Astronomie

Pourquoi l'axe des x du diagramme de Hertzsprung-Russell passe-t-il des températures élevées à des températures plus basses ?

Pourquoi l'axe des x du diagramme de Hertzsprung-Russell passe-t-il des températures élevées à des températures plus basses ?

Dans mon manuel, l'axe des y du diagramme HR est $log(L/L_{odot})$ et les valeurs sont plus élevées à mesure que nous montons sur l'échelle, mais l'axe des x est $log(T_ ext{ eff})$ et diminue à mesure que nous avançons vers la droite.

Cela m'embrouille. Pourquoi ne pas laisser l'axe des abscisses passer des valeurs inférieures aux valeurs supérieures ? Cela aidera également à visualiser la relation « linéaire » entre la luminosité et la température d'une étoile dans la séquence principale.


A l'origine, ce qui était tracé était luminosité contre couleur, et par couleur j'entends la longueur d'onde du pic d'intensité. Des longueurs d'onde courtes à gauche et longues à droite, comme on peut s'y attendre.

Maintenant que les étoiles émettent (presque) un rayonnement du corps noir, il existe une relation étroite entre la couleur et la température. Je soupçonne que la raison pour laquelle l'axe des x n'est pas inversé lorsque la température est utilisée est simplement l'inertie : - Nous avons toujours tracé des diagrammes H-Z comme celui-ci et nous continuerons de le faire.


Les diagrammes originaux de Hertzsprung-Russell construits par Henry Russell et Eijnar Hertzsprung consistaient en une magnitude absolue sur l'axe des y et un type spectral ou un indicateur de type spectral sur l'axe des x. Ci-dessous, vous pouvez voir un diagramme HR original produit par Russell en 1913.

Lorsque les diagrammes ont été construits, il était pas clair du tout ce que signifiait réellement la séquence de types spectraux ou d'indicateurs de types spectraux. Il s'est avéré bien sûr que la séquence (dans le langage moderne O,B,A,F,G,K,M) correspond en fait à décroissant Température.

Les astronomes sont simplement restés fidèles à cette convention jusqu'à nos jours, il n'y a aucune raison particulière à cela. La plupart des diagrammes HR sont maintenant tracés avec la température (en baisse) le long de l'axe des x, bien que ce ne soit pas ce qu'était le diagramme HR d'origine.


Le diagramme H-R

Ce projet amène les étudiants à créer un diagramme de Hertzsprung-Russell (H-R), l'un des outils les plus élémentaires des astrophysiciens stellaires.

Le projet de diagramme H-R est l'un des projets les plus difficiles sur SkyServer. Plusieurs des exercices impliquent l'analyse de grandes quantités de données. Il serait utile que les étudiants sachent comment saisir des données dans une feuille de calcul et que la feuille de calcul fasse certains calculs à leur place. Alternativement, un groupe d'étudiants pourrait diviser les données et faire les calculs à la main, chaque étudiant faisant un certain nombre d'étoiles. La dernière étape consiste à utiliser un outil de recherche simple pour collecter des données pour des centaines d'étoiles à la fois. Vous aurez besoin d'une feuille de calcul capable d'importer un fichier .csv, tel que Microsoft Excel.

Il existe de nombreuses façons de faire un diagramme H-R, mais le diagramme a toujours une certaine mesure de luminosité sur l'axe des y et une certaine mesure de la température sur l'axe des x. La luminosité peut être mesurée en termes de magnitude absolue, ou par rapport à la luminosité de notre Soleil (auquel cas le Soleil a une luminosité de 1). La température peut être mesurée en termes de type spectral ou en termes de couleur, donnée par un
valeur b-v ou par la valeur g-r du SDSS.

Pour plus d'informations sur la façon de créer un diagramme H-R et sur la façon dont les astronomes utilisent les diagrammes, lisez la section À propos de l'astronomie : les étoiles de SkyServer ou consultez un manuel d'introduction à l'astronomie. Voici quelques références suggérées pour une lecture plus approfondie :

Étoiles, par James Kaler

Univers, 6e édition, par Freedman et Kaufmann


De quelle couleur sont les étoiles les plus cool ?

La façon dont la température d'une étoile affecte sa couleur est expliquée plus en détail dans le "rayonnement du corps noir", qui a été développé pour étudier ce phénomène. Selon ce que cette science stipule, les étoiles avec des températures plus froides ont une énergie qui émet de la lumière dans des tons rouges tandis que des températures plus chaudes les font apparaître bleues ou blanches. Cette plage de température a également produit des étoiles orange, jaune et verte.

Les étoiles les plus froides sont rouges avec une température de 3000 Celsius. La lueur orange et jaune du soleil est due au fait qu'elle est proche de 6000 Celsius. D'autre part, il a été prouvé que les étoiles vertes ont des températures d'environ 10 000 degrés Celsius, tandis que les étoiles bleues sont les plus chaudes, atteignant les 25 000 degrés Celsius.


Pourquoi l'axe des x du diagramme de Hertzsprung-Russell passe-t-il des températures élevées à des températures plus basses ? - Astronomie

Les étoiles variables céphéides sont des supergéantes avec des luminosités 500 à 30 000 fois supérieures à celle du Soleil, bien que leurs températures de surface soient similaires à la température du Soleil. Ils subissent des pulsations radiales régulières (c'est-à-dire que l'étoile se dilate et se contracte), avec des périodes principalement comprises entre 1 et 50 jours, et peuvent être distinguées à de grandes distances. Plus de 400 Céphéides sont connues dans la Galaxie et environ 1000 Céphéides ont été trouvées dans chacune des deux galaxies les plus proches, les Nuages ​​de Magellan, ainsi qu'un nombre substantiel dans d'autres galaxies proches. La relation étroite entre la période et la luminosité qui a été trouvée par Henrietta S. Leavitt en 1912 a donné aux Céphéides un rôle unique dans l'établissement des distances des galaxies les plus proches et donc de l'échelle de distance de l'univers.

La régularité de la courbe de lumière d'une étoile variable céphéide correspond à celle de la courbe de vitesse radiale, qui est presque une image miroir de la courbe de lumière avec une vitesse radiale minimale (c'est-à-dire une vitesse d'approche maximale) au maximum de la lumière. L'amplitude de la lumière est généralement comprise entre 0,5 et 2 magnitudes en lumière visuelle et l'amplitude de la vitesse se situe généralement dans la plage de 30 à 60 km s -1 . Les premières courbes de vitesse des céphéides ont été mesurées vers la fin du XIXe siècle et ont été interprétées comme les résultats du mouvement orbital. Ce n'est qu'après avoir calculé les orbites d'un nombre substantiel de Céphéides qu'on s'est rendu compte que ces orbites étaient physiquement invraisemblables.

L'hypothèse de la pulsation a été de plus en plus acceptée après 1910, en particulier parce que la température de surface change au cours du cycle. Les travaux théoriques de Sir Arthur Eddington à partir de 1917 ont montré que les Céphéides sont des étoiles uniques qui subissent des pulsations radiales car elles fonctionnent comme un moteur thermique. Des travaux ultérieurs de S.A. Zhevakin, J.P. Cox, Robert F. Christy et d'autres ont permis de mieux comprendre le mécanisme. L'énergie est stockée sous la forme de la seconde ionisation de l'hélium lors de la phase de compression du cycle puis libérée lors de la recombinaison de l'hélium lors de la phase de détente. La restriction des pulsations des céphéides aux étoiles dans une plage de température limitée découle de l'exigence que la deuxième zone d'ionisation de l'hélium se trouve près de la transition de l'intérieur presque adiabatique, où toute conduite est presque annulée par une quantité égale d'amortissement, à l'extérieur non adiabatique où les couches externes minces n'ont pas la capacité thermique pour moduler le flux de rayonnement vers l'extérieur. La pulsation est une propriété de l'enveloppe stellaire et est indépendante du noyau générateur d'énergie nucléaire.

CEPHIDES CLASSIQUES ET TYPE II

Les céphéides classiques sont des étoiles relativement jeunes avec des masses plusieurs fois supérieures à la masse solaire. Cela découle de leur forte concentration vers le plan de la Voie lactée et de leurs faibles vitesses spatiales. Leur présence dans des amas d'étoiles permet d'estimer leur âge à environ 10 8 ans. Les observations des Céphéides dans les Nuages ​​de Magellan montrent que les Céphéides classiques sont confinées à une bande étroite dans le diagramme période-luminosité, alors que les Céphéides moins courantes de Type II sont plus faibles qu'elles à une période donnée. La présence de Céphéides de Type II dans les amas globulaires et dans la population du halo galactique permet d'estimer leur âge jusqu'à 15 x 10 9 ans, de sorte qu'elles doivent être beaucoup moins massives que les Céphéides classiques. Les Céphéides de Type II se distinguent également des Céphéides classiques par la forme des courbes lumineuses et par des particularités spectroscopiques.

COURBES DE LUMIÈRE DE CÉPHÈDE

Les courbes de lumière de la plupart des Céphéides classiques sont asymétriques, avec une montée rapide jusqu'à la lumière maximale et une chute plus lente. La forme de la courbe de lumière change avec la période d'une manière systématique connue sous le nom de progression de Hertzsprung. Une bosse apparaît sur la branche descendante de la courbe de lumière des étoiles avec des périodes d'environ une semaine et se trouve à des phases antérieures dans les étoiles de périodes successivement plus longues de sorte que la bosse est proche de la lumière maximale dans les étoiles de période de 10 jours qui peut montrer un double maximum. La bosse tombe sur la branche montante dans les étoiles de plus longue période. Les étoiles des périodes les plus courtes ou les plus longues ont des courbes de lumière douces. L'amplitude de la pulsation augmente lentement avec une période allant jusqu'à environ 10 jours, lorsqu'il y a une baisse d'amplitude, elle augmente ensuite plus rapidement pour des périodes plus longues. Les bosses peuvent représenter un écho de la pulsation de surface de l'intérieur profond, une explication alternative est qu'elles résultent d'une résonance lorsque la deuxième période harmonique est d'environ la moitié de la période fondamentale.

Certaines céphéides de courte période ont des courbes lumineuses presque sinusoïdales avec des amplitudes de seulement environ 0,5 magnitude. Ces étoiles sont rares dans la Galaxie mais représentent environ 10% des Céphéides connues dans les Nuages ​​de Magellan. Une étude monumentale de Cecilia Payne-Gaposchkin et Sergei Gaposchkin a montré qu'elles sont systématiquement plus lumineuses que la relation période-luminosité définie par les étoiles aux courbes lumineuses asymétriques. Le rapport en périodes à une luminosité donnée est de 0,6, ce qui compte tenu des incertitudes d'observation est probablement identique au rapport bien défini P1 / P0 = 0,71 trouvé pour les Céphéides bimodes dans la Galaxie. Ces derniers sont des Céphéides, principalement dans la gamme de période P0 = 2,0-4,3 jours, dont les courbes de lumière peuvent être représentées comme la somme des pulsations simultanées dans les périodes fondamentale et première harmonique de P0 et P1 jours, respectivement. Une situation analogue se trouve dans les étoiles RR Lyrae dans les amas globulaires.

PISTES THÉORIQUES ÉVOLUTIONNAIRES DES CÉPHEIDES

Les pistes évolutives couvrant la plage de masse et les états évolutifs dans lesquels les céphéides se produisent ont été calculées par Icko Iben, Jr. et d'autres. La gamme de masse 3-9 M (les masses solaires) couvre tout sauf les étoiles de très longue période. Le point le plus important est qu'une étoile peut traverser plusieurs fois la bande d'instabilité des Céphéides sur le diagramme de Hertzsprung-Russell (HR) au cours de son évolution (voir Fig. 1). L'étoile quitte la séquence principale après l'épuisement de H dans le noyau, puis s'étend pour devenir une géante rouge tout en brûlant H dans une coquille entourant le noyau de He temporairement inerte. Il traverse rapidement la bande d'instabilité sur une échelle de temps Kelvin-Helmholtz ou thermique. Il monte la branche de la géante rouge jusqu'à la pointe de la géante rouge et après l'allumage de He brûlant dans le noyau, il peut faire une boucle à une température plus élevée dans le diagramme HR. Cette boucle peut s'étendre à une température suffisamment élevée (ou couleur bleue) pour croiser la bande d'instabilité, auquel cas deux autres croisements se produiront. La combustion de l'hélium dans le cœur est une étape évolutive relativement longue et l'étoile peut rester dans la bande d'instabilité beaucoup plus longtemps, peut-être d'un facteur 50, qu'elle ne l'a fait lors de la première traversée. L'emplacement exact des boucles bleues est fonction de la masse et de la composition chimique, de sorte qu'au-dessus et en dessous de la masse la plus favorable, le nombre de Céphéides diminuera rapidement. Les étoiles les plus massives évoluent de toute façon plus rapidement, de sorte que le pic de temps de résidence correspondra à une masse relativement faible avec une diminution du nombre d'étoiles de plus longue période qui est accentuée par la rareté relative des étoiles massives. Toutes les Céphéides aux extrémités de la distribution de masse (période) doivent être à leur première traversée de la bande d'instabilité. Il a été estimé qu'ils représentent environ 10% de tous les Céphéides.

DISTRIBUTIONS DE LA PÉRIODE DES CEPHEID

La distribution des périodes a été trouvée pour les Céphéides dans la Galaxie, les Nuages ​​de Magellan et plusieurs autres galaxies voisines. Il y a inévitablement une sélection en faveur des Céphéides de longue période plus brillantes et de celles de plus grande amplitude à une période donnée, mais les différences entre les distributions de période dans la Galaxie et les deux Nuages ​​de Magellan sont bien établies. Les distributions dans ces trois systèmes peuvent être caractérisées par les périodes les plus courtes, les périodes les plus courantes et les périodes les plus longues pour les pulsateurs en mode fondamental :

(Les deuxième, troisième et quatrième colonnes ci-dessus répertorient respectivement les périodes les plus courtes, les pics de fréquence maximale et les plus longues.) La période de pic de fréquence maximale dans le SMC, environ 2,9 jours, est incertaine car il existe un large double maximum dans la période Distribution. Il existe un doute quant à savoir si les étoiles de type céphéide des périodes les plus longues sont de véritables céphéides ou sont un autre type d'étoile variable. Même ainsi, les distributions globales sont très larges et sont difficiles à expliquer théoriquement à moins qu'il n'y ait une diffusion de la teneur en métal (abondance d'éléments plus lourds que l'hélium) au sein de chaque galaxie.

La principale différence entre les Céphéides dans les trois galaxies est la valeur successivement plus petite des périodes de pic de fréquence les plus courtes et maximales dans l'ordre Galaxie-LMC-SMC, qui va de l'abondance élevée à faible en métal. Ceci s'explique aisément par les différences dans les pistes évolutives résultant des différences de composition. Les boucles bleues dans l'étape de combustion de l'hélium du cœur s'étendent à une température plus élevée plus l'abondance de métal est faible, de sorte que la fréquence maximale des céphéides se produit à une masse et une luminosité plus faibles et à une période plus courte. Les étoiles de masse inférieure sont relativement plus nombreuses, de sorte qu'un système stellaire de moindre abondance de métaux contiendra plus de Céphéides, les autres facteurs étant égaux. Le Petit Nuage de Magellan, plus déficient en métaux, contient à peu près autant de Céphéides que le Grand Nuage de Magellan dont la masse totale est quatre fois supérieure.

CEPHEID DANS LES GRAPPES D'ÉTOILES

Les quelque 400 Céphéides classiques connus dans la Galaxie ne comprennent que 17 qui sont des membres bien établis d'amas d'étoiles et comme ceux-ci sont divisés en 14 amas, il y a trop peu d'étoiles dans un seul amas pour étudier la distribution des étoiles dans le Hertzsprung-Russell diagramme. Les Nuages ​​de Magellan contiennent des amas beaucoup plus riches et NGC 1866 dans le Grand Nuage de Magellan contient au moins sept Céphéides avec des périodes comprises entre 2,6 et 3,5 jours. La comparaison des diagrammes HR observés et théoriques conduit à une abondance estimée de métal (éléments plus lourds que l'hélium) Z = 0,016, une masse de Céphéide d'environ 4,9 M , et un âge de 86 x 10 6 ans. Il existe encore des différences de détail dans les nombres et les positions, en particulier des étoiles géantes rouges, entre l'amas observé et celui qui est calculé théoriquement.

La principale valeur des Céphéides dans les petits amas de la Galaxie est qu'elles peuvent être utilisées pour établir le point zéro de la relation période-luminosité. Les 17 étoiles notées précédemment et 8 autres de période plus longue qui appartiennent aux groupes stellaires lâches connus sous le nom d'associations ont été utilisées pour établir le point zéro avec une précision de ± 0,1 magnitude, à l'exclusion des incertitudes sur l'échelle de distance pour les amas d'étoiles.

CEPHEID DANS LES SYSTEMES BINAIRES

Notre connaissance des masses d'étoiles est obtenue à partir de systèmes binaires. Des orbites spectroscopiques doivent être obtenues pour les deux composants d'un binaire et l'inclinaison du plan orbital par rapport à la ligne de visée doit être trouvée ou la masse d'un composant doit être établie indépendamment. Les périodes orbitales des binaires céphéides sont généralement longues : la plus courte connue est la période orbitale de 507 jours de l'étoile variable de 9,7 jours S Muscae. Cela signifie que les amplitudes de vitesse sont assez faibles et que les éclipses qui établiraient l'inclinaison orbitale sont peu susceptibles de se produire. La masse du compagnon doit être déduite de son spectre. La lumière de la Céphéide est toujours dominante aux longueurs d'onde visibles, de sorte que le spectre de la compagne, qui est généralement une étoile B beaucoup plus chaude, n'est facilement distinguable que dans l'ultraviolet lointain. Cela signifie que les observations doivent être faites à partir d'un satellite. Quelques estimations d'environ 5-6 M pour les céphéides de périodes de 4 à 10 jours sont disponibles jusqu'à présent, en large accord avec les estimations de masse à partir des pistes évolutives. Ces dernières se sont généralement avérées donner des masses plus importantes que les méthodes basées sur les propriétés de pulsation des étoiles et des estimations de masse dynamique plus précises sont nécessaires pour clarifier la situation.

La période orbitale limite en dessous de laquelle une Céphéide lors de sa première traversée de la bande d'instabilité subirait une perturbation de son évolution est d'environ 20 jours mais une Céphéide traversant la bande d'instabilité pour la deuxième fois sur une boucle bleue s'est précédemment étendue à un rayon beaucoup plus grand à la pointe de la géante rouge. La période minimale pour éviter le débordement du lobe de Roche avec pour conséquence une perte de masse sévère est de plusieurs centaines de jours dans ce cas. Les périodes plus longues de toutes les binaires céphéides étudiées à ce jour sont conformes à l'estimation théorique selon laquelle la plupart en sont à leur deuxième ou à une traversée ultérieure de la bande d'instabilité.


Entraînez-vous à utiliser des diagrammes à tiges et à feuilles

Essayez votre propre parcelle de tiges et de feuilles avec les températures suivantes pour juin. Ensuite, déterminez la médiane des températures :

77 80 82 68 65 59 61
57 50 62 61 70 69 64
67 70 62 65 65 73 76
87 80 82 83 79 79 71
80 77

Une fois que vous avez trié les données par valeur et regroupées par le chiffre des dizaines, placez-les dans un graphique appelé « Températures ». Étiquetez la colonne de gauche (la tige) comme « Dizaines » et la colonne de droite comme « Unités », puis remplissez les températures correspondantes lorsqu'elles se produisent ci-dessus.


Le diagramme de Hertzsprung-Russell

Ejnar Hertzsprung a remarqué que le tracé de la luminosité des étoiles par rapport à leurs couleurs résultait en un motif distinct. Henrietta Leavitt (la première femme éminente astronome à l'observatoire de Harvard College) a réalisé des tracés similaires pour les étoiles des galaxies très proches appelées les nuages ​​de Magellan (visibles uniquement dans l'hémisphère sud).

Depuis les étoiles étaient toutes dans une galaxie proche , ils étaient tous très proches de la même distance. De plus, comme ils étaient proches les uns des autres dans le ciel, les effets de la poussière dans notre galaxie étaient à peu près les mêmes pour tous, bien qu'il puisse toujours y avoir des problèmes de poussière dans les nuages ​​de Magellan (mais à cette époque, les effets de la poussière n'étaient pas bien entendu). Ainsi, la luminosité apparente était une mesure valide de la luminosité stellaire.

Plus tard, Henry Norris Russell a tracé les luminosités et les couleurs de toutes les étoiles pour lesquelles des données adéquates existaient et a confirmé ces modèles : les étoiles ne se trouvent pas partout sur ce diagramme mais seulement dans quelques régions. Les températures et les luminosités sont liées d'une manière spécifique pour la plupart des étoiles, comme le montre le Hertzsprung-Russell, ou H-R, diagramme. La plupart des étoiles se trouvent le long de la séquence principale qui s'étend du coin basse luminosité et basse température au coin haute luminosité et haute température. Hertzsprung, Russell et Leavitt avaient découvert un comportement des étoiles reliant la luminosité et la température. Mais pourquoi ne l'appelle-t-on pas le diagramme L-H-R ? Nous vous expliquerons bientôt.

Les "couleurs" font référence aux différences de luminosité à deux longueurs d'onde différentes (dans ce cas, bleu et visible). Les couleurs fournissaient une indication de la température stellaire. La "couleur B - V" dans le diagramme HR ci-dessus représente le rapport de luminosité dans le jaune à celui dans le bleu, en unités telles que 0 est une étoile très brillante dans le bleu et 2 est une étoile très faible. Par conséquent, l'échelle est comme une échelle de température inversée avec les températures élevées à gauche et les basses à droite (voir l'échelle en haut). (de http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/sun/spectrum.html).

À l'aide des lois de rayonnement pour relier les tailles, les températures et les luminosités, le diagramme "décode" comme suit :


Un diagramme H-R simple

Une fois que vous connaissez la luminosité et la température (ou la couleur) d'une étoile, vous pouvez tracer l'étoile sous forme de point sur le diagramme H-R. Tracez la luminosité sur l'axe des y avec des étoiles plus brillantes allant vers le haut. Étant donné que les étoiles plus brillantes ont des magnitudes plus faibles, si vous choisissez de tracer la magnitude sur l'axe des y, les valeurs diminueront au fur et à mesure que vous montez ! C'est bon, n'oubliez pas que la luminosité de l'étoile augmente.

Tracer la température sur l'axe des x. Cependant, étant donné que nous ne pouvons pas connaître la température réelle d'une étoile, vous devez plutôt tracer la couleur (soit le b-v traditionnel, soit le g-r SDSS) sur l'axe des x. Traditionnellement, les étoiles les plus chaudes ont été placées à gauche du graphique et les étoiles les plus froides à droite. Même si la température diminue à mesure que vous vous déplacez vers la droite, les valeurs b-v et g-r augmenteront. Vous devriez donc faire votre diagramme H-R avec b-v ou g-r augmentant vers la droite.

Le premier diagramme H-R que vous devriez essayer est un diagramme pour les étoiles les plus brillantes du ciel. Le tableau ci-dessous montre les 26 étoiles les plus brillantes du ciel. Au lieu de tracer leurs luminosités (qui sont si grandes qu'elles sont difficiles à visualiser), tracez les magnitudes absolues des étoiles. La magnitude absolue est définie comme la magnitude qu'aurait une étoile si vous la voyiez à une distance de 10 parsecs (environ 32 années-lumière). Les étoiles avec des luminosités plus élevées émettent plus de lumière, elles sont donc plus lumineuses - elles ont des magnitudes apparentes plus faibles. Les étoiles avec des luminosités plus faibles émettent moins de lumière, elles sont donc plus faibles - elles ont des magnitudes absolues plus élevées.

Le tableau ci-dessous montre les 26 étoiles les plus brillantes, donnant leurs noms, magnitudes apparentes, magnitudes absolues et couleurs b-v.

Nom de l'étoile Ampleur apparente Magnitude absolue b-v
Soleil -26.8 4.8 0.63
Sirius -1.46 1.4 0.0
Canopus -0.72 -2.5 0.15
Arcturus -0.04 0.2 1.23
Alpha
Centaure
-0.01 4.4 0.71
Véga 0.00 0.6 0.0
Capella 0.08 0.4 0.08
Rigel 0.12 -8.1 -0.03
Procyon 0.38 2.6 0.42
Bételgeuse 0.41 -7.2 1.85
Achernar 0.46 -1.3 -0.16
Hadar 0.63 -4.4 -0.23
Acrux 0.76 -4.6 -0.24
Altaïr 0.77 2.3 0.22
Aldébaran 0.85 -0.3 1.54
Antarès 0.92 -5.2 1.83
Spica 1.00 -3.2 -0.23
Pollux 1.14 0.7 1.0
Formalhaut 1.16 2.0 0.09
Bécrux 1.20 -4.7 -0.23
Deneb 1.25 -7.2 0.09
Régulus 1.35 -0.3 -0.11
Adhara 1.50 -4.8 -0.21
Shaula 1.60 -3.5 -0.22
Gacrux 1.63 -1.2 1.59
Castor 1.98 0.5 0.03

Ces données sont également disponibles dans un Cahier de travail SkyServer, que vous pouvez utiliser dans l'exercice ci-dessous.

Si vous voulez plus d'étoiles, il existe une liste des 314 étoiles les plus brillantes disponibles ici.

Pour obtenir de l'aide sur la création d'un graphique à l'aide de Microsoft Excel, consultez le didacticiel de création de graphiques SkyServer.


Quelques mots sur le monde réel

Les manuels d'introduction tels que le nôtre travaillent dur pour présenter le matériel de manière simple et simplifiée. Ce faisant, nous rendons parfois un mauvais service à nos étudiants en faisant paraître les techniques scientifiques trop propres et indolores. Dans le monde réel, les techniques que nous venons de décrire s'avèrent désordonnées et difficiles, et donnent souvent aux astronomes des maux de tête qui durent toute la journée.

Par exemple, les relations que nous avons décrites telles que la relation période-luminosité pour certaines étoiles variables ne sont pas exactement des lignes droites sur un graphique. Les points représentant de nombreuses étoiles se dispersent largement lorsqu'ils sont tracés et, par conséquent, les distances qui en découlent ont également une certaine dispersion ou incertitude intégrée.

Les distances que nous mesurons avec les méthodes dont nous avons parlé ne sont donc précises qu'à un certain pourcentage d'erreur près — parfois 10 %, parfois 25 %, parfois jusqu'à 50 % ou plus. Une erreur de 25 % pour une étoile estimée à 10 000 années-lumière signifie qu'elle pourrait se situer entre 7 500 et 12 500 années-lumière. Ce serait une incertitude inacceptable si vous chargeiez du carburant dans un vaisseau spatial pour un voyage vers l'étoile, mais ce n'est pas un mauvais premier chiffre avec lequel travailler si vous êtes un astronome coincé sur la planète Terre.

La construction de diagrammes H-R n'est pas non plus aussi simple qu'on pourrait le penser au début. Pour faire un bon diagramme, il faut mesurer les caractéristiques et les distances de nombreuses étoiles, ce qui peut prendre beaucoup de temps. Étant donné que notre propre voisinage solaire est déjà bien cartographié, les étoiles que les astronomes souhaitent le plus étudier pour faire progresser nos connaissances sont probablement éloignées et faibles. Cela peut prendre des heures d'observation pour obtenir un seul spectre. Les observateurs peuvent avoir à passer de nombreuses nuits au télescope (et plusieurs jours à la maison à travailler avec leurs données) avant d'obtenir leur mesure de distance. Heureusement, cela est en train de changer car des enquêtes comme Gaia étudieront des milliards d'étoiles, produisant des ensembles de données publics que tous les astronomes peuvent utiliser.

Malgré ces difficultés, les outils dont nous avons discuté nous permettent de mesurer une gamme remarquable de distances - les parallaxes pour les étoiles les plus proches, les étoiles variables RR Lyrae le diagramme H-R pour les amas d'étoiles dans nos galaxies et à proximité et les céphéides à des distances de 60 millions d'années-lumière. Le tableau décrit les limites de distance et le chevauchement de chaque méthode.

Chaque technique décrite dans ce chapitre s'appuie sur au moins une autre méthode, formant ce que beaucoup appellent la échelle de distance cosmique. Les parallaxes sont à la base de toutes les estimations de distance stellaire, les méthodes spectroscopiques utilisent des étoiles proches pour calibrer leurs diagrammes H-R, et les estimations de distance RR Lyrae et céphéide sont fondées sur des estimations de distance de diagramme H-R (et même dans une mesure de parallaxe à une céphéide voisine , Delta de Céphéi).

Cette chaîne de méthodes permet aux astronomes de repousser les limites lorsqu'ils recherchent des étoiles encore plus lointaines. Des travaux récents, par exemple, ont utilisé les étoiles RR Lyrae pour identifier de faibles galaxies compagnes de notre propre Voie lactée à des distances de 300 000 années-lumière. La méthode du diagramme H-R a récemment été utilisée pour identifier les deux étoiles les plus éloignées de la Galaxie : des étoiles géantes rouges dans le halo de la Voie lactée avec des distances de près d'un million d'années-lumière.

Nous pouvons combiner les distances que nous trouvons pour les étoiles avec des mesures de leur composition, de leur luminosité et de leur température, réalisées avec les techniques décrites dans Analyzing Starlight et The Stars: A Celestial Census. Ensemble, ceux-ci constituent l'arsenal d'informations dont nous avons besoin pour retracer l'évolution des étoiles de la naissance à la mort, sujet sur lequel nous nous tournons dans les chapitres qui suivent.

Gamme de distance des méthodes de mesure céleste


Tor.com

[Nous avons demandé à l'auteur de SF David D. Levine, lauréat d'Hugo, de nous parler d'un événement intéressant auquel il a participé avec plusieurs autres écrivains de SF notables juste avant la Worldcon de cette année. –pnh]

La semaine avant Denvention 3, j'ai assisté à Launch Pad, un atelier d'astronomie moderne pour les écrivains de science-fiction organisé à Laramie, Wyoming. Cela ressemblait à une convention de science-fiction avec treize invités d'honneur écrivains, huit invités d'honneur scientifiques et aucun fan. Ce fut une expérience intense, passionnante, hautement éducative, épuisante et stimulante à la fois.

L'idée derrière Launch Pad est gernsbackienne : intégrer la bonne science dans la fiction populaire comme une forme d'éducation publique et de sensibilisation pour la NASA. L'écrivain de SF et professeur d'astronomie à l'Université du Wyoming, Mike Brotherton, a réussi à obtenir une subvention de la NASA pour financer cet atelier pendant cinq ans, dont c'était le deuxième. Toutes les dépenses des participants ont été payées, y compris le transport vers et depuis Laramie, le logement dans les dortoirs universitaires et la plupart des repas, bien que nous devions payer nos propres boissons (pas d'alcool sur le nickel du contribuable!). Les participants ont été choisis parmi le groupe de candidats en fonction de la taille de leur public existant, de leur intérêt manifeste pour la science et l'astronomie et de la diversité du groupe.

J'ai été vraiment honoré d'être sélectionné pour l'atelier de cette année, qui comprenait également Nancy Kress, Steven Gould, Laura Mixon, Jay Lake, David Marusek, Mary Robinette Kowal (qui a remporté le prix John W. Campbell la semaine suivante ) et la rédactrice en chef Deanna Hoak. Nous avons formé une communauté d'écrivains cohésive et solidaire, discutant de l'artisanat et des affaires au cours des repas et travaillant ensemble pour comprendre le sujet difficile.

Et c'était un énorme défi. C'était comme si chacun de nous avait un de ces petits minuteurs de dinde sur le front. Une par une, en fonction de nos connaissances scientifiques et de nos capacités intellectuelles actuelles, les têtes se sont remplies et le chronomètre est passé pop!, indiquant que ce chef particulier était incapable d'absorber plus d'informations dans cette conférence particulière. Les minuteries de certaines personnes se sont déclenchées dès le début de certaines conférences, d'autres ont duré jusqu'à la fin de la semaine. Mais nous avons tous finalement atteint la saturation. Même le cerveau d'un écrivain de science-fiction a ses limites.

Mike Brotherton a commencé par une conférence sur l'échelle du cosmos, y compris une projection du court métrage de Charles et Ray Eames Pouvoirs de dix. Les astronomes, nous a-t-on dit, préfèrent utiliser des nombres entre 1 et 10 (parfois jusqu'à 100) et utiliser différentes unités (kilomètres, unités astronomiques, années-lumière, parsecs, mégaparsecs, unités de décalage vers le rouge) si nécessaire pour maintenir les nombres dans cette plage . J'ai été surpris d'apprendre qu'en utilisant des télescopes satellitaires, nous pouvons maintenant utiliser la parallaxe pour mesurer les distances aux étoiles jusqu'à 1000 parsecs.

La discussion sur la taille de l'univers est devenue un peu étrange et métaphysique. le observable L'univers a 28 milliards d'années-lumière de diamètre, car le big bang a eu lieu il y a 14 milliards d'années et nous ne pouvons rien voir plus loin que cela. Cependant, l'univers dans son ensemble est beaucoup plus grand et n'a certainement pas d'avantage, mais peut ou non être infini. Mais, avons-nous craché, comment l'univers peut-il être plus grand que cela ? Cela ne nécessiterait-il pas de se déplacer plus vite que la lumière ? La réponse est que l'espace lui-même peut s'étendre plus rapidement que la lumière, ce qui n'est pas la même chose que les objets se déplaçant dans l'espace (ou les informations transmises dans l'espace) à cette vitesse.

Pop! sont allés les minuteurs de dinde mentale, partout dans la classe.

Jim Verley a ensuite donné une conférence sur les perceptions erronées du public sur l'astronomie, en commençant par le film Un univers privé qui révèle que même les diplômés de Harvard ne peuvent pas expliquer pourquoi nous avons des saisons (une fausse explication populaire est que la Terre est plus proche du soleil en été) ou pourquoi la lune a des phases (c'est l'ombre de la Terre tombant sur la Lune”). Regarder un professeur de Harvard vêtu d'une cape cramoisie essayer, et échouer, d'expliquer les saisons faisait grincer des dents.

Le problème de base est que les élèves ne viennent pas à l'école comme des ardoises vierges. Beaucoup de gens ont en tête des modèles privés incorrects, qui doivent être identifiés et confrontés individuellement avant que l'étudiant puisse vraiment intérioriser le modèle standard. Même s'ils apprennent suffisamment bien le modèle standard pour réussir le test, si le modèle privé n'est pas explicitement déplacé, il peut revenir des années plus tard après que le modèle standard ait été oublié.

C'est pourquoi nous étions ici. Si nous pouvons intégrer la science dans notre science-fiction, cela augmente les chances que les jeunes aient le bon modèle en tête avant d'arriver à ces cours d'astronomie universitaires.

Mike Brotherton a commencé le deuxième jour avec un commentaire selon lequel les astronomes d'observation sont des oiseaux de nuit, tandis que les théoriciens sont ceux qui programment les cours à 8 heures du matin. Il nous a ensuite donné une conférence sur le spectre électromagnétique.

Presque tout ce que nous savons sur l'univers en dehors de la Terre (à l'exception de certaines roches lunaires et de la poussière spatiale) nous parvient sous forme de lumière et d'autres rayonnements électromagnétiques. Il a expliqué la relation entre la fréquence, la longueur d'onde et la vitesse de la lumière, et comment la lumière est divisée dans le spectre par un prisme parce que la vitesse de la lumière dans le verre est inférieure à celle de l'air et varie en fonction de la longueur d'onde (la fréquence reste la même chose, mais la longueur d'onde change au fur et à mesure que la vitesse de l'onde diminue). La lumière est aussi une particule, bien sûr, et l'énergie de chaque photon est déterminée par sa fréquence. Ce n'est pas la même chose que l'intensité de la lumière, ce qui explique pourquoi les photons UV à haute énergie provoquent des coups de soleil, mais aucun effet nocif, même d'une lumière verte très intense.

Corps noirs sont des objets théoriques qui absorbent la lumière de manière égale à toutes les fréquences. Lorsqu'ils sont chauds, ces objets émettent également de la lumière à toutes les fréquences. Le terme « radiation du corps noir » fait référence au spectre caractéristique d'un tel corps, qui culmine à différentes fréquences en fonction de sa température. La quantité totale d'énergie émise dépend également de la température, mais jusqu'à la quatrième puissance, si vous doublez la température (mesurée en degrés Kelvin, c'est-à-dire en degrés au-dessus du zéro absolu), vous augmentez l'énergie d'un facteur 16 !

Les télescopes sont disponibles en deux versions de base : réfringent (lentille) et reflétant (miroir). Les télescopes réfléchissants sont plus légers et n'ont pas aberration chromatique (les franges rouges et bleues que vous pouvez voir sur des objets brillants lorsque vous regardez à travers les bords de verres épais comme le mien). Les télescopes réfléchissants sont également beaucoup plus faciles à fabriquer, et plus ils sont gros (en diamètre), mieux c'est !

Les télescopes professionnels modernes utilisent optique adaptative (petits changements rapides dans le miroir pour compenser les perturbations atmosphériques) et interférométrie à longue base (en utilisant plusieurs petits télescopes pour simuler un seul télescope beaucoup plus grand) pour obtenir des résultats presque équivalents aux télescopes spatiaux. Cependant, les télescopes spatiaux peuvent voir des fréquences difficiles à voir pour les télescopes au sol à travers l'atmosphère, y compris les infrarouges et les rayons X.

L'optique adaptative est très cool. Cette technique a été développée par l'armée il y a environ 20 ans pour obtenir de bonnes images des satellites espions ennemis depuis le sol. L'astuce consiste à déterminer exactement quel effet l'atmosphère a sur l'image afin que vous puissiez ajuster le miroir pour compenser, ce qui nécessite d'avoir une cible connue au-dessus (la majeure partie) de l'atmosphère. Ils utilisent donc un faisceau laser pour exciter le sodium dans la haute atmosphère, juste avant tout ce que vous observez. Cela prend un laser assez puissant : 50 watts. « Qu'est-ce que les lames de rasoir ? » J'ai demandé, sachant que le nombre de lames de rasoir qu'un laser peut trancher était autrefois utilisé comme mesure de la puissance du laser. La réponse : “Un tas de lames de rasoir.”

Jim Verley nous a ensuite guidés à travers un exercice pratique dans lequel nous avons examiné des tubes incandescents de plusieurs gaz différents à travers des réseaux de diffraction, en essayant d'identifier chaque gaz en comparant les raies spectrales que nous avons vues avec des graphiques de plusieurs éléments communs. L'exercice était très cool et très amusant (je n'avais jamais vu une bande de pure lumière sarcelle auparavant), et nous a clairement montré que la différence entre la théorie et la pratique est toujours plus petite en théorie qu'elle ne l'est en pratique. Nous avons été particulièrement amusés par le fait que les deux références différentes que nous avions montraient parfois des spectres qui ressemblaient à des spectres complètement différents pour le même matériau. Cela m'a rappelé le classique “Electron Band Structure In Germanium, My Ass“.

Le suivant était Jerry Oltion avec quelques exercices de calcul au dos de l'enveloppe. Il a commencé par une question simple : combien pèse une vache ? Première étape : poser une vache sphérique de densité uniforme. Oui, il a vraiment dit ça. The next question was “If we want to build an accurate scale model of the solar system, including Pluto, inside this 30′ long classroom, how big is the sun, how large are the planets, and how far are the planets from each other?” Jerry brought an assortment of spherical objects to help visualize this. (“I have the minor planets here in a bag .”)

We started off with a 12″ beachball for the sun, which makes the Earth a 1/10″ diameter BB 100 feet away Pluto would be an insignificant speck nearly a mile away. From there we made the sun smaller and smaller (softball, tennis ball, ping-pong ball, marble ) until we finally got down to a 0.09″ mustard seed. At this scale the solar system (well, not the diameter of the solar system, but all the planets strung out in a line to scale) just fits in the classroom. Earth is a tiny speck 9″ away, Jupiter is smaller than a grain of salt at 45″ away, and Pluto is an even tinier speck 30′ away. There’s a whole lot of empty space in the solar system. Furthermore, at this scale Alpha Centauri A and B would be a pair of mustard seeds 20-30′ from each other 31 miles away!

The final exercise was to view the space station docking scene in 2001 and determine its gravity, using the equation v²r = g. The station rotates once per minute and, based on the heights of the people visible in some windows, is about 150 meters in radius. This means the circumference is about 1000 meters, so v is 1000 meters per minute, which yields a simulated gravity about 1/6 of Earth’s—the same as the moon (though the people inside move as though the gravity is Earth-normal). The very tidy numbers suggest that Arthur C. Clarke told the special effects guys exactly what to do.

The second day ended with a party at Mike Brotherton’s house, where we chatted with members of the UW astronomy faculty and saw the Milky Way and a couple of meteors. Being able to see the Milky Way from an average suburban house pointed out why we had come to Laramie for this workshop: it is high in altitude (thus above some of that darn atmosphere), generally dry and clear, and well away from big city light pollution.

Day three started off with a talk by Jerry Oltion about amateur astronomy. In the astronomy world, “amateur” is not a pejorative. Many pro astronomers are also amateurs, and many significant discoveries have been made by amateurs. Even if you have an 80″ scope at your day job, you might want to have a smaller scope in your garage because you can use it whenever you want and point it wherever you want.

Cheap telescopes often brag about how much they magnify, but the important thing for astronomy is not to make the image bigger but to make it brighter, so as to see objects too dim for the naked eye. For this reason, size counts, but the diameter is more important than the length (ahem). One danger of amateur astronomy is “aperture fever”—the desire for a bigger and bigger scope. It used to be that you had to grind your own mirrors, but machine-made mirrors are now good enough that hand-grinding is no longer necessary, though it’s still a rite of passage.

Why do bright stars in astronomical photographs appear to have four points? The eye of the beholder: it’s due to diffraction effects from the “spider” that supports the secondary mirror, which usually has four supports.

Mike Brotherton then gave a high-speed, high-density lecture on “everything you always wanted to know about stars.” A star’s properties are uniquely determined by its mass and chemical composition. Bigger stars burn hotter and have shorter lives.

People have been studying stars for a long time and there are many lingering remnants of earlier ideas. For example, information about stars used to be presented in charts in color order, from blue to red. Now that we know that blue stars are hot and red stars are cool, the X axis of these charts now represents temperature rather than color, but they’re still shown with the blue (hot) end on the left, so the temperature decreases as you read across! And the reason the spectral classes are in the peculiar order OBAFGKM (Only Bad Astronomers Forget Generally Known Mnemonics) is because they were named in order of strength of the hydrogen line in their spectrum (A = strongest, O = weakest) but are now listed in order of temperature (we now know that O stars are the hottest and M are the coolest). What happened to C, D, E, H, I, J, and L? They turned out to be duplicates, and were dropped.

Stars can be graphed on the Hertzsprung-Russell diagram with spectral class (temperature) on the X axis and luminosity (total amount of light output) on the Y axis. Most stars fall in a roughly diagonal band from hot-and-bright (upper left) to cool-and-dim (lower right), which is called the Main Sequence. This is not a temporal sequence! Most stars spend most of their life moving slowly across the width of this band.

Stars are born in areas of dense gas and dust. Something, such as a shock wave from a supernova, causes an area of the gas to begin to condense. These protostars begin in the lower right of the H-R diagram (cool and dim), getting hotter and brighter as they condense, but after a while their luminosity actually starts to go down even as their temperature increases, because they are getting smaller. Shortly after fusion begins they blow off their surrounding cocoon of dust and gas and become visible to us this transition is called the “birth line” on the H-R diagram. The star continues to condense and stabilize, throwing off jets of material which may in turn shock the interstellar medium into new protostars, until it eventually settles down on the main sequence at a point determined by its mass.

When a star reaches the end of its life, what happens depends, again, on its mass. A typical star will move off the main sequence toward the upper right of the H-R diagram (becoming a giant star, which is cooler than it was before but gives much more light than a main-sequence star of the same temperature because of its larger surface area), then blow off its outer envelope, leaving a white dwarf remnant in the lower left (hot but small and dim). A smaller star cools to a brown dwarf a larger star explodes violently as a supernova.

Time to look at the actual sky again. After class we drove up to the Wyoming Infrared Observatory (WIRO), which despite its name is used only for optical observation these days. When we arrived the sky was overcast, but we toured the facility, which consists of a very ordinary-looking small house with a giant dome attached. Inside that dome was the telescope, a bus-sized spindly contraption with an eight-foot mirror on one end and a three-foot cubical box on the other. We gawked and took lots and lots of pictures. The moment when they cranked open the roof was just awesome. I asked the two grad students staffing the observatory if the thrill from that low thrum as the slit opens to the sky ever goes away, and they just smiled and shook their heads.

Now we waited for nightfall and hoped the clouds would clear. We ate our dinner, talked with the astronomers, amused the cat (Nu Boötes, successor to the previous observatory cat Mu Boötes), played cards and chess, and enjoyed the view. The view from the mountain was spectacular, looking like a Star Trek matte painting as the sun set. Just then it started to drizzle and they had to close the dome.

Oh well, I thought, at least we got to see the telescope. But right around the time we were getting ready to bail, the clouds parted. Huzzah!

We headed back into the dome to see the astronomers charge up the instrument cluster with liquid nitrogen to reduce noise. Then we were shooed back out, presumably to prevent being crushed as the giant machine turned in the pitch dark of the dome.

I spent the rest of the evening alternating between the control room, where I saw live pictures of the Ring Nebula on computer screens and asked lots of questions, and the gravel lot outside, where the Milky Way came out and we gawked at the night sky. We had a pair of night-vision goggles, through which I saw a satellite and the Andromeda Galaxy. I got back to the dorm around 1am.

Day four, a Sunday, started out with a nice hike around Turtle Rock in Vedauwoo, which offered spectacular views, a little rock climbing, and pleasant temperatures.

After lunch we met in the university’s small planetarium, which is rare in that it is still equipped with a traditional optical “starball” (AKA “giant ant”). Modern digital projectors are more flexible, but there’s something about the smooth motion and ineffable “directness” of the old-fashioned starball that makes it a more engaging way of learning about the night sky. Unfortunately, optical starballs are difficult and expensive to maintain many features of this one were not working. Our host Jim Verley gave a very entertaining talk about both the workings of the planetarium and night sky basics.

Mike Brotherton then continued his talk about stars. More than half the stars in the galaxy are members of binary (or larger) groups. Stellar evolution in binaries is complicated and depends on the two stars’ relative masses. For example, in a pair that consists of a big star and a small star, the big star will blow up into a giant star first, and its smaller companion will have the opportunity to pull away some of its outer atmosphere. If the smaller star pulls away enough mass, it may become the bigger member of the pair. Later, when it becomes a giant, the white dwarf remnant of its formerly-larger companion may pull away some of its mass in turn. In some cases the larger star may completely absorb the smaller, in as little as a couple of months.

If one member of the pair is a white dwarf, the matter coming into it from the other star is whipped into an accretion disk due to conservation of angular momentum. This infalling gas is incredibly hot, and may outshine the original star and emit large quantities of X-rays. Hydrogen may also settle on the surface of the white dwarf in sufficient mass to begin fusing. If this occurs, it ignites all over the star at once in a spectacular explosion: a nova. Because this only affects the surface of the star, it may happen again and again.

Our sun will eventually (5 billion years) expand to a red giant about the size of Earth’s orbit. The Earth will move out slightly, because the sun’s mass will have decreased by then, but it’s really an academic question whether it’s broiled by falling into the sun’s atmosphere or merely toasted by proximity. Either way it’ll be a mighty warm day. Eventually the outer parts of the sun’s atmosphere will be blown away (comparatively gently) and the core will settle down as a white dwarf.

Massive stars (25 solar masses or more) burn hydrogen at the core for about 7 million years, then helium for 500 thousand years, then carbon for 600 years, then oxygen for six months, then silicon for one day. At this point the star resembles an onion, with a silicon-burning core surrounded by an oxygen-burning layer surrounded by a carbon-burning layer, and so on. Silicon fuses to iron, but iron doesn’t fuse at all. When all the silicon is used up, the core collapses, beginning a reaction that destroys the star in a massive explosion: a supernova, which produces a flood of neutrinos and creates all kinds of heavy elements. Every atom in the universe that’s heavier than iron is the result of a supernova explosion.

Supernovas are rare, occurring about once every hundred years per galaxy. Most of the supernovas we see are in other galaxies. This is a good thing, because a nearby supernova (within about 100 light-years) could kill us with the neutrino flux.

A supernova blows off most of the star’s mass into space, creating such spectacular structures as the Crab Nebula, and leaves behind a small dense core. If this stellar core is less than 3 solar masses it becomes a neutron star, with all the protons and electrons smashed together to create an incredibly dense solid mass of nothing but neutrons. As the core collapses, angular momentum conservation makes it spin faster and faster, with a period of a few milliseconds. The same collapse amplifies the magnetic field by a factor of 10 to the 12th. Pulsars (objects that pulse rapidly in the optical and radio bands) are believed to be rotating neutron stars in which the magnetic pole is not aligned with the rotational pole. Every time the magnetic pole points in our direction we see a pulse. It may be that all neutron stars are pulsars, but we can see only the ones where the beam from the pole happens to shine on Earth. Some pulsars wobble as well as pulsing, indicating the presence of planets.

If the core is greater than 3 solar masses, its gravity is greater than the forces within the atom and collapse continues past the neutron star phase. There is no known mechanism to halt the collapse of a compact object of more than 3 solar masses. It keeps collapsing down to a single point: a singularité, ou alors trou noir.

Escape velocity from the surface of an object of given mass goes up as the object gets smaller and denser. The point at which the escape velocity is equal to the speed of light is known as the Swartzchild radius. If the object is any smaller than this it doesn’t matter. The Swartzchild radius is the “event horizon” beyond which nothing can ever be detected. This radius scales linearly with the mass of the object (3km for an object the mass of the sun, 30km for an object of 10 solar masses a galactic-core black hole of 1.5 billion solar masses has an event horizon as big as Saturn’s orbit).

Black holes, it is said, have no hair. This means that they lose almost all of the characteristics they had before they became black holes. The only characteristics left are mass, angular momentum, and (maybe) electrical charge. Even though black holes do not emit anything, we can detect them by their effects on objects around them, or by “gravitational lensing” (a distant object changing its brightness or apparent position as a black hole passing in front of it warps its light).

Because of general relativity, a clock falling toward a black hole will appear to an outside observer to slow down, and stop as it passes the event horizon. At that point the light from the clock is red-shifted, meaning that it gradually fades from view. (This was the point in the lecture where my mental turkey timer went pop! so I can’t explain why this occurs.) From the clock’s perspective the event horizon is undetectable it’s like driving past the point where you don’t have enough gas in your tank to return home. However, in practical terms, long before it reaches the event horizon the clock will be torn apart by tidal forces. This phenomenon is called “spaghettification” because the object is “stretched into spaghetti,” but this image is far too tidy in reality the object is ripped to pieces because every piece of it is being pulled either up or down relative to every other piece.

Mike Brotherton started off day five with a lecture about galaxies and cosmology. Almost everything we can see with the naked eye at night is in our own Milky Way galaxy (this is, apparently, its actual name—I expected it to have an official scientific name like Galaxy Number One or something, but no). One exception is the Andromeda galaxy, which is barely visible as a hazy “star” near Cassiopeia.

Stars in the galactic disk have nearly circular orbits, while “halo” stars outside the disk have highly elliptical orbits. The orbital speeds of stars in our galaxy and others show that the mass of a galaxy is distributed throughout the galaxy rather than mostly concentrated in the center. The speeds of the orbits tell us that there is a parcelle more mass in each visible galaxy than we can account for through visible objects such as stars. But what does this mass consist of?

Could this dark matter be ordinary dust and gas? No. We know the abundance of “baryonic” (ordinary) matter in the universe from studying the Big Bang, and there isn’t nearly enough to account for the invisible mass.

Could it be WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles) such as neutrinos? No. Although neutrinos don’t affect normal matter much, they do affect it, and we have performed experiments (using large quantities of dry cleaning fluid) that show there aren’t enough of them either. A theoretical WIMP called the “axion” has been proposed but never observed.

Could it be MaCHOs (Massive Compact Halo Objects) such as black holes and brown dwarfs? Maybe, but probably not. We can detect these objects through gravitational lensing, and we don’t see enough such events to account for the missing mass. Could it be that we are simply wrong about gravity? No. MoND (Modified Newtonian Dynamics) seemed plausible until 2006, when new studies of the Bullet Cluster were released.

I must say that before Launch Pad I was both confused and skeptical about the very weird stuff called “dark matter.” (Note: not to be confused with “dark energy,” which we talked about later.) I didn’t understand why this strange non-interacting stuff had to be invoked when it could just be, well, matter that was just dark. But the Bullet Cluster was for me, you should pardon the expression, the smoking gun.

The Bullet Cluster (http://en.wikipedia.org/wiki/Bullet_Cluster) consists of two clusters of galaxies that have recently passed through each other. We can see the hot gas of these two clusters (which is normal matter) using X-ray telescopes, but we can also find their centers of mass using gravitational lensing of the galaxies behind the cluster. The two centers of mass are farther apart than the visible gas. This tells us that the majority of the mass in the two clusters does not interact with itself or with the matter of the clusters in the same way as normal matter. (This includes a very helpful video simulation.)

D'accord. Deep breath. Stretch your legs and reset your turkey timers. More weird stuff ahead.

Many galaxies have spiral arms. If you look at a picture of a spiral galaxy it looks just like water going down the drain, or a hurricane, and you think you can tell which way it is rotating. The actual rotational direction is the other way! Spiral arms are, in fact, standing waves in the interstellar medium. At the leading edge of these waves (the inside edge of each sickle-shaped arm), new stars are born as the interstellar medium impacts the shockwave. The bigger, hotter stars burn out first, so the leading edge is brightest, fading away to dimness as the brightest newborn stars burn out or fade away. An individual star may pass through several spiral arms in its lifetime.

We can measure the distance to other galaxies by using Cepheid variables and type Ia (pronounced “one-A,” not “iyaah”) supernovas—these are white dwarfs in binary systems that collapse when they accrete too much matter from their companion. We know exactly how bright they are because they explode immediately upon reaching a certain mass. These “standard candles” tell us that distant galaxies are moving away from us with a speed proportional to their distance.

Those galaxies aren’t moving through space, as any fule kno it’s space itself that’s expanding. This expansion is happening everywhere, but it’s only visible in intergalactic space because at smaller scales the force of gravity is greater than the expansive force. You’ve probably heard the expansion of space described as being like dots on the surface of a balloon that’s being inflated? The galaxies are like stickers on that balloon: they get farther apart, but not bigger.

By studying tiny fluctuations in the three degree Kelvin background radiation that is the echo of the Big Bang, we can determine the initial conditions of the universe and determine that the total mass of the universe is almost exactly what is needed to make the universe “flat,” meaning that it will neither expand forever nor contract in a Big Crunch: the expansion will slow down and stop at some point. But there isn’t enough matter, even including dark matter, to account for this flatness, and when we measured the rate of deceleration, we got a surprise: it wasn’t slowing down at all, it was speeding up!

It turns out there’s a “cosmological constant” in Einstein’s equations, which was thought to be zero, but if we set it to a negative value it explains both the accelerating expansion of the universe and the missing mass. The missing mass is the mass equivalent of this weird anti-gravitic energy. We don’t know what this “dark energy” is—it has never been observed directly—but it makes the equations balance.

It may be that the cosmological constant itself is increasing. If it stays the same, the universe expands so fast that all other galaxies will eventually fade from view: the “Big Empty.” If it is increasing, it will eventually get big enough to overcome atomic forces and everything in the universe will be torn apart: the “Big Rip.” For now, though, it’s less powerful than gravity and other forces, meaning its effect is only visible at the very largest scales.

After that cheery reassurance we went to the computer imaging lab where we got a talk by Chip Kobulnicky on imaging in astronomy. Raw images from the Wide-Field Planetary Camera on the Hubble space telescope look awful. They consist of four rectangles (three large, one small) with big visible seams between them, speckles of noise, and cosmic ray streaks. Scientists and technicians have to do a lot of processing to make them look all pretty and colorful. We also got some hands-on experience using a program called ds9 (astronomers are SF fans, who’d have thunk it!) to combine the R, G, and B images of the Ring Nebula that were taken at WIRO on our field trip the other day into a single color image.

The day ended with a talk on SETI by scientist/philosopher Jeffrey Lockwood. This talk was a bit of a surprise as we spent the whole time talking and writing about what messages we, as writers, would send to aliens, ignoring questions of transmission mechanism and language. It was an interesting writing exercise, and thought-provoking, but was so different from the hard science focus of the rest of the week that some of us felt kind of whiplashed.

One of the exercises I wrote during this session was a message to express the importance of “pattern” to humans while simultaneously encoding the Fibonacci sequence:

Instance.
Instance.
Another instance.
It happens again.
Why does it happen again?
Can we predict what the next instance is?
By observing phenomena, we learn about the universe and learn to predict events.
We find patterns and recurrences in all kinds of physical phenomena, from molecules to stars, simple to complex, insert and alive.
Once we have discovered a pattern, we can build devices, craft new experiments, build more knowledge on top of what we have already learned, and even begin to make changes and improve our environment.

We finished the evening on the roof of the physics building, looking at binary stars, globular clusters, the planet Jupiter, and various satellites (including the International Space Station) with night-vision goggles, binoculars, and two very nice amateur telescopes.

Day six began with an entertaining talk by Ruben Gamboa on computing in astronomy. Modern astronomy is all about computers—the days of staring through eyepieces and developing film in darkrooms are over. Computers are used for controlling equipment, automating repetitive tasks, organizing data, and building scientific models. Computers are very good at boring tasks like looking for comets and supernovas, so most comets these days are named after discoverers like NEAT (Near-Earth Astronomical Telescope) rather than Hamner-Brown. The next generation of survey telescopes will generate 30TB of data per night (that’s half a Library of Congress or 1/20 of YouTube). Google is working with LSST to build a system to manage all this data.

Jerry Oltion then gave a loose, interactive talk on humans in space and astronomy in fiction. A few tidbits:

  • The human body does not explode in vacuum. One NASA volunteer was exposed to hard vacuum in a space suit test accident he passed out after 14 seconds (his last conscious memory was of the water beginning to boil on his tongue) but they restored normal atmospheric pressure quickly and he survived just fine.
  • Space capsules and space stations tend to stink badly, and this is a serious problem. Although your nose eventually stops smelling the stink, it’s still psychologically oppressive.
  • Air in free fall does not convect, which means that everything that heats up has to be cooled by fans the space shuttle is loud inside.
  • Sex in space has almost certainly happened, but Jerry thinks that the reason nobody has talked about it is that it’s not all that good. In space your nose stuffs up, you smell, perspiration doesn’t evaporate, your blood pressure goes down, and experiments on the Vomit Comit have shown that even hanging onto each other and achieving penetration is a hassle.
  • Stan Schmidt warns writers that it is extremely unlikely to have a habitable planet around a star with a name. (Named stars are all bright, and the bright stars tend to be too hot or too large for Earth-like life.)

Mike Brotherton’s post-doc Rajib Gauguly then gave a highly technical talk on quasar absorption lines (“studying gas you can’t see using light that isn’t there”). After six days of this we had the background to understand a lot of it. But I think my mental turkey timer may have broken for good somewhere in the Lyman Alpha Forest.

We finished up with a brief talk on the search for exoplanets (i.e. planets orbiting other stars). There are 228 known exoplanets around nearby stars, some as small as 5 times the mass of the Earth.

So that was Launch Pad. I came out of it exhausted, intellectually challenged, stimulated, and excited. I got a couple of new story ideas and I’m sure more will bubble up from my subconscious over the next few months. I made some wonderful new friends, ate way too much, and saw things I might never otherwise have seen.


Stellar Evolution:

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Stars live the majority of their lives in a phase that we call the Main Sequence. Our Sun is currently in the main sequence. However, not all the stars in the Universe are in the main sequence. When we peer into the night sky, we see history. Perhaps you have spotted a few red stars in the night sky? There’s a chance that the stars you saw were already dead when you saw them. Pourquoi? Well, these stars are so many light years away that it takes a very long time before the visible light reaches our eyes. When we look up, we are looking at what a Star used to look like X light years ago (X depending on how far away the star is).

Some stars are only just beginning to form, others are in the Main Sequence and some have begun to die. Luckily for us, there is an amazing diagram, The Hertzsprung – Russell diagram that shows the relationships and differences between stars:

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If you look at the HR-Diagram (attached to this post), you can see many dots. Each dot represents a star. The Universe has many stars in it hence there are many dots on the diagram.

The diagram shows the temperature of the stars and the star’s luminosity. The vertical axis represents the star’s luminosity. Luminosity is the amount of energy a star radiates in one second, where every star is compared to each other based upon our Sun. Our sun is in the yellow part of the main sequence, and therefore has luminosity 1, all other stars are compared to ours in this sense.

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The horizontal axis represents the star’s surface temperature, in Kelvin. Here we have higher temperatures on the left and lower temperatures on the right. Usually we go from lower to higher however, it’s more adequate to see that a star in the upper left corner of the diagram is both hot and bright. A star in the upper right corner of the diagram is both cold and bright, what kind of star would this be? Take a look at the diagram. Happy star hunting!

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Voir la vidéo: Module 9. Lecture 3: The Hertzsprung-Russell Diagram (Août 2021).