਕਰਦੇ ਹੋ. ਇਹ ਹੈ ਵਿਕਲਪਿਕ, ਪਰ ਜੇ ਤੁਸੀਂ ਇਸ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦੇ ਹੋ ਤਾਂ ਤੁਸੀਂ ਆਪਣੇ ਖੁਦ ਦੇ ਕੰਪਿ onਟਰ ਤੇ ਚੱਲ ਰਹੇ ਸਾੱਫਟਵੇਅਰ ਨਾਲ ਚਿੱਤਰ ਵੇਖ ਸਕੋਗੇ. ਤੁਸੀਂ ਚਿੱਤਰਾਂ ਦੀ ਇੱਕ ਸੂਚੀ ਵੇਖੋਗੇ. ਇਸ ਨੂੰ ਡਾ downloadਨਲੋਡ ਕਰਨ ਲਈ, ਜਿਸ ਨੂੰ ਤੁਸੀਂ ਚਾਹੁੰਦੇ ਹੋ, ਸੱਜਾ ਕਲਿੱਕ ਕਰੋ ਅਤੇ "ਇਸ ਤਰਾਂ ਸੁਰੱਖਿਅਤ ਕਰੋ" ਦੀ ਚੋਣ ਕਰੋ. ਜਿਹੜੀ ਤਸਵੀਰ ਅਸੀਂ ਇਸਤੇਮਾਲ ਕਰ ਰਹੇ ਹਾਂ ਉਹ ਇੱਕ ਹੈ ਜੋ 2-3 ਸਤੰਬਰ, 2011 ਦੀ ਰਾਤ ਨੂੰ ਲਈ ਗਈ ਹੈ, ਅਤੇ ਇਸ ਵਿੱਚ ਇੱਕ ਨਾਮ ਹੈ "20110902".

ਜਦੋਂ ਤੁਸੀਂ ਕਰਸਰ ਨੂੰ ਚਿੱਤਰ ਉੱਤੇ ਲਿਜਾਦੇ ਹੋ ਤਾਂ JS9 ਕੰਟਰੋਲ ਪੈਨਲ ਪਿਕਸਲ ਦੀ ਸਥਿਤੀ ਅਤੇ ਉਸ ਪਿਕਸਲ 'ਤੇ ਸਿਗਨਲ ਪ੍ਰਦਰਸ਼ਿਤ ਕਰਦਾ ਹੈ. ਇਹ ਤਾਰਿਆਂ ਨੂੰ ਜ਼ੂਮ ਕਰਨ ਅਤੇ ਚਮਕ ਅਤੇ ਇਸ ਦੇ ਉਲਟ ਬਦਲਣ ਲਈ ਕਰਸਰ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਕੇ ਪ੍ਰਦਰਸ਼ਨ ਨੂੰ ਨਿਯੰਤਰਿਤ ਕਰਨ ਵਿੱਚ ਸਹਾਇਤਾ ਕਰ ਸਕਦਾ ਹੈ. "ਲੌਗ" ਪੈਮਾਨਾ ਇਕੋ ਡਿਸਪਲੇਅ ਵਿਚ ਕਮਜ਼ੋਰ ਅਤੇ ਚਮਕਦਾਰ ਹਿੱਸੇ ਦਿਖਾਉਣ ਲਈ ਲਾਭਦਾਇਕ ਹੈ, ਪਰ "ਰੇਖਿਕ" ਪੈਮਾਨਾ ਬੈਕਗਰਾ .ਂਡ ਦੇ ਵਿਰੁੱਧ ਮਧੁਰ ਤਾਰਿਆਂ ਨੂੰ ਉਭਾਰਨ ਵਿਚ ਸਹਾਇਤਾ ਕਰਦਾ ਹੈ.

ਜਦੋਂ ਚਿੱਤਰ ਪਹਿਲਾਂ ਪ੍ਰਦਰਸ਼ਿਤ ਹੁੰਦਾ ਹੈ ਤਾਂ ਤੁਸੀਂ ਸ਼ਾਇਦ ਸਿਰਫ ਕੁਝ ਚਮਕਦਾਰ ਤਾਰਿਆਂ ਨੂੰ ਵੇਖੋਗੇ. ਕਰਸਰ ਦੀ ਚਮਕ ਨਿਯੰਤਰਣ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰੋ ਅਤੇ ਕਿਸਮਤ ਦੇ ਨਾਲ ਤੁਸੀਂ ਇੱਕ ਚਿੱਤਰ ਵੇਖੋਗੇ ਜੋ ਪਿਛਲੀ ਰਾਤ ਲਈ ਉੱਪਰ ਦਿਖਾਈ ਗਈ ਦਿਖਾਈ ਦੇਵੇਗੀ.

ਤਿੰਨ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਦੀ ਜਾਂਚ ਕਰੋ - ਏ, ਬੀ ਅਤੇ ਸੁਪਰਨੋਵਾ. ਹਰ ਇਕ ਵਿਚ ਚਮਕਦਾਰ ਪਿਕਸਲ ਲੱਭੋ ਅਤੇ ਸੰਕੇਤ ਹੇਠ ਲਿਖੋ. ਫਿਰ, ਹਰੇਕ ਸਿਤਾਰੇ ਦੇ ਆਸ ਪਾਸ ਦੇ ਖੇਤਰ ਵਿੱਚ ਪਿਛੋਕੜ ਦਾ ਇੱਕ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਨੁਮਾਇੰਦਾ ਲੱਭੋ. ਇਹ ਜ਼ੀਰੋ ਨਹੀਂ ਹੈ, ਇਸ ਲਈ ਜਿਸ ਤਾਰੇ ਲਈ ਤੁਸੀਂ ਸਿਗਨਲ ਮਾਪਦੇ ਹੋ ਉਹ ਤਾਰੇ ਦੇ ਸੰਕੇਤ ਅਤੇ ਪਿਛੋਕੜ ਦਾ ਜੋੜ ਹੈ. ਸਟਾਰ ਤੋਂ ਸੰਕੇਤ ਲੱਭਣ ਲਈ ਅਸੀਂ ਹਰ ਮਾਪ ਤੋਂ ਪਿਛੋਕੜ ਨੂੰ ਘਟਾਉਂਦੇ ਹਾਂ.

ਇੱਕ ਪਾਸੇ: ਸ਼ੁੱਧ ਕੰਮ ਲਈ ਇੱਕ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨੀ ਇੱਕ ਸਾੱਫਟਵੇਅਰ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰੇਗਾ ਜੋ ਇੱਕ ਸਿਤਾਰੇ ਦੇ ਚਿੱਤਰ ਵਿੱਚ ਸਾਰੇ ਪਿਕਸਲ ਦੇ ਬਰਾਬਰ ਹੈ, ਅਤੇ ਸਾਰੇ ਤਾਰੇ ਦੇ ਪਿਛੋਕੜ ਦਾ ਅਨੁਮਾਨ ਲਗਾਉਂਦਾ ਹੈ. ਬੱਸ ਸਿਖਰ ਲੱਭਣਾ ਅਤੇ ਘਟਾਉਣਾ ਇਹ ਸਿੱਖਣ ਲਈ ਵਧੀਆ ਕੰਮ ਕਰਦਾ ਹੈ ਕਿ ਅਸੀਂ ਇਹ ਕਿਵੇਂ ਕਰਦੇ ਹਾਂ.

ਜੇ ਤੁਸੀਂ ਇਸ ਗਤੀਵਿਧੀ ਵਿੱਚ ਵਰਤਣ ਲਈ ਜੇਐਸ 9 ਨਾਲ ਜਾਣ-ਪਛਾਣ ਚਾਹੁੰਦੇ ਹੋ, ਤਾਂ ਇਹ ਵੀਡੀਓ ਹੈ ਜੋ ਪਹਿਲੇ ਪ੍ਰਸ਼ਨਾਂ ਨੂੰ ਕਵਰ ਕਰਦਾ ਹੈ

1. ਐਮ 101 ਵਿਚ ਐਸ ਐਨ2011fe ਦੇ ਚਿੱਤਰ ਤੇ ਸਟਾਰ ਏ ਵਿਚ ਉੱਚੇ ਸਿਗਨਲ ਕੀ ਹਨ? (ਸੰਕੇਤ: ਏ ਵਿੱਚ ਕਰਸਰ ਪਾਓ ਅਤੇ ਇਸਨੂੰ ਵੱਧ ਤੋਂ ਵੱਧ ਵੇਖ ਰਹੇ ਹੋਵੋ.)

ਤਾਰੇ ਦੇ ਨਜ਼ਦੀਕ ਦੀ ਪਿੱਠਭੂਮੀ ਨੂੰ ਵੀ ਮਾਪਣਾ ਨਾ ਭੁੱਲੋ ਤਾਂ ਕਿ ਜਦੋਂ ਤੁਸੀਂ ਹੇਠਾਂ ਪ੍ਰਸ਼ਨ 2 ਤੋਂ ਬਾਅਦ ਮਾਪ ਦੀ ਗਣਨਾ ਕਰੋਗੇ ਤਾਂ ਤੁਸੀਂ ਇਕੱਲੇ ਤਾਰੇ ਦਾ ਮੁੱਲ ਪ੍ਰਤੀਨਿਧੀ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕਰਨ ਲਈ ਇਸ ਸਿਖਰ ਸਿਗਨਲ ਤੋਂ ਪਿਛੋਕੜ ਨੂੰ ਘਟਾਓਗੇ.

2. SN2011fe ਦੇ ਚਿੱਤਰ ਵਿਚ ਆਪਣੇ ਆਪ ਵਿਚ ਸੁਪਰੋਨਾ ਲਈ ਉਪਰੋਕਤ ਸੰਕੇਤ ਕੀ ਹੈ? (ਸੰਕੇਤ: ਸੁਪਰਨੋਵਾ 'ਤੇ ਵੱਧ ਤੋਂ ਵੱਧ ਲੱਭਣ ਤੋਂ ਬਾਅਦ, ਪਿਛੋਕੜ ਵਿਚ ਸਿਗਨਲ ਲੱਭੋ ਅਤੇ ਇਸ ਨੂੰ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਸਿਗਨਲ ਤੋਂ ਘਟਾਓ.)

ਤਾਰਿਆਂ ਤੋਂ ਮਾਪਿਆ ਗਿਆ ਸੰਕੇਤ ਉਸ ਮਾਪ ਦੇ ਮਾਪ ਨਾਲ ਸੰਬੰਧਿਤ ਹੈ ਜਿਸਦੀ ਵਰਤੋਂ ਅਸੀਂ ਇਸ ਸਮੀਕਰਣ ਦੁਆਰਾ ਤਾਰੇ ਦੀ ਚਮਕ ਨੂੰ ਰਿਕਾਰਡ ਕਰਨ ਲਈ ਕਰਦੇ ਹਾਂ

ਇਥੇ "ਮੀ"ਉਹ ਤਾਰੇ ਦੀ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਹੈ ਜਿਸ ਨੂੰ ਅਸੀਂ ਲੱਭਣਾ ਚਾਹੁੰਦੇ ਹਾਂ, ਅਤੇ ਮੀ0 ਇਕ ਵਿਆਪਕਤਾ ਹੈ ਜਿਸ ਬਾਰੇ ਅਸੀਂ ਪਹਿਲਾਂ ਹੀ ਜਾਣਦੇ ਹਾਂ. ਜਿਸ ਤਾਰੇ ਦਾ ਸਾਨੂੰ ਪਤਾ ਹੈ ਉਹ ਸੰਕੇਤ ਹੈ ਐੱਸ0, ਅਤੇ ਉਹ ਤਾਰਾ ਸੰਕੇਤ ਹੈ ਜਿਸ ਬਾਰੇ ਅਸੀਂ ਨਹੀਂ ਜਾਣਦੇ ਐੱਸ. ਐਮ ਲੱਭਣ ਲਈ ਤੁਸੀਂ ਅਨੁਪਾਤ ਲੈਂਦੇ ਹੋ ਐੱਸ0, ਲਾਗਰਿਥਮ ਦੀ ਗਣਨਾ ਕਰੋ, 2.5 ਨਾਲ ਗੁਣਾ ਕਰੋ, ਅਤੇ ਇਸ ਨੂੰ ਤਾਰੇ ਦੀ ਜਾਣੂ ਤੀਬਰਤਾ ਤੋਂ ਘਟਾਓ. ਇੱਥੇ 'ਵੈਬ ਕੈਲਕੁਲੇਟਰ ਲਈ ਲਿੰਕ ਦੁਬਾਰਾ ਜੇ ਤੁਸੀਂ ਇਸ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਨਾ ਚਾਹੁੰਦੇ ਹੋ:

3. ਚਿੱਤਰ ਲਏ ਜਾਣ ਦੀ ਮਿਤੀ 'ਤੇ ਐਸ ਐਨ २०१1 ਦੀ ਸਪੱਸ਼ਟਤਾ ਦਾ ਮਾਪ ਕੀ ਹੈ?

ਮਾਈਕਲ ਰਿਚਮੰਡ ਅਤੇ ਹੌਰੇਸ ਸਮਿੱਥ ਦੁਆਰਾ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਉੱਤੇ ਹਾਲ ਹੀ ਵਿੱਚ ਇੱਕ ਵਿਆਪਕ ਪੇਪਰ ਨੇ ਬਹੁਤ ਸਾਰੀਆਂ ਰਾਤਾਂ ਲਈ ਡੇਟਾ ਪ੍ਰਦਾਨ ਕੀਤਾ, ਅਤੇ ਅਸੀਂ ਇੱਥੇ ਮੂਰ ਆਬਜ਼ਰਵੇਟਰੀ ਦੇ ਮਾਪਾਂ ਦੇ ਨਾਲ ਮਿਲ ਕੇ ਉਸ ਡੇਟਾ ਦੀ ਯੋਜਨਾ ਬਣਾਈ ਹੈ.

ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨੀ ਲੰਘੇ ਸਮੇਂ ਦੀ ਗਿਣਤੀ ਨੂੰ ਜਾਰੀ ਰੱਖਣ ਲਈ ਜੂਲੀਅਨ ਦਿਨਾਂ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦੇ ਹਨ. ਜੂਲੀਅਨ ਦਾ ਦਿਨ ਨੰਬਰ 2,400,000 16 ਨਵੰਬਰ, 1858 ਨੂੰ ਸੀ। ਤੁਸੀਂ ਹੁਣੇ ਹੀ ਕੀਤੀ ਮਿਣਤੀ 2 ਸਤੰਬਰ, 2011 ਨੂੰ ਜੇਡੀ 2,455,807.6 'ਤੇ ਸੀ.

4. ਆਪਣੇ ਮੁੱਲ ਦੀ ਤੁਲਨਾ ਹਲਕੇ ਕਰਵ ਨਾਲ ਕਰੋ. ਇਸ ਚਿੱਤਰ ਤੋਂ ਕਿੰਨੇ ਦਿਨਾਂ ਬਾਅਦ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਇਸ ਦੇ ਚਮਕਦਾਰ ਸੀ?

ਇੱਕ ਸਿਤਾਰੇ ਦੀ ਸੰਪੂਰਨਤਾ "ਐਮ" ਉਹ ਮਾਪ ਹੈ ਜੋ ਇਸ ਨੂੰ 10 ਪਾਰਸਿਆਂ ਤੋਂ ਦੂਰ ਵੇਖੀ ਜਾਏਗੀ. ਅਸੀਂ ਇੱਕ ਗਲੈਕਸੀ ਵਿੱਚ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਨੂੰ ਵੇਖ ਰਹੇ ਹਾਂ ਜੋ ਕਿ 6.6 ਐਮਪੀਸੀ ਦੂਰ ਜਾਣੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ, ਇਸ ਲਈ ਸਪੱਸ਼ਟ ਤੌਰ ਤੇ ਇਹ ਸਾਡੇ ਲਈ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਬੇਹੋਸ਼ੀ ਪ੍ਰਤੀਤ ਹੁੰਦਾ ਹੈ ਜੇ ਇਹ ਨੇੜਲਾ ਹੋਵੇ. ਪੂਰੀ ਦੂਰੀ ਐਮ ਅਤੇ ਦੂਰੀ 'ਤੇ ਸਪੱਸ਼ਟ ਮਾਪ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਸੰਬੰਧ ਹੈ

ਐਮ - ਐਮ = 5 (ਲੌਗ ਡੀ) - 5

ਇਸਦਾ ਅਰਥ ਇਹ ਹੈ ਕਿ ਤੁਸੀਂ ਦੂਰੀ ਦੇ ਲੋਗਾਰਿਥਮ ਨੂੰ ਲੈਂਦੇ ਹੋ, ਇਸ ਨੂੰ 5 ਨਾਲ ਗੁਣਾ ਕਰੋ, ਨਤੀਜੇ ਤੋਂ 5 ਨੂੰ ਘਟਾਓ, ਅਤੇ ਇਹ ਸਪੱਸ਼ਟ ਅਤੇ ਪੂਰਨ ਮਾਪ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਅੰਤਰ ਹੈ. ਉਦਾਹਰਣ ਦੇ ਲਈ ਜੇ ਡੀ = 10 ਪਾਰਸ, ਲੌਗ ਡੀ 1 ਹੈ, ਅਤੇ ਐਮ - ਐਮ = 0. ਇਹ ਉਹੀ ਹੈ ਜਿਸਦੀ ਤੁਸੀਂ ਉਮੀਦ ਕਰਦੇ ਹੋ ਕਿਉਂਕਿ ਐਮ ਨੂੰ ਡੀ = 10 ਤੇ ਐਮ ਪਰਿਭਾਸ਼ਤ ਕੀਤਾ ਗਿਆ ਹੈ.

5. ਐਮ 101 ਨੂੰ ਇਸ ਦੇ ਸੇਫੀਡ ਵੇਰੀਏਬਲ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਤੋਂ 6.6 ਮਿਲੀਅਨ ਪਾਰਸੈਕਸ (6.6 ਐਮ ਪੀਸੀ) ਦੂਰ ਜਾਣਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਇਸ ਗਲੈਕਸੀ ਲਈ "ਦੂਰੀ ਮਾਡਿਯੂਲਸ", ਐਮ - ਐਮ ਕੀ ਹੈ?

6. ਵੱਧ ਤੋਂ ਵੱਧ ਸਪੱਸ਼ਟ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ (ਤੁਹਾਡੇ ਮਾਪ ਨਾਲੋਂ ਥੋੜਾ ਵਧੇਰੇ ਚਮਕਦਾਰ) ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰੋ, ਅਤੇ ਇਸ ਐਸ ਐਨ ਆਈ ਏ ਕਿਸਮ ਦੇ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਲਈ ਸੰਪੂਰਨਤਾ ਵਾਲੇ ਐਮ ਲੱਭੋ.

ਤੁਸੀਂ ਹੁਣੇ ਹੀ ਟਾਈਪ Ia ਦਾ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਲਿਖਿਆ ਹੈ. ਹੁਣ, ਜੇ ਤੁਸੀਂ ਇਸ ਕਿਸਮ ਦੇ ਕਿਸੇ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਦੀ ਤੀਬਰਤਾ ਨੂੰ ਇਸਦੇ ਵੱਧ ਤੋਂ ਵੱਧ ਮਾਪਦੇ ਹੋ, ਤਾਂ ਤੁਸੀਂ ਉੱਪਰ ਦੱਸੇ ਰਿਸ਼ਤੇ ਨੂੰ ਸੁਲਝਾ ਕੇ ਇਸ ਦੀ ਦੂਰੀ ਨੂੰ ਲੱਭ ਸਕਦੇ ਹੋ. ਡੀ. ਇਹ ਇਸ ਤਰੀਕੇ ਨਾਲ ਦਿੱਤਾ ਗਿਆ ਹੈ:

ਜੇ ਤੁਸੀਂ ਅਲਜਬਰਾ ਤੋਂ ਪ੍ਰੇਸ਼ਾਨ ਹੋ, ਤਾਂ ਇਹ auਖਾ ਲੱਗਦਾ ਹੈ ਪਰ ਕੈਲਕੁਲੇਟਰ ਦੀ ਮਦਦ ਨਾਲ ਇਹ ਬਹੁਤ ਅਸਾਨ ਹੈ. 5 + ਮੀਟਰ - ਐਮ ਦਾ ਮੁੱਲ ਲੱਭੋ, 5 ਨਾਲ ਵੰਡੋ, ਅਤੇ ਉਸ ਸ਼ਕਤੀ ਲਈ 10 ਵਧਾਓ. ਵੈਬ ਕੈਲਕੁਲੇਟਰ ਵਿੱਚ ਇੱਕ ਕਾਰਜ ਹੁੰਦਾ ਹੈ ਜੋ ਤੁਹਾਡੇ ਲਈ ਕਰਦਾ ਹੈ. ਅਸਲ ਸਧਾਰਣ ਉਦਾਹਰਣ ਲਈ, ਜੇ (5 + ਐਮ-ਐਮ) / 5 6 ਹੈ, ਤਾਂ ਡੀ 10 6, ਜਾਂ 1,000,000 ਹੈ.

ਅਸੀਂ ਇਸ ਵਿਚਾਰ ਨੂੰ ਇਕ ਹੋਰ ਗਲੈਕਸੀ 'ਤੇ ਲਾਗੂ ਕਰਾਂਗੇ ਜਿਸਦਾ ਮਾਰਚ 2012 ਵਿਚ ਇਕ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਪ੍ਰਦਰਸ਼ਿਤ ਹੋਇਆ ਸੀ. ਇੱਥੇ ਉਹ ਹੈ ਜੋ ਇਸ ਤਰ੍ਹਾਂ ਦਿਖਾਈ ਦਿੱਤਾ:

ਐਨਜੀਸੀ 4790 ਦਾ ਇਹ ਚਿੱਤਰ 12 ਅਪ੍ਰੈਲ, 2012 ਨੂੰ ਜੇਡੀ 2,456,029.6, ਨੂੰ ਲਾਲ ਰੋਸ਼ਨੀ ਵਿਚ ਦਰਜ ਕੀਤਾ ਗਿਆ ਸੀ. ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਮਾਰਚ ਵਿਚ ਲਗਭਗ 25 ਦਿਨ ਪਹਿਲਾਂ ਜੇ ਡੀ 2456005.5 ਤੇ ਆਪਣੇ ਵੱਧ ਤੋਂ ਵੱਧ ਸੀ. ਤੁਸੀਂ ਐਮ 101 ਵਿਚਲੇ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਲਈ ਲਾਈਟ ਕਰਵ ਦੇ ਗ੍ਰਾਫ ਤੋਂ ਦੇਖ ਸਕਦੇ ਹੋ ਕਿ 25 ਦਿਨਾਂ ਵਿਚ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਚਮਕ ਵਿਚ ਲਗਭਗ 1.5 ਮਾਪ ਦੇ ਨਾਲ ਡਿੱਗਦਾ ਹੈ. ਹਾਲਾਂਕਿ ਅਸੀਂ ਇਸਨੂੰ ਵੱਧ ਤੋਂ ਵੱਧ ਹਾਸਲ ਨਹੀਂ ਕੀਤਾ, ਫਿਰ ਵੀ ਅਸੀਂ ਇਸ ਦੇ ਵੱਧ ਤੋਂ ਵੱਧ ਜਾਣਦੇ ਹੋਏ ਇਸਦਾ ਅੰਦਾਜ਼ਾ ਲਗਾ ਸਕਦੇ ਹਾਂ ਕਿ ਇਹ ਕਿਵੇਂ ਡਿੱਗਦਾ ਹੈ ਅਤੇ ਵੱਧ ਤੋਂ ਵੱਧ ਸਮੇਂ ਤੋਂ ਕਿੰਨਾ ਸਮਾਂ ਹੋਇਆ ਹੈ.

ਇਸ ਚਿੱਤਰ ਵਿਚਲੇ ਹਵਾਲਿਆਂ ਦੇ ਸਿਤਾਰੇ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਵਾਲੇ ਹਨ

ਇਕ ਵਾਰ ਫਿਰ, ਐਨਜੀਸੀ 4790 ਦਾ ਚਿੱਤਰ ਵੇਖਣ ਲਈ ਜੇਐਸ 9 ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰੋ (ਜੇ ਤੁਹਾਡੇ ਕੋਲ ਉਪਰੋਕਤ ਕੰਮ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ ਹੀ ਵਿੰਡੋ ਖੁੱਲੀ ਹੈ, ਇਹ ਉਹੀ ਹੈ):

7. ਗਲੈਕਸੀ ਐਨਜੀਸੀ 4790 ਦੇ ਚਿੱਤਰ ਵਿਚ ਸਟਾਰ ਏ ਲਈ ਉਪਰੋਕਤ ਬੈਕਗਰਾਉਂਡ ਕੀ ਹੈ?

8. ਐਨਜੀਸੀ 4790 ਵਿਚ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਦਾ ਪਿਛੋਕੜ ਵਾਲਾ ਸੰਕੇਤ ਕੀ ਹੈ?

ਤੁਸੀਂ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਦੇ ਸਪੱਸ਼ਟ ਮੈਗਨੀਟੂ ਨੂੰ ਲੱਭਣ ਲਈ ਜਾਂ ਤਾਂ ਸਟਾਰ ਏ ਜਾਂ ਬੀ ਜਾਂ ਦੋਵੇਂ ਵਰਤ ਸਕਦੇ ਹੋ.

ਦੋਵੇਂ ਸੰਕੇਤ ਐੱਸ ਅਤੇ ਐੱਸ0, ਮਾਪ ਐੱਮ0 ਸਟਾਰ ਏ ਲਈ 14.1 ਹੈ.

9. ਐਨਜੀਸੀ 4790 ਵਿਚ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਦੀ ਸਪਸ਼ਟ ਤੀਬਰਤਾ ਕਿੰਨੀ ਹੈ?

ਇਸ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਦੀ ਸਪਸ਼ਟ ਚਮਕ ਤੋਂ ਗਲੈਕਸੀ ਐਨਜੀਸੀ 4790 ਦੀ ਦੂਰੀ ਲੱਭਣ ਲਈ ਇਕ ਹੋਰ ਕਦਮ ਹੈ (ਧੂੜ ਦੁਆਰਾ ਰੰਗ ਅਤੇ ਜਜ਼ਬ ਕਰਨ ਦੇ ਕੁਝ ਪ੍ਰਸ਼ਨਾਂ ਤੋਂ ਇਲਾਵਾ ਜਿਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਅਸੀਂ ਇੱਥੇ ਨਜ਼ਰ ਅੰਦਾਜ਼ ਕੀਤਾ ਹੈ). ਕਿਉਂਕਿ ਅਸੀਂ ਇਸ ਨੂੰ ਵੱਧ ਤੋਂ ਵੱਧ ਵੇਖਣ ਤੋਂ ਬਾਅਦ, ਤੁਹਾਨੂੰ ਉਸ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਤੋਂ 1.5 ਮਾਪ ਨੂੰ ਘਟਾਉਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ ਜਿਸਦੀ ਮਾਪ ਲਈ ਤੁਸੀਂ ਮਾਪਿਆ ਹੈ ਮੀ ਜਦੋਂ ਇਹ ਚਮਕਦਾਰ ਹੁੰਦਾ ਸੀ (ਯਾਦ ਰੱਖੋ ਕਿ ਚਮਕਦਾਰ ਤਾਰਾ, ਘੱਟ ਇਸ ਦੀ ਤੀਬਰਤਾ. ਤੁਸੀਂ ਜਾਣਦੇ ਹੋ ਐਮ ਵੀ, ਐਮ 101 ਦੇ ਮਾਪ ਤੋਂ. ਵਰਤੋਂ


ਵੱਖ ਵੱਖ ਵਸਤੂਆਂ ਦੀ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਦੀ ਤੁਲਨਾ ਕਰਨਾ

ਜਦੋਂ ਹਿਪਾਰਕਸ ਨੇ ਸਭ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ ਆਪਣੇ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਦੇ ਪੈਮਾਨੇ ਦੀ ਕਾ. ਕੱ .ੀ, ਤਾਂ ਉਸ ਨੇ ਮਾਪਦੰਡ ਦੇ ਹਰੇਕ ਗ੍ਰੇਡ ਨੂੰ ਹੇਠਲੇ ਗ੍ਰੇਡ ਦੀ ਚਮਕ ਤੋਂ ਲਗਭਗ ਦੁੱਗਣਾ ਕਰਨ ਦਾ ਇਰਾਦਾ ਬਣਾਇਆ. ਦੂਜੇ ਸ਼ਬਦਾਂ ਵਿਚ, ਇਕ ਪਹਿਲਾ ਮਾਪ ਦਾ ਤਾਰਾ ਦੂਸਰੇ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਵਾਲੇ ਤਾਰੇ ਨਾਲੋਂ ਦੁਗਣਾ ਚਮਕਦਾਰ ਸੀ. 3+ ਸਪਸ਼ਟਤਾ ਵਾਲਾ ਇੱਕ ਸਿਤਾਰਾ ਸਪਸ਼ਟ ਮਾਪ +6 ਵਾਲੇ ਤਾਰੇ ਨਾਲੋਂ 8 (2x2x2) ਗੁਣਾ ਵਧੇਰੇ ਚਮਕਦਾਰ ਸੀ.

ਸੰਨ 1856 ਵਿਚ, ਸਰ ਨੌਰਮਨ ਰਾਬਰਟ ਪੋਗਸਨ ਨਾਮ ਦੇ ਇਕ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨੀ ਨੇ ਇਕ ਆਮ ਪਹਿਲੇ ਤੀਬਰਤਾ ਵਾਲੇ ਤਾਰੇ ਨੂੰ ਇਕ ਤਾਰੇ ਵਜੋਂ ਪਰਿਭਾਸ਼ਤ ਕਰ ਕੇ ਇਸ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਨੂੰ ਰਸਮੀ ਰੂਪ ਵਿਚ ਦਰਸਾਇਆ ਜੋ ਕਿ ਇਕ ਆਮ ਛੇਵੇਂ ਮਾਪ ਵਾਲੇ ਤਾਰੇ ਨਾਲੋਂ 100 ਗੁਣਾ ਚਮਕਦਾਰ ਹੈ. ਦੂਜੇ ਸ਼ਬਦਾਂ ਵਿਚ, +6 ਮਾਪ ਦੇ 100 ਤਾਰੇ ਲੱਗਣਗੇ ਜਿੰਨੀ ਰੌਸ਼ਨੀ energyਰਜਾ ਪ੍ਰਦਾਨ ਕਰਨ ਵਿਚ ਸਾਨੂੰ +1 ਦੇ ਇਕਲੇ ਤਾਰੇ ਤੋਂ ਪ੍ਰਾਪਤ ਹੁੰਦਾ ਹੈ. ਇਸ ਲਈ ਆਧੁਨਿਕ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਵਿਚ, 1 ਦਾ ਇਕ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਚਮਕ ਵਿਚ 2.512 ਦੇ ਇਕ ਕਾਰਕ ਨਾਲ ਮੇਲ ਖਾਂਦਾ ਹੈ, ਕਿਉਂਕਿ

2.512 x 2.512 x 2.512 x 2.512 x 2.512 = (2.512) 5 = 100

ਇੱਕ ਚੌਥਾ ਮਾਪ ਦਾ ਤਾਰਾ ਪੰਜਵੇਂ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਵਾਲੇ ਤਾਰੇ ਨਾਲੋਂ 2.512 ਗੁਣਾ ਚਮਕਦਾਰ ਹੈ, ਅਤੇ ਦੂਜਾ ਮਾਪ ਦਾ ਤਾਰਾ (2.512) 4 = 39.82 ਗੁਣਾ ਚਮਕ ਦੇ ਛੇਵੇਂ ਮਾਪ ਵਾਲੇ ਤਾਰੇ ਨਾਲੋਂ ਚਮਕਦਾਰ ਹੈ.

ਹੇਠ ਦਿੱਤੀ ਸਾਰਣੀ ਦਰਸਾਉਂਦੀ ਹੈ ਕਿ ਕਿਵੇਂ ਦੋ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਸਪਸ਼ਟ ਮਾਪ ਵਿੱਚ ਅੰਤਰ ਹੈ (ਮੀ2 - ਐਮ1) ਉਹਨਾਂ ਦੇ ਸਪਸ਼ਟ ਚਮਕ ਦੇ ਅਨੁਪਾਤ ਨਾਲ ਮੇਲ ਖਾਂਦਾ ਹੈ (ਬੀ1/ ਬੀ2)

ਸਪਸ਼ਟ ਰੂਪ ਵਿੱਚ ਅੰਤਰ (ਐੱਮ2 - ਐਮ1) ਸਪਸ਼ਟ ਚਮਕ ਦਾ ਅਨੁਪਾਤ (ਬੀ1/ ਬੀ2)
1 2.512
2 (2.512) 2 = 6.31
3 (2.512) 3 = 15.85
4 (2.512) 4 = 39.82
5 (2.512) 5 = 100
10 (2.512) 10 = 10 4
20 (2.512) 20 = 10 8

ਇਹ ਸੰਬੰਧ ਸਮੀਕਰਨ ਦੁਆਰਾ ਵੀ ਦਰਸਾਇਆ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ:

ਕੋਸ਼ਿਸ਼ ਕਰਨ ਲਈ ਕੁਝ ਉਦਾਹਰਣ:

1. ਇਨ੍ਹਾਂ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਨੂੰ ਚਮਕਦਾਰ ਤੋਂ ਬੇਹੋਸ਼ੀ ਦੀ ਗਹਿਰਾਈ ਦੇ ਅਨੁਸਾਰ ਰੱਖੋ:

2. ਇੱਕ ਮਾਪ +4 ਸਟਾਰ ਨਾਲੋਂ ਇੱਕ ਮਾਪ +2 ਸਟਾਰ ਕਿੰਨਾ ਚਮਕਦਾਰ ਹੈ?

3. ਇੱਕ ਪਰਿਵਰਤਨਸ਼ੀਲ ਤਾਰਾ ਸਮੇਂ-ਸਮੇਂ 'ਤੇ ਇਸ ਦੇ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਆਉਟਪੁੱਟ ਨੂੰ ਤਿੰਨ ਗੁਣਾ ਵਧਾ ਦਿੰਦਾ ਹੈ. ਜ਼ਾਹਰ ਮਾਪ ਕਿੰਨਾ ਕੁ ਬਦਲਦਾ ਹੈ?

ਜਵਾਬ:

1. ਐਮ 101, ਐਮ 87, ਐਨਜੀਸੀ 5248, ਐਨਜੀਸੀ 4085, ਆਈ ਸੀ 1410

3. (ਐਮ.)2 - ਐਮ1) = 2.5 ਲੌਗ10(3) (ਐੱਮ2 - ਐਮ1) = -1.19, ਇਸ ਲਈ ਤਾਰੇ ਦੀ ਚਮਕ 1.19 ਮਾਪ ਦੇ ਅਨੁਸਾਰ ਬਦਲਦੀ ਹੈ


ਸਿਤਾਰੇ ਦੇ ਰੰਗ

ਹੋਰ, ਜ਼ਿਆਦਾਤਰ ਤਾਰਿਆਂ ਦੀ ਘੱਟ ਸਪੱਸ਼ਟ ਜਾਇਦਾਦ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦਾ ਰੰਗ ਹੈ. ਬਹੁਤੇ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਵਿੱਚ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਧਿਆਨ ਦੇਣ ਯੋਗ ਰੰਗ ਨਹੀਂ ਹੁੰਦੇ ਅਤੇ ਉਹ ਚਿੱਟੇ ਜਾਂ ਨੀਲੇ ਦਿਖਾਈ ਦਿੰਦੇ ਹਨ ਕਿਉਂਕਿ ਉਹ ਸਾਡੀ ਅੱਖ ਇੰਨੀਆਂ ਮੱਧਮ ਹਨ ਕਿ ਸਿਰਫ ਤੇਜ਼ ਚਮਕਦਾਰ ਰੌਸ਼ਨੀ ਦੇ ਰੰਗ ਵੇਖਣ ਦੇ ਯੋਗ ਹਨ, ਅਤੇ ਮੱਧਮ ਰੋਸ਼ਨੀ ਸਲੇਟੀ ਰੰਗਤ ਵਿੱਚ ਦਿਖਾਈ ਦਿੰਦੀ ਹੈ. ਕੁਝ ਚਮਕਦਾਰ ਤਾਰੇ ਲਾਲ, ਸੰਤਰੀ, ਜਾਂ ਪੀਲੇ ਦਿਖਾਈ ਦਿੰਦੇ ਹਨ, ਪਰ ਜ਼ਿਆਦਾਤਰ ਅਜੇ ਵੀ ਚਿੱਟੇ ਜਾਂ ਨੀਲੇ ਦਿਖਾਈ ਦਿੰਦੇ ਹਨ. ਇਹ ਇਸ ਲਈ ਕਿਉਂਕਿ ਚਿੱਟੇ ਜਾਂ ਨੀਲੇ ਤਾਰੇ ਹਨੇਰੇ ਤਿੱਖੇ ਚਮਕਦਾਰ ਹੁੰਦੇ ਹਨ ਜੋ ਅਸੀਂ ਵੇਖਦੇ ਹਾਂ ਉਹ ਰੰਗ ਅਕਸਰ ਬਹੁਤ ਦੂਰ ਹੁੰਦੇ ਹਨ, ਅਤੇ ਕੁਝ ਲਾਲ ਜਾਂ ਪੀਲੇ ਤਾਰੇ ਕਾਫ਼ੀ ਨੇੜੇ ਜਾਂ ਚਮਕਦਾਰ ਹੁੰਦੇ ਹਨ ਜਿੰਨੇ ਆਸਾਨੀ ਨਾਲ ਦਿਖਾਈ ਦਿੰਦੇ ਹਨ.

ਸਰੀਰਕ ਜਾਇਦਾਦ ਜੋ ਸਭ ਤੋਂ ਵੱਧ ਤਾਰੇ ਦੇ ਰੰਗ ਨੂੰ ਨਿਰਧਾਰਤ ਕਰਦੀ ਹੈ ਇਸਦਾ ਸਤਹ ਤਾਪਮਾਨ ਹੈ. ਆਮ ਤਾਰਿਆਂ ਦਾ ਸਤਹ ਤਾਪਮਾਨ ਹੁੰਦਾ ਹੈ ਜੋ ਲਗਭਗ ਇਕਸਾਰ ਹੁੰਦੇ ਹਨ ਅਤੇ ਸਮੇਂ ਦੇ ਨਾਲ ਇਹ ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਬਦਲਦੇ ਹਨ. ਭੌਤਿਕ ਸ਼ਬਦਾਂ ਵਿੱਚ, ਇੱਕ ਤਾਰਾ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਥਰਮੋਡਾਇਨਾਮਿਕ ਸੰਤੁਲਨ ਦੀ ਸਥਿਤੀ ਵਿੱਚ ਹੁੰਦਾ ਹੈ, ਅਤੇ ਇਸ ਲਈ ਤਾਰਿਆਂ ਨੂੰ ਭੌਤਿਕ ਵਿਗਿਆਨੀ "ਕਾਲੇ ਸਰੀਰ" ਕਹਿ ਕੇ ਚੰਗੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਦਰਸਾਇਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਇੱਥੇ "ਕਾਲਾ" ਕਿਸੇ ਵਸਤੂ ਦੀ ਸਾਰੀ ਸੰਪਤੀ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਂਦਾ ਹੈ ਜੋ ਸਾਰੇ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਬਾਹਰ ਕੱ .ਦਾ ਹੈ ਜੋ ਘੱਟ ਤਾਪਮਾਨ ਤੇ ਇਸਦੇ ਆਲੇ ਦੁਆਲੇ ਤੋਂ ਕਿਸੇ ਨੂੰ ਪ੍ਰਦਰਸ਼ਿਤ ਕੀਤੇ ਬਿਨਾਂ ਵੇਖਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਇੱਕ ਕਾਲਾ ਸਰੀਰ ਅਸਲ ਵਿੱਚ ਕਾਲਾ ਦਿਖਦਾ ਹੈ. ਆਦਰਸ਼ਕ ਬਲੈਕ ਬਾਡੀਜ਼ ਵਿਚ ਇਕ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਹੁੰਦਾ ਹੈ ਜਿਸ ਦੀ ਪਹਿਲੀ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾ ਪਲੈਂਕ ਦੁਆਰਾ ਹੁੰਦੀ ਹੈ:

ਇਹ ਨਾ ਕਿ ਬੁਰੀ ਤਰਾਂ ਦੀ ਸਮੀਖਿਆ ਤਾਪਮਾਨ ਟੀ. H ਨਾਲ ਕਾਲੇ ਸਰੀਰ ਦੁਆਰਾ ਇੱਕ ਖਾਸ ਤਰੰਗ ਦਿਸ਼ਾ ਵਿੱਚ ਵਿਸਿਤ ਕਿਰਨਾਂ ਦੀ ਮਾਤਰਾ ਦਿੰਦੀ ਹੈ ਪਲੈਂਕ ਦਾ ਨਿਰੰਤਰ (6.63e-34 J * s) ਹੈ ਅਤੇ ਕੇ ਬੋਲਟਜ਼ਮਾਨ ਦਾ ਨਿਰੰਤਰ ਹੈ (1.38e-23 J / K) . ਬੀ ਦੀਆਂ ਅਸਲ ਇਕਾਈਆਂ ਹਨ ਜੇ / (ਐਮ ^ 2 * ਐਸ * ਐਸਆਰ) / ਐਮ, ਜਾਂ ਲੰਮੇ ਸਮੇਂ ਵਿੱਚ ਜੌਲੇਸ ਪ੍ਰਤੀ ਵਰਗ ਮੀਟਰ ਕਾਲੇ ਸਰੀਰ ਦੇ ਪ੍ਰਤੀ ਸਕਿੰਟ ਨਿਗਰਾਨੀ ਪ੍ਰਤੀ ਸਟਰੈਡੀਅਨ ਪ੍ਰਤੀ ਯੂਨਿਟ ਤਰੰਗ ਦਿਸ਼ਾ ਵਿੱਚ ਤਬਦੀਲੀ ਹੁੰਦੀ ਹੈ. ਇਸ ਪ੍ਰਗਟਾਵੇ ਨੂੰ ਸਾਰੀਆਂ ਵੇਵ ਵੇਲੈਂਥਜ ਉੱਤੇ ਏਕੀਕ੍ਰਿਤ ਕਰਨਾ ਇਹ ਵੀ ਦਰਸਾਉਂਦਾ ਹੈ ਕਿ ਇੱਕ ਕਾਲੇ ਸਰੀਰ ਦਾ ਕੁਲ ਰੇਡੀਏਟਿਵ ਆਉਟਪੁੱਟ ਟੀ ^ 4 ਦੇ ਅਨੁਕੂਲ ਹੈ, ਇਸ ਲਈ ਗਰਮ ਚੀਜ਼ਾਂ ਵੱਧ ਰਹੇ ਤਾਪਮਾਨ ਦੇ ਨਾਲ ਚਮਕ ਵਿੱਚ ਨਾਟਕੀ increaseੰਗ ਨਾਲ ਵਧਦੀਆਂ ਹਨ.

ਤੁਹਾਡੇ ਵਿੱਚੋਂ ਜਿਹਨਾਂ ਦੀਆਂ ਅੱਖਾਂ ਹੁਣੇ ਹੀ ਚਮਕੀਆਂ ਹਨ, ਇੱਕ ਘੱਟ ਤਕਨੀਕੀ ਵਿਆਖਿਆ ਇਹ ਹੈ ਕਿ ਕਾਲੇ ਸਰੀਰ ਸ਼ਰੀਰ ਦੇ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਨੂੰ ਬਾਹਰ ਕੱ .ਦੇ ਹਨ ਜੋ ਇੱਕ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ ਤਰੰਗ-ਲੰਬਾਈ 'ਤੇ ਚੜ੍ਹਦੇ ਹਨ, ਅਤੇ ਜੋ ਉਸ ਸਿਖਰ ਤੋਂ ਦੂਰ ਤਰੰਗ-ਦਿਸ਼ਾ ਲਈ ਤਾਕਤ ਵਿੱਚ ਡਿੱਗਦੇ ਹਨ. ਹੌਟਰ ਆਬਜੈਕਟ ਛੋਟੇ ਤਰੰਗ ਲੰਬਾਈ ਤੇ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਦਾ ਨਿਕਾਸ ਕਰਦੇ ਹਨ. ਜੇ ਕੋਈ ਚੀਜ਼ ਕਾਫ਼ੀ ਗਰਮ ਹੈ, ਤਾਂ ਇਹ ਇਕ ਚਮਕਦਾਰ ਚਮਕ ਕੱmitੇਗੀ - ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਇੱਕ ਬੱਲਬ ਜਾਂ ਹੀਟਰ ਤੱਤ. ਸੂਰਜ ਦਾ ਧਰਤੀ ਦਾ ਤਾਪਮਾਨ ਲਗਭਗ 5800 ਡਿਗਰੀ ਕੈਲਵਿਨ ਹੈ, ਅਤੇ ਇਸ ਦੀ ਚੋਟੀ ਦੇ ਨਿਕਾਸ ਤਰੰਗ ਦੀ ਲੰਬਾਈ ਲਗਭਗ 500 ਐਨਐਮ ਹੈ, ਜਿਸ ਨੂੰ ਅਸੀਂ ਦਿਖਾਈ ਦੇਣ ਵਾਲੀ ਰੋਸ਼ਨੀ ਦੇ ਮੱਧ ਵਿਚ ਸਹੀ ਮੰਨਣ ਲਈ ਵਿਕਸਿਤ ਹੋਏ ਹਾਂ. ਆਮ ਸਟਾਰ ਦਾ ਤਾਪਮਾਨ ਲਗਭਗ 2000 ਡਿਗਰੀ ਕੈਲਵਿਨ ਤੋਂ ਲੈ ਕੇ ਲਗਭਗ 28,000 ਡਿਗਰੀ ਕੇਲਵਿਨ ਤੱਕ ਹੁੰਦਾ ਹੈ. ਠੰlestੇ ਤਾਰੇ ਅਸਲ ਵਿੱਚ ਜ਼ਿਆਦਾਤਰ ਇਨਫਰਾਰੈੱਡ ਵਿੱਚ ਹੀ ਰੇਡੀਏਟ ਹੁੰਦੇ ਹਨ, ਅਤੇ ਅਸੀਂ ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਲਾਲ ਰੰਗ ਦੇ ਰੂਪ ਵਿੱਚ ਵੇਖਦੇ ਹਾਂ ਕਿਉਂਕਿ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਕਰਵ ਦੀ ਪੂਛ ਜਿਹੜੀ ਦਿਸਦੀ ਸੀਮਾ ਵਿੱਚ ਪੈਂਦੀ ਹੈ ਅਲਟਰਾਵਾਇਲਟ ਵਿੱਚ ਲਾਲ ਚਮਕਦਾਰ ਗਰਮ ਤਾਰੇ ਹਨ, ਅਤੇ ਅਸੀਂ ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਨੀਲਾ-ਚਿੱਟਾ ਵੇਖਦੇ ਹਾਂ. ਕਿਉਂਕਿ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਕਰਵ ਦੀ ਪੂਛ ਨੀਲੇ ਵਿੱਚ ਚਮਕਦਾਰ ਹੈ, ਪਰ ਜਿੰਨੀ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਹੇਠਾਂ ਨਹੀਂ ਆਉਂਦੀ. ਕਿਉਂਕਿ ਇਕ ਤਾਰੇ ਦੀ ਚਮਕ ਲਗਭਗ ਚੌਥੇ ਤਾਕਤ ਦੇ ਤਾਪਮਾਨ ਦੇ ਅਨੁਪਾਤ ਅਨੁਸਾਰ ਹੁੰਦੀ ਹੈ, ਇਕ ਤਾਰੇ ਦੇ ਤਾਪਮਾਨ ਨੂੰ ਦੁਗਣਾ ਕਰਨ ਨਾਲ ਇਸ ਦੀ ਚਮਕ 16 ਵਧ ਜਾਂਦੀ ਹੈ. ਲਾਲ ਸਿਤਾਰੇ ਜੋ ਅਸੀਂ ਅਸਮਾਨ ਵਿਚ ਦੇਖਦੇ ਹਾਂ ਅਸਲ ਵਿਚ ਅਲੌਕਿਕ ਤਾਰੇ ਹਨ ਜੋ ਕਿ ਬਣਦੇ ਹਨ ਵਿਸ਼ਾਲ ਹੋਣ ਕਰਕੇ ਉਹਨਾਂ ਦੇ ਮੁਕਾਬਲਤਨ ਠੰ surfaceੀਆਂ ਸਤਹਾਂ ਦਾ ਘੱਟ ਆਉਟਪੁੱਟ - ਸਭ ਤੋਂ ਵੱਡਾ ਜਾਣਿਆ ਜਾਂਦਾ ਲਾਲ ਸੁਪਰ ਗਾਇਨਟ ਸਾਡੇ ਸੋਲਰ ਸਿਸਟਮ ਨੂੰ ਜੁਪੀਟਰ ਦੇ ਚੱਕਰ ਵਿਚ ਭਰ ਦੇਵੇਗਾ. ਇੱਕ ਲਾਲ ਤਾਰਾ ਸਾਡੇ ਸੂਰਜ ਦਾ ਆਕਾਰ ਇੰਨਾ ਮੱਧਮ ਹੋਵੇਗਾ ਕਿ ਕਿਸੇ ਵੀ ਦੂਰੀ ਤੇ ਵੇਖਿਆ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ. ਦੂਜੇ ਪਾਸੇ, ਨੀਲੇ ਤਾਰੇ ਸੈਂਕੜੇ ਜਾਂ ਹਜ਼ਾਰਾਂ ਪ੍ਰਕਾਸ਼-ਵਰ੍ਹਿਆਂ ਲਈ ਦਿਖਾਈ ਦਿੰਦੇ ਹਨ.

ਇਸ ਭਾਗ ਵਿੱਚ ਸਰੋਤ ਸਮੱਗਰੀ ਮੁੱਖ ਤੌਰ ਤੇ ਲਈ ਗਈ ਹੈ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ ਅਤੇ ਸਟਾਰਰ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ ਥੌਮਸ ਐਲ ਸਵਿੱਹਾਰਟ ਦੁਆਰਾ (ਜੌਨ ਵਿਲੀ ਐਂਡ ਐਮਪੀ ਸੰਨਜ਼, 1968).


ਸੋਲਰ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਦਾ ਸਭ ਤੋਂ ਉੱਤਮ ਬੋਡੀ

ਸੱਜੇ ਪਾਸੇ ਸਾਰਣੀ ਵਿੱਚ ਸੂਰਜੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਦੀਆਂ ਚਮਕਦਾਰ ਸਰੀਰਾਂ ਦੀ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਪ੍ਰਦਾਨ ਕੀਤੀ ਗਈ ਹੈ ਜੋ ਵੱਧ ਤੋਂ ਵੱਧ ਵਿਜ਼ੂਅਲ ਮਾਪ ਦੁਆਰਾ ਛਾਂਟਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਸਿਰਫ m v = 10 ਨਾਲੋਂ ਚਮਕਦਾਰ ਸਰੀਰ ਪ੍ਰਦਾਨ ਕੀਤੇ ਜਾਂਦੇ ਹਨ. ਟੇਬਲ ਇਨ੍ਹਾਂ ਦੇਹੀਆਂ ਦੀ ਸੰਪੂਰਨ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਵੀ ਪ੍ਰਦਾਨ ਕਰਦਾ ਹੈ. ਨੇੜੇ-ਧਰਤੀ ਦੀਆਂ ਵਸਤੂਆਂ ਨੂੰ ਇਸ ਸੂਚੀ ਤੋਂ ਬਾਹਰ ਰੱਖਿਆ ਗਿਆ ਹੈ.

ਸੂਰਜੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਦੇ ਅੰਗਾਂ ਦੀ ਚਮਕ, ਸੂਰਜ ਨੂੰ ਛੱਡ ਕੇ, ਸੂਰਜ ਦੀ ਰੌਸ਼ਨੀ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਣ ਜਾਂ ਫੈਲਾਉਣ ਲਈ ਵਸਤੂਆਂ ਦੀ ਸਤਹ ਦੀ ਸਮਰੱਥਾ ਤੇ ਨਿਰਭਰ ਕਰਦੀ ਹੈ. ਧਰਤੀ ਉੱਤੇ ਇੱਕ ਨਿਰੀਖਕ ਲਈ, ਇਹ ਇਕਾਈ ਦੀ ਦੂਰੀ 'ਤੇ ਵੀ ਨਿਰਭਰ ਕਰਦਾ ਹੈ.

ਤੀਬਰਤਾ ਇਸ ਚਮਕ ਨੂੰ ਮਾਪਣ ਦੀ ਆਗਿਆ ਦਿੰਦੀ ਹੈ: ਜ਼ਾਹਰ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਇਕ ਨਿਰੀਖਕ ਲਈ ਸਪਸ਼ਟ ਚਮਕ ਪ੍ਰਦਾਨ ਕਰਦੀ ਹੈ ਅਤੇ ਦੂਰੀ 'ਤੇ ਨਿਰਭਰ ਕਰਦੀ ਹੈ. ਇੱਕ ਆਕਾਸ਼ੀ ਸਰੀਰ ਦੀ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਮੀਟਰ ਨੂੰ ਪ੍ਰਭਾਸ਼ਿਤ ਕਰਦਾ ਹੈ ਜਿਸਦੀ ਚਮਕ L ਕੇ ਹੈ:

ਜਿਥੇ L 0 ਇੱਕ ਨਿਰੰਤਰ ਸਰੀਰ ਦੀ ਚਮਕ ਨਿਰਧਾਰਤ ਕਰਦਾ ਹੈ ਜਿਸਦਾ ਮਾਪ 0 (ਸਟਾਰ ਵੇਗਾ ਦਾ ਕੇਸ) ਹੁੰਦਾ ਹੈ. ਦੋ ਸੰਸਥਾਵਾਂ ਦੀ ਚਮਕ ਜਿਹੜੀ 100 ਤੋਂ 1 ਦੇ ਅਨੁਪਾਤ ਵਿੱਚ ਹੁੰਦੀ ਹੈ, ਵਿੱਚ 5 ਮਾਪ ਦਾ ਅੰਤਰ ਹੁੰਦਾ ਹੈ. ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਲਈ ਉੱਚੇ ਮੁੱਲ ਘੱਟ ਚਮਕਦਾਰ ਚੀਜ਼ਾਂ ਨਾਲ ਮੇਲ ਖਾਂਦਾ ਹੈ. ਚਮਕਦਾਰ ਵਸਤੂਆਂ ਵਿੱਚ ਇੱਕ ਨਕਾਰਾਤਮਕ ਮਾਪ ਹੋ ਸਕਦਾ ਹੈ (ਉਦਾਹਰਣ ਲਈ ਸੂਰਜ, -27, ਪੂਰਨਮਾਦ, -12, ਵੀਨਸ, -4, ਵਿਰੋਧ ਵਿੱਚ ਜੁਪੀਟਰ, -2 ਅਤੇ ਸੀਰੀਅਸ, -1.4).

ਵਿਜ਼ੂਅਲ ਮਾਪ ਇਕ ਡਿਟੈਕਟਰ ਨਾਲ ਮੇਲ ਖਾਂਦਾ ਹੈ ਜਿਸ ਵਿਚ ਅੱਖਾਂ ਨਾਲੋਂ ਇਕੋ ਜਿਹੀ ਸੰਵੇਦਨਸ਼ੀਲਤਾ ਹੁੰਦੀ ਹੈ. ਨੰਗੀ ਅੱਖ 6 ਤੀਬਰਤਾ ਤਕ ਵਸਤੂਆਂ ਦਾ ਪਤਾ ਲਗਾ ਸਕਦੀ ਹੈ.

ਫੋਟੋਗ੍ਰਾਫਿਕ ਤੀਬਰਤਾ ਇਕ ਡਿਟੈਕਟਰ ਨਾਲ ਮੇਲ ਖਾਂਦੀ ਹੈ ਜਿਸ ਵਿਚ ਨੀਲੇ ਜਾਂ ਵਾਲਿਲੇਟ ਵਿਚ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਸੰਵੇਦਨਸ਼ੀਲਤਾ ਹੁੰਦੀ ਹੈ. ਵਿਜ਼ੂਅਲ ਅਤੇ ਫੋਟੋਗ੍ਰਾਫਿਕ ਮਾਪ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਅੰਤਰ ਰੰਗ ਸੂਚਕਾਂਕ ਹੈ. ਸੂਰਜ ਜਾਂ ਸੂਰਜੀ ਰੌਸ਼ਨੀ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਂਦੀ ਸੰਸਥਾਵਾਂ ਲਈ, ਇਹ ਸੂਚਕਾਂਕ +0,8 ਹੈ. ਇਹ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਸਪੈਕਟ੍ਰਲ ਕਿਸਮ ਨਾਲ ਬਦਲਦਾ ਹੈ.

ਸੰਪੂਰਨ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਅੰਦਰੂਨੀ ਚਮਕ ਨੂੰ ਮਾਪਦੀ ਹੈ. ਸੂਰਜੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਤੋਂ ਬਾਹਰਲੀਆਂ ਚੀਜ਼ਾਂ ਲਈ, ਇਹ ਸਰੀਰ ਦੀ ਚਮਕ ਨਾਲ ਮੇਲ ਖਾਂਦਾ ਹੈ 10 ਪਾਰਸੈਕ ਦੀ ਦੂਰੀ ਤੋਂ ਮਾਪਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ (ਇਕ ਪਾਰਸਿਕ ਉਹ ਦੂਰੀ ਹੈ ਜਿੱਥੋਂ ਧਰਤੀ-ਸੂਰਜ ਦਾ ਕੋਣ ਇਕ ਆਰਕੈਕ ਹੈ, ਯਾਨੀ 206265 ਖਗੋਲਿਕ ਇਕਾਈਆਂ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨ). ਸਾਡਾ ਰਿਸ਼ਤਾ ਹੈ:

ਜਿੱਥੇ ਮੀਟਰ ਦ੍ਰਿਸ਼ਟੀ ਦਾ ਮਾਪ ਹੈ, ਐਮ ਪੂਰਨਤਾ ਹੈ, ਡੀ ਪਾਰਸਕ ਵਿਚ ਇਕਾਈ ਦੀ ਦੂਰੀ ਹੈ.

ਸੂਰਜੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਦੀਆਂ ਸੰਸਥਾਵਾਂ ਲਈ, ਅਸੀਂ ਪੂਰਨਤਾ ਲਈ ਇਕ ਵੱਖਰੀ ਪਰਿਭਾਸ਼ਾ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦੇ ਹਾਂ. ਤਾਰੇ ਅਤੇ ਧੂਮਕੇਤੂਆਂ ਦੀ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾ ਇਕ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨਕ ਇਕਾਈ ਦੀ ਦੂਰੀ 'ਤੇ ਇਕਾਈ ਦੀ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਦੇ ਅਨੁਕੂਲ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੀ ਪੂਰਤੀ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਨਾਲ ਹੁੰਦੀ ਹੈ. ਸਾਡਾ ਰਿਸ਼ਤਾ ਹੈ:

ਜਿੱਥੇ ਕਿ ਮੀਸਟ ਦ੍ਰਿਸ਼ਟੀ ਦਾ ਮਾਪ ਹੈ, ਐਚ ਸੰਪੂਰਨਤਾ ਹੈ, ਡੀ ਧਰਤੀ ਦੇ ਵਸਤੂ ਦੀ ਦੂਰੀ ਹੈ ਅਤੇ ਖਗੋਲਿਕ ਇਕਾਈਆਂ ਵਿਚ ਸੂਰਜ ਦੀ ਦੂਰੀ 'ਤੇ ਹੈ. g ਪੜਾਅ ਦੇ ਪ੍ਰਭਾਵਾਂ ਲਈ ਇੱਕ ਪੂਰਕ ਸ਼ਬਦ ਹੈ.


ਕ੍ਰੈਡਿਟ: ਡਿਜੀਟਾਈਜ਼ਡ ਸਕਾਈ ਸਰਵੇ

ਡਬਲ ਸਟਾਰ ਦੇ ਉੱਪਰ ਮੀ ਬੂਟਿਸ. ਇਹ ਬਹੁਤ ਹੀ ਵੱਖ ਵੱਖ ਮਾਪ ਦੇ ਨਾਲ ਆਬਜੈਕਟ ਨੂੰ ਵੇਖਣ ਵਿੱਚ ਮੁਸ਼ਕਲ ਦਰਸਾਉਂਦਾ ਹੈ: ਕੇਂਦਰ ਵਿੱਚ ਤਾਰੇ ਦੀ ਚੌੜਾਈ 4.5 ਅਤੇ ਦੂਜੇ ਤਾਰੇ ਦੀ 7.2 ਮਾਪ ਹੈ. ਬੈਕਗ੍ਰਾਉਂਡ ਦੇ ਬੇਹੋਸ਼ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਦੀ ਲੰਬਾਈ 15 ਤੋਂ 18 ਹੈ.


ਅਤਿਰਿਕਤ ਸਾਇੰਸ ਪਾਠ ਪੁਸਤਕ ਹੱਲ

ਵਿਗਿਆਨੀ ਅਤੇ ਇੰਜੀਨੀਅਰਾਂ ਲਈ ਭੌਤਿਕ ਵਿਗਿਆਨ, ਟੈਕਨੋਲੋਜੀ ਅਪਡੇਟ (ਕੋਈ ਐਕਸੈਸ ਕੋਡ ਸ਼ਾਮਲ ਨਹੀਂ)

ਸਰੀਰਕ ਵਿਗਿਆਨ ਦੀ ਜਾਣ ਪਛਾਣ

ਹੋਰੀਜ਼ਾਂਸ: ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦੀ ਪੜਚੋਲ ਕਰ ਰਿਹਾ ਹੈ (ਮਾਈਂਡਟੈਪ ਕੋਰਸ ਸੂਚੀ)

ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਅਤੇ ਇੰਜੀਨੀਅਰਾਂ ਲਈ ਭੌਤਿਕ ਵਿਗਿਆਨ

ਜਨਰਲ, ਜੈਵਿਕ ਅਤੇ ਬਾਇਓਕੈਮਿਸਟਰੀ ਦੀ ਜਾਣ ਪਛਾਣ

ਸਰੀਰਕ ਭੂਗੋਲ ਦੇ ਬੁਨਿਆਦੀ

ਜੈਵਿਕ ਅਤੇ ਜੀਵ-ਵਿਗਿਆਨਕ ਰਸਾਇਣ

ਪੋਸ਼ਣ ਨੂੰ ਸਮਝਣਾ (ਮਾਈਂਡਟੈਪ ਕੋਰਸ ਸੂਚੀ)

ਰਸਾਇਣ: ਇਕ ਪਰਮਾਣੂ ਦਾ ਪਹਿਲਾ ਤਰੀਕਾ

ਸ਼ੁਰੂਆਤੀ ਰਸਾਇਣ: ਇਕ ਫਾਉਂਡੇਸ਼ਨ

ਜੀਵ ਵਿਗਿਆਨ: ਡਾਇਨਾਮਿਕ ਸਾਇੰਸ (ਮਾਈਂਡਟੈਪ ਕੋਰਸ ਸੂਚੀ)

ਜਨਰਲ, ਜੈਵਿਕ ਅਤੇ ਜੈਵਿਕ ਰਸਾਇਣ

ਕਾਰਡੀਓਪੁਲਮੋਨਰੀ ਅਨਾਟਮੀ ਅਤੇ ਐਮਪੀ ਫਿਜਿਓਲੋਜੀ

ਇੰਜੀਨੀਅਰਿੰਗ ਦੇ ਵਿਦਿਆਰਥੀਆਂ ਲਈ ਰਸਾਇਣ

ਰਸਾਇਣ ਅਤੇ amp ਰਸਾਇਣਕ ਕਿਰਿਆ

ਸਮੁੰਦਰੀ ਵਿਗਿਆਨ: ਸਮੁੰਦਰੀ ਸਾਇੰਸ ਨੂੰ ਇੱਕ ਸੱਦਾ, ooseਿੱਲਾ-ਪੱਤਾ ਵਰਸਿਨ

ਜੀਵ ਵਿਗਿਆਨ (ਮਾਈਂਡਟੈਪ ਕੋਰਸ ਸੂਚੀ)

ਪੋਸ਼ਣ: ਸੰਕਲਪ ਅਤੇ ਵਿਵਾਦ - ਇਕੱਲੇ ਕਿਤਾਬ (ਮਾਈਡਟੈਪ ਕੋਰਸ ਸੂਚੀ)


ਪ੍ਰਤੱਖ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ

ਫੋਟੋ ਕ੍ਰੈਡਿਟ: Clipart.com

ਜਾਣ ਪਛਾਣ

ਤੁਹਾਡੇ ਅਧਿਆਪਕ ਨੇ ਤੁਹਾਨੂੰ ਸਪਸ਼ਟ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ, ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਅਤੇ ਤਾਰਿਆਂ ਦੀ ਦੂਰੀ ਨਾਲ ਜਾਣ-ਪਛਾਣ ਦਿੱਤੀ ਹੈ. ਹੁਣ ਤੁਹਾਡਾ ਅਧਿਆਪਕ ਗੋਸਕੀਵਾਚ ਪਲੈਨੀਟੇਰੀਅਮ ਐਪ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਵਿਚ ਤੁਹਾਡੀ ਅਗਵਾਈ ਕਰਨ ਵਿਚ ਸਹਾਇਤਾ ਕਰੇਗਾ, ਜੋ ਤਾਰਿਆਂ ਬਾਰੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਚੀਜ਼ਾਂ ਦਾ ਪਤਾ ਲਗਾਉਣ ਵਿਚ ਤੁਹਾਡੀ ਮਦਦ ਕਰ ਸਕਦਾ ਹੈ.

GoSkyWatch ਪਲੈਨੀਟੇਰੀਅਮ ਐਪ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਨਾ

ਆਪਣੇ ਮੋਬਾਈਲ ਡਿਵਾਈਸ ਤੇ ਗੋਸਕੀਵਾਚ ਪਲੈਨੀਟੇਰੀਅਮ ਐਪ ਦੀ ਪੜਚੋਲ ਕਰਨ ਲਈ ਕੁਝ ਸਮਾਂ ਲਓ. ਐਪ ਦੇ ਚਾਰੇ ਕੋਨਿਆਂ 'ਤੇ ਹਰੇਕ' ਤੇ ਇਕ ਲਾਲ ਰੰਗ ਦਾ ਆਈਕਨ ਹੈ. ਹੇਠਾਂ ਖੱਬੇ ਪਾਸੇ ਦਿਲ ਦਾ ਚਿੱਤਰ ਸੋਸ਼ਲ ਮੀਡੀਆ ਦੁਆਰਾ ਸਾਂਝਾ ਕਰਨ ਲਈ ਹੈ, ਜਿਸ ਨੂੰ ਕਲਾਸਰੂਮ ਡਿਵਾਈਸਿਸ 'ਤੇ ਬੰਦ ਕਰਨਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ. ਤਲ ਦੇ ਸੱਜੇ ਪਾਸੇ ਘੜੀ ਦਾ ਨਿਸ਼ਾਨ ਮਿਤੀ ਅਤੇ ਸਮਾਂ ਦਾ ਹਵਾਲਾ ਦਿੰਦਾ ਹੈ ਕਿ ਇਹ ਸੈਟਿੰਗ ਪਹਿਲਾਂ ਤੋਂ ਸੈਟ ਕੀਤੀ ਜਾ ਸਕਦੀ ਹੈ.

ਉੱਪਰਲੇ ਖੱਬੇ ਪਾਸੇ ਵੱਡਦਰਸ਼ੀ ਲੈਂਜ਼ ਦਾ ਆਈਕਨ ਲਾਲ ਚੱਕਰ ਵਿਚ ਪੰਜ ਵਾਧੂ ਆਈਕਾਨ ਪ੍ਰਗਟ ਕਰਨ ਲਈ ਖੁੱਲ੍ਹਦਾ ਹੈ. ਗ੍ਰਹਿ ਆਈਕਨ ਤੁਹਾਨੂੰ ਸਾਡੇ ਸੂਰਜੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਵਿਚ ਸੂਰਜ, ਚੰਦ, ਅਤੇ ਗ੍ਰਹਿਾਂ ਬਾਰੇ ਹੋਰ ਜਾਣਨ ਅਤੇ ਜਾਣਨ ਦੀ ਆਗਿਆ ਦਿੰਦਾ ਹੈ. ਜਦੋਂ ਕੋਈ ਵੀ ਚੁਣਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਤਾਂ ਐਪ ਇਸ ਨੂੰ ਚਾਰ ਝਪਕਦੇ ਪੁਆਇੰਟਰਾਂ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਕੇ ਲੱਭੇਗਾ. ਕੈਸੀਓਪੀਆ ਆਈਕਨ ਤੁਹਾਨੂੰ ਦਿਖਾਈ ਦੇਣ ਵਾਲੇ ਤਾਰਿਆਂ ਬਾਰੇ ਵਧੇਰੇ ਜਾਣਨ ਅਤੇ ਪਛਾਣ ਕਰਨ ਦੀ ਆਗਿਆ ਦਿੰਦਾ ਹੈ. ਗਲੈਕਸੀ ਆਈਕਨ ਤੁਹਾਨੂੰ ਡੀਪ ਸਕਾਈ ਆਬਜੈਕਟਸ ਦੀ ਭਾਲ ਕਰਨ ਦੀ ਆਗਿਆ ਦਿੰਦਾ ਹੈ. ਸਟਾਰ ਆਈਕਨ ਤੁਹਾਨੂੰ ਕਿਸੇ ਵੀ ਦ੍ਰਿਸ਼ਮਾਨ ਸਿਤਾਰੇ ਨੂੰ ਨਾਮ, ਧਰਤੀ ਤੋਂ ਦੂਰੀ ਜਾਂ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਦੇ ਨਾਲ ਖੋਜਣ ਦੀ ਆਗਿਆ ਦਿੰਦਾ ਹੈ. ਅੰਤ ਵਿੱਚ, ਤੁਸੀਂ ਜਨਮਦਿਨ ਦੇ ਕੇਕ ਸਲਾਈਸ ਆਈਕਨ ਵੇਖੋਗੇ, ਜੋ ਤੁਹਾਨੂੰ ਆਪਣੀ ਜਨਮ ਮਿਤੀ ਨਿਰਧਾਰਤ ਕਰਨ ਦੀ ਆਗਿਆ ਦਿੰਦਾ ਹੈ. ਤਾਰਿਆਂ ਨੂੰ ਫਿਰ ਤੁਹਾਡੇ ਦੁਆਰਾ ਵਿਵਸਥਿਤ ਕੀਤਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਕਿ ਤੁਸੀਂ ਕਿੰਨੇ ਪੁਰਾਣੇ ਹੋ ਜਦੋਂ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਜੋ ਤੁਸੀਂ ਇਸ ਸਮੇਂ ਵੇਖ ਰਹੇ ਹੋ ਉਹ ਤਾਰੇ ਤੋਂ ਨਿਕਲਦਾ ਹੈ. ਜੇ ਰੌਸ਼ਨੀ ਤੁਹਾਡੇ ਪੈਦਾ ਹੋਣ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ ਉਤਪੰਨ ਹੋਈ ਸੀ, ਤਾਂ ਇਸ ਦੇ ਜਨਮ ਦੀ ਮਿਤੀ ਦਰਸਾਈ ਗਈ ਹੈ.

ਸੱਜੇ ਪਾਸੇ ਗੀਅਰਜ਼ ਦਾ ਆਈਕਨ ਤਿੰਨ ਆਈਕਨ ਅਤੇ ਇਕ ਵਰਟੀਕਲ ਬਾਰ ਤੱਕ ਖੁੱਲ੍ਹਦਾ ਹੈ. ਲੰਬਕਾਰੀ ਲਾਈਨ ਬਾਰ ਤੁਹਾਨੂੰ ਰਾਤ ਦੇ ਅਸਮਾਨ ਦੀ ਚਮਕ ਨਿਰਧਾਰਤ ਕਰਨ ਦੀ ਆਗਿਆ ਦਿੰਦੀ ਹੈ, ਜਿਸ ਨਾਲ ਵਧੇਰੇ ਜਾਂ ਘੱਟ ਤਾਰੇ ਦਿਖਾਈ ਦਿੰਦੇ ਹਨ. ਇਹ ਦਰਸਾਉਣ ਲਈ ਇੱਕ ਮਦਦਗਾਰ ਸਾਧਨ ਹੈ ਕਿ ਬਿਨਾਂ ਕਿਸੇ ਪ੍ਰਦੂਸ਼ਣ ਜਾਂ ਰੁਕਾਵਟਾਂ ਦੇ ਰਾਤ ਦਾ ਅਸਮਾਨ ਕਿਸ ਤਰ੍ਹਾਂ ਦਾ ਦਿਖਾਈ ਦੇਵੇਗਾ. ਰੈਂਚ ਆਈਕਨ ਤੁਹਾਨੂੰ ਡਿਸਪਲੇਅ ਪ੍ਰਭਾਵਾਂ ਨੂੰ ਚਾਲੂ ਜਾਂ ਚਾਲੂ ਕਰਨ ਦੀ ਆਗਿਆ ਦਿੰਦਾ ਹੈ. ਉਦਾਹਰਣ ਦੇ ਲਈ, ਆਕਾਸ਼ਵਾਣੀ ਦਾ ਦ੍ਰਿਸ਼ਟੀਕੋਣ ਬੰਦ ਜਾਂ ਚਾਲੂ ਕੀਤਾ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ, ਇਸ ਗੱਲ ਤੇ ਨਿਰਭਰ ਕਰਦਾ ਹੈ ਕਿ ਅਸਲ ਵਿੱਚ ਰਾਤ ਦੇ ਅਸਮਾਨ ਵਿੱਚ ਕੀ ਦਿਖਾਈ ਦਿੰਦਾ ਹੈ. ਜੇ ਤੁਸੀਂ ਐਪ ਨਾਲ ਰਾਤ ਨੂੰ ਅਸਮਾਨ ਨੂੰ ਵੇਖ ਰਹੇ ਹੋ, ਤਾਂ ਨਾਈਟ ਮੋਡ ਫੀਚਰ ਤੁਹਾਡੇ ਨਾਈਟ ਵਿਜ਼ਨ ਨੂੰ ਸੁਰੱਖਿਅਤ ਕਰਦੇ ਹੋਏ ਲਾਲ ਬੱਤੀ ਤੇ ਤਬਦੀਲ ਹੋ ਜਾਵੇਗਾ.

ਸਪਸ਼ਟ ਤੌਰ ਤੇ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਸਰਗਰਮੀ ਦਾ ਪਤਾ ਲਗਾਉਣਾ

ਹੁਣ, ਲਿਟਲ ਡੀਪਰ ਨੂੰ ਲੱਭਣ ਲਈ ਐਪ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰੋ, ਜੋ ਕਿ ਉਰਸਾ ਮਾਈਨਰ ਦੇ ਤੌਰ ਤੇ ਸੂਚੀਬੱਧ ਹੈ. ਉਸ ਲਿਟਲ ਡਿਪਰ ਦੀ ਤਸਵੀਰ ਨੂੰ ਵੇਖਦਿਆਂ ਜੋ ਤੁਹਾਡੇ ਅਧਿਆਪਕ ਨੇ ਤੁਹਾਨੂੰ ਪ੍ਰਦਾਨ ਕੀਤਾ ਹੈ, ਇਸ ਸ਼ੀਟ ਦੇ ਚਾਰਟ ਵਿੱਚ ਸੱਤ ਵੱਡੇ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਵਿੱਚੋਂ ਹਰੇਕ ਦੀ ਸਪੱਸ਼ਟਤਾ ਅਤੇ ਦੂਰੀ ਨੂੰ ਰਿਕਾਰਡ ਕਰੋ. ਇਹ ਹਰੇਕ ਤਾਰਿਆਂ ਉੱਤੇ ਪ੍ਰਦਰਸ਼ਨੀ ਵਿੱਚ ਛੋਟੇ ਸਰਕੂਲਰ ਆਈਕਨ ਨੂੰ ਹਿਲਾ ਕੇ ਕੀਤਾ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ. ਸਪਸ਼ਟ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਤਾਰੇ ਦੇ ਨਾਮ ਹੇਠ ਇੱਕ ਸਿਤਾਰਾ ਪ੍ਰਤੀਕ ਦੁਆਰਾ ਦਰਸਾਈ ਗਈ ਹੈ.


ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਦੁਆਰਾ ਵੱਖ ਕੀਤੇ ਦੋ ਵੱਡੇ ਪ੍ਰਕਾਰ ਦੇ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਇਹ ਹਨ:

  • ਦਿੱਖ ਦੀ ਤੀਬਰਤਾ, ​​ਕਿਸੇ ਵਸਤੂ ਦੀ ਚਮਕ ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਇਹ ਰਾਤ ਦੇ ਅਸਮਾਨ ਵਿੱਚ ਪ੍ਰਗਟ ਹੁੰਦੀ ਹੈ.
  • ਪੂਰਨਤਾ, ਜੋ ਕਿ ਕਿਸੇ ਵਸਤੂ ਦੀ ਚਮਕ ਨੂੰ ਮਾਪਦੀ ਹੈ (ਜਾਂ ਗ੍ਰਹਿਣ-ਰਹਿਤ ਚੀਜ਼ਾਂ ਲਈ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ਮਾਨ ਪ੍ਰਕਾਸ਼) ਇਹ ਇਕਾਈ ਦੀ ਸਪਸ਼ਟ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਹੈ ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਇੱਕ ਖਾਸ ਦੂਰੀ ਤੋਂ ਵੇਖੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ, ਰਵਾਇਤੀ ਤੌਰ ਤੇ 10 ਪਾਰਸ (32.6 ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਸਾਲ).

ਇਨ੍ਹਾਂ ਧਾਰਨਾਵਾਂ ਵਿਚਕਾਰ ਅੰਤਰ ਦੋ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਦੀ ਤੁਲਨਾ ਕਰਕੇ ਵੇਖਿਆ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ. ਅਲਟੇਜ ਸੇਂਟੌਰੀ (ਸਪਸ਼ਟ ਮਾਪ 0.5.,, ਸੰਪੂਰਨ ਤੀਬਰਤਾ −.8.)) ਅਲਫ਼ਾ ਸੈਂਟੀਰੀ (ਸਪਸ਼ਟ ਮਾਪ 0.0.,, ਸੰਪੂਰਨਤਾ 4.. than) ਨਾਲੋਂ ਅਸਮਾਨ ਵਿੱਚ ਥੋੜ੍ਹੀ ਜਿਹੀ ਮੱਧਮ ਦਿਖਾਈ ਦਿੰਦੀ ਹੈ ਭਾਵੇਂ ਕਿ ਇਹ ਹਜ਼ਾਰਾਂ ਗੁਣਾ ਵਧੇਰੇ ਚਾਨਣ ਦਾ ਸੰਚਾਲਨ ਕਰਦਾ ਹੈ, ਕਿਉਂਕਿ ਬੇਟੈਲਜੀ ਬਹੁਤ ਦੂਰ ਹੈ.

ਸਪਸ਼ਟਤਾ

ਆਧੁਨਿਕ ਲੋਗਾਰਿਥਮਿਕ ਮਾਪ ਦੇ ਪੈਮਾਨੇ ਦੇ ਤਹਿਤ, ਦੋ ਆਬਜੈਕਟ, ਜਿਨ੍ਹਾਂ ਵਿਚੋਂ ਇਕ ਹਵਾਲਾ ਜਾਂ ਬੇਸਲਾਈਨ ਵਜੋਂ ਵਰਤਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਜਿਸਦੀ ਤੀਬਰਤਾ (ਚਮਕ) ਧਰਤੀ ਤੋਂ ਪ੍ਰਤੀ ਯੂਨਿਟ ਖੇਤਰ ਦੀ ਇਕਾਈ ਵਿਚ ਮਾਪੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ (ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਵਰਗ ਵਰਗ ਮੀਟਰ, ਡਬਲਯੂ ਐਮ −2) ਅਤੇ, ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਅਤੇ ਦੁਆਰਾ ਸੰਬੰਧਿਤ ਹੋਣਗੇ

ਮੀ1-ਮੀ m ਆਰ.ਐੱਮ =-2.5 ਲੋਗ10 ਖੱਬੇ (

ਇਸ ਫਾਰਮੂਲੇ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਿਆਂ, ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਪੈਮਾਨੇ ਨੂੰ ਪ੍ਰਾਚੀਨ ਮਾਪ ਦੇ 1-6 ਰੇਂਜ ਤੋਂ ਵੱਧ ਕੇ ਵਧਾਇਆ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ, ਅਤੇ ਇਹ ਇਕ ਵਰਗੀਕਰਣ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਦੀ ਬਜਾਏ ਚਮਕ ਦਾ ਇਕ ਸਹੀ ਮਾਪ ਬਣ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨੀ ਹੁਣ ਅੰਤਰ ਨੂੰ ਇਕ ਮਾਪ ਦੇ ਇਕ ਸੌਵੇਂ ਹਿੱਸੇ ਦੇ ਰੂਪ ਵਿਚ ਛੋਟੇ ਮਾਪਦੇ ਹਨ. 1.5 ਅਤੇ 2.5 ਦੇ ਦਰਮਿਆਨ ਹੋਣ ਵਾਲੇ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਨੂੰ ਦੂਜੀ-ਮਾਪਦੰਡ ਕਿਹਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਉਥੇ 1.5 ਤੋਂ ਵੀ ਵਧੇਰੇ ਚਮਕਦਾਰ 20 ਤਾਰੇ ਹਨ, ਜੋ ਕਿ ਪਹਿਲੇ-ਮਾਪ ਵਾਲੇ ਤਾਰੇ ਹਨ (ਚਮਕਦਾਰ ਤਾਰਿਆਂ ਦੀ ਸੂਚੀ ਦੇਖੋ). ਉਦਾਹਰਣ ਵਜੋਂ, ਸਿਰੀਅਸ ਤੀਬਰਤਾ −1.46, ਆਰਕਟੁਰਸ −0.04, ਅੈਲਡੇਬਰਨ 0.85, ਸਪਿਕਾ 1.04, ਅਤੇ ਪ੍ਰੋਕਿਨ 0.34 ਹੈ. ਪ੍ਰਾਚੀਨ ਤੀਬਰਤਾ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਦੇ ਤਹਿਤ, ਇਹ ਸਾਰੇ ਤਾਰਿਆਂ ਨੂੰ "ਪਹਿਲੀ ਤੀਬਰਤਾ ਦੇ ਤਾਰੇ" ਵਜੋਂ ਸ਼੍ਰੇਣੀਬੱਧ ਕੀਤਾ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ.

ਤਾਰਿਆਂ ਨਾਲੋਂ ਚਮਕਦਾਰ ਚੀਜ਼ਾਂ (ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਸੂਰਜ ਅਤੇ ਚੰਦਰਮਾ) ਲਈ ਵੀ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਦੀ ਗਣਨਾ ਕੀਤੀ ਜਾ ਸਕਦੀ ਹੈ, ਅਤੇ ਮਨੁੱਖ ਦੀਆਂ ਅੱਖਾਂ (ਜਿਵੇਂ ਪਲੂਟੂ) ਨੂੰ ਵੇਖਣ ਲਈ ਅਲੋਚਕ ਚੀਜ਼ਾਂ ਲਈ ਵੀ.

ਪੂਰੀ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ

ਮੁੱਖ ਲੇਖ ਦੇਖੋ: ਪੂਰੀ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ. ਅਕਸਰ, ਸਿਰਫ ਸਪਸ਼ਟ ਮਾਪ ਦਾ ਜ਼ਿਕਰ ਕੀਤਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਕਿਉਂਕਿ ਇਹ ਸਿੱਧੇ ਮਾਪਿਆ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ. ਸੰਪੂਰਣ ਮਾਪ ਦੀ ਗਹਿਰਾਈ ਜ਼ਾਹਰ ਮਾਪ ਅਤੇ ਦੂਰੀ ਤੋਂ ਕੀਤੀ ਜਾ ਸਕਦੀ ਹੈ:

ਮੀ - ਐਮ = 5 ਖੱਬੇ ( ਲਾਗ10 ਡੀ - 1 ਸਹੀ).

ਜੇ ਇਕਸਾਰ ਅਤੇ ਧੂੜ ਕਣਾਂ ਦੁਆਰਾ ਰੌਸ਼ਨੀ ਦੇ ਜਜ਼ਬ ਹੋਣ ਕਾਰਨ ਆਬਜੈਕਟ ਅਤੇ ਨਿਰੀਖਕ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਦ੍ਰਿਸ਼ਟੀ ਦੀ ਰੇਖਾ ਪ੍ਰਭਾਵਿਤ ਹੋ ਜਾਂਦੀ ਹੈ, ਤਾਂ ਵਸਤੂ ਦੀ ਸਪਸ਼ਟ ਚੌੜਾਈ ਅਨੁਸਾਰੀ ਤੌਰ ਤੇ ਕਮਜ਼ੋਰ ਹੋਵੇਗੀ. ਅਲੋਪ ਹੋਣ ਦੇ ਮਾਪ ਲਈ, ਸਪਸ਼ਟ ਅਤੇ ਪੂਰਨ ਮਾਪ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਸੰਬੰਧ ਬਣ ਜਾਂਦੇ ਹਨ

ਮੀ - ਐਮ = 5 ਖੱਬੇ ( ਲਾਗ10 ਡੀ - 1 ਸਹੀ) + ਏ.

ਪਾਸਵਰਡ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਣ ਲਈ ਸਟਾਰਲਰ ਨਿਰੰਤਰ ਮੈਗਨੀਟਿudesਡਸ ਆਮ ਤੌਰ ਤੇ ਇੱਕ ਪੂੰਜੀ ਐਮ ਨਾਲ ਇੱਕ ਸਬਸਕ੍ਰਿਪਟ ਦੇ ਨਾਲ ਨਾਮਿਤ ਕੀਤਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਉਦਾਹਰਣ ਵਜੋਂ, ਐਮਵੀ ਵੀ ਪਾਸਬੈਂਡ ਵਿਚ 10 ਪਾਰਸਕ ਦੀ ਤੀਬਰਤਾ ਹੈ. ਇੱਕ ਬੋਲੋਮੀਟ੍ਰਿਕ ਮਾਪ (ਐੱਮਬੋਲ) ਪੂਰੀ ਤਰੰਗ ਦਿਸ਼ਾ ਦੇ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਦਾ ਲੇਖਾ ਜੋਖਾ ਕਰਨ ਲਈ ਅਨੁਕੂਲ ਕੀਤਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਇਹ ਖਾਸ ਤੌਰ 'ਤੇ ਬਹੁਤ ਹੀ ਗਰਮ ਜਾਂ ਬਹੁਤ ਠੰਡਾ ਵਸਤੂਆਂ ਲਈ, ਇੱਕ ਖਾਸ ਪਾਸਬੈਂਡ ਵਿੱਚ ਪੂਰਣ ਮਾਪ ਨਾਲੋਂ ਥੋੜ੍ਹੀ ਜਿਹੀ ਛੋਟਾ ਹੁੰਦਾ ਹੈ (ਅਰਥਾਤ ਚਮਕਦਾਰ). ਬੋਲੋਮੀਟ੍ਰਿਕ ਮੈਗਨੀਟਿudesਡਜ਼ ਰਸਮੀ ਤੌਰ 'ਤੇ ਵਟਸਐਪ ਵਿਚ ਸਟਾਰਰ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਦੇ ਅਧਾਰ ਤੇ ਪਰਿਭਾਸ਼ਤ ਕੀਤੇ ਜਾਂਦੇ ਹਨ, ਅਤੇ ਲਗਭਗ ਐਮ ਦੇ ਬਰਾਬਰ ਹੋਣ ਨੂੰ ਆਮ ਬਣਾਏ ਜਾਂਦੇ ਹਨਵੀ ਪੀਲੇ ਤਾਰਿਆਂ ਲਈ.

ਸੌਰ ਸਿਸਟਮ ਸਿਸਟਮ ਦੇ ਆਬਜੈਕਟਸ ਲਈ ਪੂਰਨ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ 1 ਏਯੂ ਦੀ ਦੂਰੀ ਦੇ ਅਧਾਰ ਤੇ ਅਕਸਰ ਹਵਾਲਾ ਦਿੱਤੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ. ਇਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਰਾਜਧਾਨੀ H ਦੇ ਪ੍ਰਤੀਕ ਨਾਲ ਦਰਸਾਇਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਕਿਉਂਕਿ ਇਹ ਵਸਤੂਆਂ ਮੁੱਖ ਤੌਰ ਤੇ ਸੂਰਜ ਤੋਂ ਪ੍ਰਤਿਬਿੰਬਿਤ ਰੋਸ਼ਨੀ ਦੁਆਰਾ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ਤ ਹੁੰਦੀਆਂ ਹਨ, ਇੱਕ ਐਚ ਮਾਪ ਦਾ ਪਰਿਭਾਸ਼ਾ ਸੂਰਜ ਤੋਂ 1 ਏਯੂ ਅਤੇ ਆਬਜ਼ਰਵਰ ਤੋਂ 1 ਏਯੂ ਦੇ ਵਸਤੂ ਦੇ ਸਪਸ਼ਟ ਮਾਪ ਵਜੋਂ ਕੀਤਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. [9]

ਉਦਾਹਰਣ

ਹੇਠਾਂ ਇਕ ਟੇਬਲ ਹੈ ਜੋ ਦਿਮਾਗ ਦੀਆਂ ਆਬਜੈਕਟਾਂ ਅਤੇ ਨਕਲੀ ਉਪਗ੍ਰਹਿ ਲਈ ਸੂਰਜ ਤੋਂ ਲੈ ਕੇ ਹਬਲ ਸਪੇਸ ਟੈਲੀਸਕੋਪ (ਐਚਐਸਟੀ) ਨਾਲ ਦਿਖਾਈ ਦੇਣ ਵਾਲੀਆਂ ਬੇਹੋਸ਼ ਚੀਜ਼ਾਂ ਲਈ ਸਪੱਸ਼ਟ ਰੂਪ ਦਿੰਦਾ ਹੈ:

ਚੌੜਾਈ = 60 ਪ੍ਰਗਟ
ਮਾਪ
ਚੌੜਾਈ = 60 ਚਮਕ
ਨਾਲ ਸਬੰਧਤ
ਮਾਪ
ਚੌੜਾਈ = 150 ਉਦਾਹਰਣਚੌੜਾਈ = 30 ਰੋਅਸਪੈਨ = "21" ਸ਼ੈਲੀ = "ਬਾਰਡਰ: ਕੋਈ ਵੀ ਪਿਛੋਕੜ ਦਾ ਰੰਗ ਨਹੀਂ: ਚਿੱਟਾ" ਚੌੜਾਈ = 60 ਪ੍ਰਗਟ
ਮਾਪ
ਚੌੜਾਈ = 60 ਚਮਕ
ਨਾਲ ਸਬੰਧਤ
ਮਾਪ
ਚੌੜਾਈ = 150 ਉਦਾਹਰਣਚੌੜਾਈ = 30 ਰੋਅਸਪੈਨ = "21" ਸ਼ੈਲੀ = "ਬਾਰਡਰ: ਕੋਈ ਵੀ ਪਿਛੋਕੜ ਦਾ ਰੰਗ ਨਹੀਂ: ਚਿੱਟਾ" ਚੌੜਾਈ = 60 ਪ੍ਰਗਟ
ਮਾਪ
ਚੌੜਾਈ = 60 ਚਮਕ
ਨਾਲ ਸਬੰਧਤ
ਮਾਪ
ਚੌੜਾਈ = 150 ਉਦਾਹਰਣ
−27 ਸੂਰਜ−7631ਐਸ ਐਨ 1006 ਸੁਪਰਨੋਵਾ13 3 ਸੀ 273 ਕਵਾਸਰ
(11-15 ਸੈ.ਮੀ.) ਦੂਰਬੀਨ ਵਿਚ 4.5-6 ਦੀ ਸੀਮਾ ਹੈ
−26 −6251 14 ਪਲੂਟੋ
(20-25 ਸੈਮੀ) ਟੈਲੀਸਕੋਪ ਵਿਚ 8-10 ਦੀ ਸੀਮਾ
−25 −5100 15
−24 −439.8ਦਿਨ ਦੇ ਦੌਰਾਨ ਨੰਗੀ ਅੱਖ ਨਾਲ ਨਜ਼ਰ ਆਉਣ ਵਾਲੀਆਂ ਬੇਮਿਸਾਲ ਚੀਜ਼ਾਂ ਜਦੋਂ ਸੂਰਜ ਵੱਧਦਾ ਹੈ [10] 16
−23 −315.8 17
−22 −26.31 18
−21 −12.51ਸਿਰੀਅਸ19
−20 01 20
−19 10.398ਅੰਤਰਾਸ21
−18 20.158ਪੋਲਾਰਿਸ22
−17 30.0631ਕੋਰ ਕੈਰੋਲੀ23
−16 40.0251ਐਕੁਬੇਨਜ਼24
−15 50.01 25
−14 6 ਨੰਗੀ ਅੱਖ ਦੀ ਖਾਸ ਸੀਮਾ26
−13 ਪੂਰਾ ਚੰਨ7 "ਹਨੇਰੇ" ਪੇਂਡੂ ਖੇਤਰਾਂ ਤੋਂ ਦਿਖਾਈ ਦੇਣ ਵਾਲੇ ਸੇਰੇਸ ਨੰਗੇ-ਨੰਗੇ ਤਾਰੇ [11] 27 8 ਮੀ ਦੂਰਬੀਨ ਦੀ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ਤ ਸੀਮਾ
−12 8 28
−11 9 29
−10 10 7 × 50 ਦੂਰਬੀਨ ਦੀ ਖਾਸ ਸੀਮਾ30
−9 11 ਪ੍ਰੌਕਸੀਮਾ ਸੈਂਟੀਰੀ31
−8 12 32 HST ਦੀ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ਤ ਸੀਮਾ

ਹੋਰ ਸਕੇਲ

ਪੋਗਸਨ ਦੇ ਸਿਸਟਮ ਦੇ ਤਹਿਤ ਸਟਾਰ ਵੇਗਾ ਨੂੰ ਮਾਪਣ ਤਕਨੀਕ ਜਾਂ ਤਰੰਗ-ਲੰਬਾਈ ਫਿਲਟਰ ਦੀ ਪਰਵਾਹ ਕੀਤੇ ਬਿਨਾਂ, ਜ਼ੀਰੋ ਪਰਿਭਾਸ਼ਤ ਹੋਣ ਦੇ ਨਾਲ, ਬੁਨਿਆਦੀ ਹਵਾਲਾ ਤਾਰਾ ਵਜੋਂ ਵਰਤਿਆ ਜਾਂਦਾ ਸੀ. ਇਹੀ ਕਾਰਨ ਹੈ ਕਿ ਵੇਗਾ ਨਾਲੋਂ ਚਮਕਦਾਰ ਚੀਜ਼ਾਂ, ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਸੀਰੀਅਸ (ga1.46 Ve ਜਾਂ .51.5 ਦੀ ਵੇਗਾ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ), ਨਕਾਰਾਤਮਕ ਮਾਪ ਹਨ. ਹਾਲਾਂਕਿ, ਵੀਹਵੀਂ ਸਦੀ ਦੇ ਅਖੀਰ ਵਿਚ ਵੇਗਾ ਦੀ ਚਮਕ ਵੱਖਰੀ ਦਿਖਾਈ ਦਿੰਦੀ ਸੀ, ਇਸ ਨੂੰ ਇਕ ਸੰਪੂਰਨ ਹਵਾਲੇ ਲਈ ਉਚਿਤ ਬਣਾ ਦਿੰਦੀ ਸੀ, ਇਸਲਈ ਸੰਦਰਭ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਨੂੰ ਕਿਸੇ ਖਾਸ ਸਿਤਾਰੇ ਦੀ ਸਥਿਰਤਾ 'ਤੇ ਨਿਰਭਰ ਨਾ ਕਰਨ ਲਈ ਆਧੁਨਿਕ ਬਣਾਇਆ ਗਿਆ ਸੀ. ਇਹੀ ਕਾਰਨ ਹੈ ਕਿ ਵੇਗਾ ਦੇ ਮਾਪ ਦਾ ਆਧੁਨਿਕ ਮੁੱਲ ਨੇੜੇ ਹੈ, ਪਰ ਹੁਣ ਬਿਲਕੁਲ ਜ਼ੀਰੋ ਨਹੀਂ, ਬਲਕਿ 0.03 ਵੀ (ਵਿਜ਼ੂਅਲ) ਬੈਂਡ ਵਿੱਚ. [१२] ਮੌਜੂਦਾ ਸੰਪੂਰਨ ਹਵਾਲਾ ਪ੍ਰਣਾਲੀਆਂ ਵਿੱਚ ਏ ਬੀ ਮਾਪਦੰਡ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਸ਼ਾਮਲ ਹੈ, ਜਿਸ ਵਿੱਚ ਸੰਦਰਭ ਇੱਕ ਯੂਨਿਟ ਬਾਰੰਬਾਰਤਾ ਦੇ ਨਿਰੰਤਰ ਫਲੈਕਸ ਡੈਨਸਿਟੀ ਵਾਲਾ ਇੱਕ ਸਰੋਤ ਹੈ, ਅਤੇ ਐਸਟੀਐਮਏਜੀ ਸਿਸਟਮ, ਜਿਸ ਵਿੱਚ ਸੰਦਰਭ ਸਰੋਤ ਦੀ ਬਜਾਏ ਪ੍ਰਤੀ ਯੂਨਿਟ ਤਰੰਗ ਦੀ ਲੰਬਾਈ ਲਈ ਨਿਰੰਤਰ ਪ੍ਰਵਾਹ ਘਣਤਾ ਦੀ ਪਰਿਭਾਸ਼ਾ ਦਿੱਤੀ ਗਈ ਹੈ .


ਸ੍ਰੀਮਾਨ ਟੂਗੂਡ ਦਾ ਭੌਤਿਕ ਵਿਗਿਆਨ

ਚਮਕ ਅਤੇ ਸਪਸ਼ਟ ਮਾਪ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਸੰਬੰਧ. ਵਿਆਖਿਆ ਦੇ ਪੈਮਾਨੇ ਤੇ 1 ਦਾ ਅੰਤਰ 2.51 ਦੇ ਤੀਬਰਤਾ ਦੇ ਅਨੁਪਾਤ ਦੇ ਬਰਾਬਰ ਹੈ.

ਚਮਕ ਮਾਪ ਦਾ ਇੱਕ ਵਿਅਕਤੀਗਤ ਪੈਮਾਨਾ ਹੈ.

9.9..2..2 ਪੂਰਨ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ, ਐਮ

ਦੀ ਪਰਿਭਾਸ਼ਾ ਐਮ, ਨਾਲ ਸੰਬੰਧ ਮੀ: $ ਐਮ-ਐਮ = 5 ਲੌਗ ਫ੍ਰੈਕ<10>$

ਤਾਰਿਆਂ ਦੀ ਦੂਰੀ ਨੂੰ ਮਾਪਣਾ

One of the biggest problems faced by astronomers is whether the stars that they observe are close or far away, intrinsically bright, or dim! Looking at the photo below we can see that the stars are all a range of different brightnesses, and colours. Without being able to measure the distance to the stars it is impossible to know whether a star appears bright because it is close to us or whether it appears bright because it is intrinsically bright.

Figure 1: There are lots of stars out there, but are they bright because they are close to us, or because they are intrinsically luminous?

In fact, most of the stars in this picture are a similar distance from Earth, as they are in a small satellite galaxy of the Milky Way called the Large Magellanic Cloud, but we only know that because astronomers have developed a range of techniques to measure distances across space. Of course they can’t use conventional measuring devices. There is a “ladder” of different measurement techniques that can be utilised to measure these distances.

Figure 2: Astronomers use different measurement techniques to measure different distances. This allows them to build up a ladder of distances.

The light year

Distances within our solar system can be measured by reflecting radar pulses and time how long the reflections take to return. The distance to the moon is measured regularly by reflecting a laser pulse off a mirror that was placed there during an Apollo mission. It takes around $quantity<2.5>$ for a beam of light to travel from Earth to the Moon and back. The moon could be described as being $quantity<1.25>$ from Earth.

The light from the Sun takes $quantity<8>$ to travel to the Earth so the Sun could be described as being 8 light minutes from the Earth. This is the basis behind the most familiar unit for measuring astronomical distances, the light year. This defined as being the distance that light travels in one year. Light is, of course, very fast, and its speed id is defined as being $quantity<299,792,458>>$ so one light year is:

So one light year ( $units$ ) is $quantity<9.46 imes 10^<15>>$ , which is an incredibly large distance, but as scales in the universe are so huge, it is appropriate to use a unit that reflects this. Some examples of distances in the universe measured in light years are:

  • Distance to the closest star, Proxima Centauri - $quantity<4.2>$
  • Diameter of the Milky Way galaxy - $quantity<100,000>$
  • Distance to the Andromeda galaxy - $quantity<2.5 imes 10^<6>>$
  • Diameter of the observable universe - $quantity<9.3 imes 10^<10>>$

Parallax

It is all very well defining the light year as a suitable unit of measurement, but we cannot wait the decades it would take to reflect light pulses of the stars in order to time their return. Astronomers have used another method to measure the distances to relatively close stars for 200 years.

Parallax is the apparent shift in the relative position of two objects due to the changing position of the observer. To understand what this means imagine looking out of a car window on a drive along a motorway. The trees, and signs by the side of the motorway appear to dash past you very quickly, whilst the distant hills appear to not move at all. Of course both the near objects and the distant ones are moving, but the angular position of the objects close to you changes by a greater amount.

Figure 3: The effect of parallax can be seen from a car window. More distant objects, such as hills seem to move by much more slowly than the objects closer to the car.

In the diagram above, you can see that as the car moves from position 1 to position 2 the sign by the side of the road appears to move through an angle &beta, which is much larger than the angle moved through by the distant hill, &alpha. These angles are called parallax angles, and the greater the distance to the distant objects, the smaller the parallax angle. The same principle is used to measure the distances to stars, although the apparent shift in position of even relatively close stars is very small, just a few seconds of arc.

In the diagram below the Earth orbits the Sun and the position of the nearby star is measured against the distant background stars. As the distant stars are so much further away than the nearby star their position appears not to change. The nearby star is then measured again six months later and the parallax angle is measured.

Figure 4: The parallax effect can be used to measure the distance to stars. The closer star appears to move in front of the much more distant stars.

The parallax angle can then be used to measure the distance to the star. The mean distance between the Earth and the Sun is called the astronomical unit ( $units$ ) and is $quantity<1.50 imes 10^<11>>$ . (This was originally measured using parallax techniques during a rare event known as the transit of Venus and then applying Kepler’s laws.) This distance makes up one side of the triangle created by the Earth, the Sun and the nearby star. As the angle theta$ is so small, when measured in radians, the small angle approximation can be used where:

As for every star measured in this way, the side of the triangle opposite the parallax angle will have the same length, $quantity<1>$ , the angle will correspond directly to a distance. The smaller the parallax angle, the greater the distance to the star. This has allowed astronomers to use a new unit of distance, which can be defined in terms of the parallax angle the star makes. This unit is called the $units$ , and is the distance to a star if the parallax angle it makes is equal to $quantity<1>$ when the baseline is $quantity<1>$ . Or the distance to a star that $quantity<1>$ subtends an angle of 1 second of arc.

Looking at the diagram below we can see that a distance of $quantity<1>$ can be calculated in terms of astronomical units. As the angle &theta is very small both $D$ and $D^$ are approximately the same distance.

Figure 5: A star that has a parallax angle of 1 second of arc will be a distance on 1 parsec from Earth.

As the angle is $quantity<1>$ and the distances are both 1, a distance of $quantity<1>$ is equal to:

The first parallax angle measured was in 1838, by Friedrich Bessel, however this method does have its limitations. Due to the distortions of light due to the atmosphere, the parallax angle can only be measured done to angles of $quantity<0.01>$ which corresponds to distances of $quantity<100>$ . Space telescopes can improve upon this, but nevertheless, this method of measuring the distances to stars is limited.

The magnitude scale

As we saw earlier, stars appear to be a range of brightnesses. The first attempt to catalogue stars in terms of their brightness was by Hipparcos, an ancient Greek astronomer. He observed over 850 stars and assigned them a ਮਾਪ based on how bright they appeared.

  • Magnitude 1 - The brightest stars
  • Magnitude 6 - The stars that were just visible to the unaided eye

These magnitudes are called apparent magnitudes (m) and are how bright a star appears from Earth. In the 18th century, this system was formalised when it was discovered that the eye has a logarithmic response to light. The brightness, or intensity of a magnitude 1 star is 100 times greater than a magnitude 6 star, and as there is a difference of 5 magnitudes between them each magnitude corresponds to a an increase in brightness of $100^<5>>approx 2.51$ times. This means that each order of magnitude is 2.51 times brighter than the previous one. So a magnitude 1 star is 2.51 times brighter than a magnitude 2 star, and 2.51 3 than a star with an apparent magnitude of 4.

In modern astronomy, we are able to observe stars with much dimmer magnitudes than 6 by using telescopes to collect the light and using computers to process the data. The scale even allows for negative magnitudes, for very bright objects.

Object Apparent magnitude
ਸੂਰਜ -26
The full Moon -19
ਸ਼ੁੱਕਰ -4
Sirius -1.4
ਪੋਲਾਰਿਸ 2.0
ਅਲਡੇਬਰਨ 0.86
Barnard's Star 9.5

Obviously, as can be seen from the diagram above, two stars can have the same apparent magnitude, despite having a very different intrinsic brightness, due to their differing distances from Earth. The total power output of a star, or its intrinsic brightness is called its luminosity, and is measured in $units$ . The energy radiated by a star spreads out in all directions into space across the surface of an ever-increasing sphere. Therefore, as the area of a sphere is related to the square of the radius, the intensity decays in proportion to the reciprocal of the radius squared. So if we double the distance to a star, its intensity decreases by a factor of 4, and if we triple the distance to a star, its intensity decreases by a factor of 9. This is known as the inverse square law, and you will have already studied it in relation to gravitational fields and gamma radiation.

Using the inverse square law we can calculate the intensity of a star if its luminosity is known by:

It is important, therefore, to be able to compare stars under similar conditions, so we define the absolute magnitude (M) of a star as being its apparent magnitude when viewed from a distance of $quantity<10>$ . This is an important definition and one that you have to learn. The scale used is the same as the Hipparcos scale, so each difference in magnitude corresponds to a difference in brightness of 2.51 times. The Sun has an absolute magnitude of 4.83, and the large star Betelgeuse has an absolute magnitude of -5.85. This means that when viewed under the same conditions, i.e. at a distance of $quantity<10>$ , Betelgeuse would be:

$1.87 imes 10^<4>$ times brighter than the Sun.

You may well be expected to compare the apparent and absolute magnitudes of two different stars and comment on their relative distances from Earth. For example, the table below shows the apparent magnitude and the absolute magnitude for two stars.

Both of the stars have similar apparent magnitudes, so appear to be the same brightness in the night sky. However, Bellatrix is a more luminous star as it has a brighter absolute magnitude. So when both of the stars are viewed from the same distance Bellatrix would be brighter. From this we can conclude that Alioth must be closer to Earth than Bellatrix.

We can use the definitions for absolute magnitude and apparent magnitude to derive an equation to allow us to calculate the distance to stars.

  • The absolute magnitude is the intensity at $quantity<10>$ , so we will can also call it $I_<10>$
  • The apparent magnitude is the intensity at the star’s distance (in $units$ ) from Earth so we can call it $I_$
  • m is the apparent magnitude
  • ਐਮ is the absolute magnitude
  • is $100^<5>>$

We can apply the inverse square law to the left-hand side gives:

Taking logs on both sides gives:

As $log a=0.4$ , we can divide both sides by .4$ to give:

The term $m-M$ is known as the distance modulus, and is often quoted on its own in tables of star data. It is often worth calculating the distance modulus when trying to solve questions which use this equation.

Worked example

The Summer Triangle consists of three stars, Altair, Deneb and Vega.

Some of the properties of the three stars are summarised in the table below.

ਅਲਟੈਅਰ Deneb ਵੇਗਾ
surface temperature / $units$ 7700 8500 9600
apparent magnitude 0.77 1.25 0.03
absolute magnitude 2.21 -8.38 0.60

How bright a star appears from Earth is the apparent magnitude, and the lower the value the brighter the star. Vega has the lowest apparent magnitude so must be the brightest star.

Before we do any calculations we must estimate the distances to each of the stars to determine which one is the closest to Earth.

Altair has an absolute magnitude of 2.21, which is its brightness when viewed from $quantity<10>$ , but from Earth is has a brighter magnitude of 0.77, so it must be closer than $quantity<10>$

Deneb has a very bright magnitude of -8.38, but when viewed from Earth has a dimmer magnitude, so it must be much further from Earth $quantity<10>$ .

Vega’s absolute and apparent magnitudes are similar, so we can estimate than it is roughly $quantity<10>$ from Earth. Therefore Altair is the closest to Earth.

To calculate the distance to Altair we need to use the equation:

The first step in this calculation is to find the distance modulus $m-M$ :

And write the first equation as:

Then divide both sides by 5,

As the $log$ is to the base 10, if we write both sides of the equation as 10 raised to a power to give:

Finally we can rearrange the equation to make $d$ the subject:

Note that for all of the intermediate stages I have written out the full, unrounded figure, and only rounded it for the final answer.

Standard candles

There are some types of stars, and astronomical events whose absolute magnitude is either known or can be found from other observable properties. There are two main standard candles that astronomers use:


ਵੀਡੀਓ ਦੇਖੋ: Barrister Babu PROMO. Post Leap drama unfolds (ਅਕਤੂਬਰ 2022).