Astronomia

Convertendo parsecs em anos-luz da maneira mais estúpida possível

Convertendo parsecs em anos-luz da maneira mais estúpida possível

Tenho que converter 132 parsecs em anos-luz e estou lutando para obter o resultado esperado. Aqui está o meu método:

$ 132 texto {pc} = 132 "= 2,2 '= 0,03 (6) ° $

Eu tenho uma equação para paralaxe estelar que se parece com esta: $ d = Grande ( dfrac {1 text {AU}} { tan (0,03 (6) °)} Grande) $

Isso deve me dar a distância do objeto em unidades astronômicas, certo? Bem, não faz e eu não tenho absolutamente nenhuma ideia do porquê, eu ficaria muito feliz se alguém pudesse me ajudar


Eu obtive do Google: Um parsec, ou “segundo de paralaxe”, é definido como 3,26 anos-luz. Portanto, usando a definição de parsec, você pode determinar facilmente a distância em anos-luz.


Você pediu uma maneira tola e tediosa de fazer isso. Então aqui está, em toda a sua glória

Um parsec é definido como $$ dfrac {1} { tan (1 ")} text {AU} = dfrac {648000} { pi} text {AU} $$

Como $ 1 text {AU} = 149597870700 text {m} $, um parsec é igual a $$ dfrac {648000} { pi} cdot 149 , 597 , 870 , 700 = dfrac {96 , 939 , 420 , 213 , 600 , 000} { pi} texto {m} $$

Um ano-luz pode ser calculado multiplicando $ c $ pelo número de segundos em um ano: $$ 299792458 cdot 86400 cdot 365,25 = 9 , 460 , 730 , 472 , 580 , 800 text {m} $$

Dividindo o primeiro pelo segundo, obtemos $ dfrac {1 text {pc}} {1 text {ly}} = 3,261564 $


Convertendo parsecs em anos-luz da maneira mais idiota possível - Astronomia

O começo do universo

O universo foi formado há cerca de 10 a 20 bilhões de anos.

Naquela época, a poeira interestelar estava amplamente dispersa por todo o universo com densidades tão baixas quanto 1 átomo por metro cúbico e consistindo provavelmente apenas de partículas de hidrogênio. Os cientistas especulam que algum evento fez com que a poeira iniciasse um processo de acreção por meio da força que conhecemos como gravidade.

Esse acúmulo de toda a matéria formou uma grande massa, comumente chamada de "ovo cósmico". As enormes forças gravitacionais presentes dentro dessa massa causaram o início de uma reação atômica, que culminou em uma explosão gigantesca, lançando matéria no espaço vazio.

Este evento ficou conhecido como 'big bang'.

O universo havia nascido.

A temperatura, no ponto do big bang, no primeiro segundo deste evento, foi calculada pelos cientistas em cerca de 1000 bilhões de graus centígrados. O resfriamento subsequente nos últimos 10 bilhões de anos reduziu a temperatura média do universo para apenas 3 graus acima do zero absoluto. A matéria dispersa neste evento primordial foi analisada em cerca de 90% de hidrogênio e 10% de hélio. Metais mais pesados ​​foram subsequentemente formados por estrelas em eventos de supernova.

Há muito debate sobre a natureza do universo, e existem duas teorias principais, a saber, o universo de estado sólido e as teorias do universo em expansão, ou seja, a teoria da conservação da matéria, ou a teoria de que a matéria está sendo continuamente criada. A natureza das relações espaço-temporais e o comportamento da matéria têm sido contemplados pelos humanos desde os tempos antigos, em busca de uma grande teoria unificada para explicar os eventos que observamos em nosso universo. Muitas teorias foram elaboradas, incluindo as leis de Newton do movimento planetário, a Teoria da Relatividade de Einstein, a Mecânica Quântica e a teoria da 'soma das histórias' que sintetiza as probabilidades das partículas e o tempo imaginário.

Teorias posteriores incluem a possibilidade de que o próprio big bang foi o resultado de um buraco negro sendo criado em outro universo. Alguns escritores observaram a semelhança entre a estrutura dos átomos e a estrutura dos sistemas estelares. Nosso universo é, em última análise, um mistério. Parece estar se expandindo como resultado do evento primordial do big bang. Todas as galáxias estão se afastando do centro do universo a velocidades mensuráveis. Quanto mais longe as galáxias estão, mais rápido elas parecem estar viajando. Acredita-se que a luz de algumas dessas galáxias externas pode nunca nos atingir, portanto, nunca seremos capazes de vê-las e que essas galáxias estão, como resultado, no limite do nosso universo conhecível, a chamada partícula horizonte.

Mais recentemente, os cientistas acreditam que grande parte do universo consiste em uma substância quase invisível chamada matéria escura. A gravidade não parece ser responsável por muitos dos fenômenos observados no espaço, e diz-se que a energia escura é a causa disso. A energia escura representa 73% do universo, a matéria escura representa 23% e 4% do universo é a matéria como a conhecemos na Terra. Veja a teoria quântica de campos.

As distâncias astronômicas no espaço são enormes e, por conveniência, geralmente são medidas em anos-luz ou parsecs.

1 ano-luz é a distância que um feixe de luz viajará em um ano.

1 parsec = 3,2616 anos-luz.

Algum tempo depois do evento do 'big bang', os processos gravitacionais reuniram a matéria para criar o que hoje conhecemos como galáxias. Galáxias são enormes aglomerados de estrelas que nascem e morrem ao longo de milhões de anos. Com o tempo, as galáxias geram planetas, luas, asteróides, meteoritos e cometas, todos conhecidos como corpos celestes.

As galáxias também podem conter nuvens brilhantes de poeira ou gás chamadas nebulosas. A maioria das 'estrelas' que vemos à noite são, na verdade, galáxias ou nebulosas. Galáxias emitem energia. O primeiro sistema de classificação para galáxias foi introduzido por Edwin Hubble em 1925, usando uma coleção de fotografias que ele obteve no observatório Mount Wilson. Existem muitos milhões de galáxias no universo observável.

Os tipos de galáxias que foram classificadas por humanos incluem Galáxias Ativas (Normal, Seyfert, Markarian ou Compacta), Rádio Galáxias e Quasares.

Observações recentes de variantes de supernovas levaram à nossa teoria em constante evolução sobre estrelas duplas, pulsares e a natureza e o papel da matéria escura no Universo.

Nossa própria galáxia é do tipo galáxia espiral normal intermediária gigante e é conhecida como 'Via Láctea'. Ele mede 30 quiloparsecs de diâmetro e contém aproximadamente 100 bilhões de estrelas. Os objetos na Via Láctea orbitam o centro galáctico, de forma muito parecida com os planetas orbitam o Sol em nosso sistema solar. A luz de uma estrela em uma borda de nossa galáxia leva cerca de 100.000 anos para atingir o lado oposto da galáxia. O centro da galáxia é caracterizado por um espesso enxame de sóis vermelhos e laranja conhecido como protuberância galáctica.

As espirais da Via Láctea são chamadas de 'braços' e são nomeadas da seguinte maneira, do centro da galáxia para fora: Braço 3KPC, Braço Norma, Braço Scutum, Braço Crux, Braço de Sagitário, Braço Carina, Braço de Orion, Braço de Perseu e o Externo Braço. Nosso sistema solar está posicionado no Braço de Orion de nossa galáxia espiral. Nossa galáxia tem várias galáxias anãs como vizinhas. Uma galáxia com menos de 10% da luminosidade da Via Láctea é chamada de galáxia anã, pois a luminosidade é principalmente o resultado do número total de estrelas na galáxia.

Olhando para a Via Láctea na constelação de Sagitário, estamos olhando para o centro galáctico.

Parte da Via Láctea
A Galáxia de Andrômeda

Galáxia estelar 19100

Tipos de estrelas

As estrelas mais próximas de nosso sistema solar são encontradas em um raio de vinte anos-luz, com Proxima Centauri sendo a mais próxima. Veja o Star Neighbourhood. Existem muitos tipos diferentes de estrelas, desde anãs marrons a supergigantes amarelas, azuis e vermelhas, bem como buracos negros.

Os buracos negros são estrelas ou galáxias cuja massa é tão grande que colapsam sobre si mesmas, formando um poço gravitacional do qual nem mesmo a luz pode escapar, conhecidos coletivamente como colapsares. O ponto em que não há saída para a luz do buraco negro é chamado de horizonte de eventos, também conhecido como raio de Schwarzchild. Embora os buracos negros sejam difíceis de ver, sua existência foi confirmada pela observação do efeito de sua gravidade em corpos próximos, mais visíveis. Existem dois tipos de buracos negros: os formados durante o Big Bang, chamados primordiais, e os formados posteriormente.

Acredita-se que exista um grande buraco negro primordial bem no centro de nossa galáxia, a Via Láctea, oculto bem no centro do bojo galáctico.

Geralmente, o tamanho de uma estrela determinará seu tipo e densidade. Muitas estrelas, mas não todas, consistem principalmente de hidrogênio que é convertido por reação atômica em hélio, mas outros metais pesados ​​podem existir, especialmente se as reações atômicas forem violentas. Nosso sol amarelo contém uma variedade de elementos, incluindo hidrogênio, hélio, sódio e ouro. Para obter uma lista completa de todos os elementos conhecidos, consulte a tabela periódica dos elementos.

As estrelas são classificadas de acordo com o tamanho, temperatura, brilho e distância da Terra. As estrelas menores são mais estáveis ​​e duram talvez 10 bilhões de anos, como nossa estrela, o sol. Estrelas menores tendem a queimar silenciosamente no final de suas vidas, tornando-se pedaços estéreis de matéria morta.

Estrelas gigantes têm um ciclo evolutivo muito diferente. Estrelas que são muito massivas tendem a ter reações nucleares mais intensas, criando mais elementos, e duram por um período de tempo muito mais curto. No final de sua fase gigante, eles explodem espetacularmente em um evento chamado supernova. Este evento pode resultar na criação de estrelas anãs brancas, estrelas de nêutrons, pulsares ou mesmo buracos negros.

As estrelas de nêutrons são pequenos corpos densos, muito menores do que as anãs brancas. Eles normalmente têm um raio de cerca de 10 milhas e uma densidade de centenas de milhões de toneladas por polegada quadrada. As estrelas de nêutrons emitem uma radiação poderosa causada pela repulsão entre os prótons e nêutrons de sua matéria. Existem dois tipos de estrelas de nêutrons - pulsares e magnetares. Os pulsares giram com um campo magnético em forma de cone que faz com que um pulso magnético seja emitido e os magnetares gerem campos magnéticos espontâneos e aleatórios por meio de uma série de erupções.

A História da Astronomia

Desde as primeiras civilizações, a fim de encontrar e nomear mais facilmente as estrelas que viam, os observadores do céu noturno as imaginavam agrupadas em formas, de acordo com figuras reconhecíveis arbitrárias. Isso deu origem ao conceito de constelações, às quais foram dados nomes de heróis, animais ou objetos associados a mitos e lendas, por ex. Andrômeda, Hércules, Centaro, Sagitário e Cassiopeia.

Existem dois conjuntos de constelações, um para o hemisfério norte e outro para o hemisfério sul, totalizando 88 constelações ao todo.

Caldéia, Egito e China são os três centros de astronomia mais antigos da Terra. Os caldeus (cerca de 4000 aC) viveram nas planícies da Mesopotâmia, entre os rios Tigre e Eufrates, e sua civilização se espalhou a partir daí. Por volta de 600 aC, o racionalismo científico grego de filósofos como Platão começou a substituir as interpretações mágicas e sobrenaturais de eventos celestiais e este foi o início da emergência da astronomia como ciência. A palavra planeta, do grego planetes, significa um errante e se refere a qualquer corpo celeste que orbita uma estrela, como nosso sol, Sol.

Na Europa, as primeiras observações astronômicas começaram com monumentos de pedra, ou megálitos, que são encontrados principalmente na Bretanha, Escócia, sul da Inglaterra e Escandinávia. Estima-se que tenham sido construídos entre 3.000 e 6.000 anos atrás. Existem quatro tipos principais de megálitos: menires (pedras simples verticais), grupos de menires (cromeleques), câmaras funerárias (antas) e templos megalíticos. O mais famoso desses antigos sítios astronômicos está em Stonehenge. Um disco de ouro e bronze de 32 cm representando 32 estrelas da constelação das Plêiades foi datado da idade do bronze, cerca de 3600 anos atrás. O artefato, descoberto na floresta Ziegelroda em Mittelberg, na Alemanha, perto da cidade de Nebra, é conhecido como disco de Nebra e é considerado o mapa estelar mais antigo do mundo.

Os astrônomos estão constantemente procurando por novos planetas fora de nosso sistema solar e, até o momento, cerca de 250 planetas distantes foram identificados. Esses planetas são conhecidos como exoplanetas. Alguns sistemas têm vários planetas, como nosso próprio sistema solar, e alguns até têm água. Os pesquisadores nos dizem que, com base em suas observações, pode haver bilhões de planetas habitáveis ​​em todo o universo. Para obter informações sobre as últimas descobertas de exoplanetas, visite exoplanets.org.

O sistema solar

Nosso sol, chamado Sol, é uma pequena estrela amarela. A temperatura interna é estimada em 15 milhões de graus centígrados. O sol está a 149.600.000 quilômetros da Terra. Estima-se que tenha cerca de 5 bilhões de anos. Consiste em 92% de hidrogênio, 7,8% de hélio e 0,2% de elementos mais pesados. O sol tem um ciclo magnético de 22 anos em que o campo magnético solar inverte sua polaridade a cada 11 anos. Isso coincide com o aumento da atividade das manchas solares. Veja o Observatório Solar. O sol tem 330.000 vezes a massa da Terra.

Os cientistas usam um sistema de três camadas para classificar as erupções solares da classe X são as maiores e mais poderosas, as classes M são médias, mas ainda consideradas muito grandes, enquanto as classes C são as mais fracas.

Os nove planetas do nosso sistema solar, bem como muitos asteróides e cometas giram em várias órbitas ao redor do nosso sol, Sol.

O caminho orbital desses corpos celestes é geralmente elíptico, ou seja, eles estão mais próximos do sol em alguns pontos do que em outros. O ponto mais próximo de uma órbita do centro é chamado de periélio. O ponto mais distante do centro é chamado afélio.

Para uma perspectiva sobre pesquisas minerais no sistema solar, consulte Astrogeology. Para características geográficas da lua e planetas, consulte Cartografia Planetária.


Mercúrio

O primeiro planeta em nosso sistema solar, Mercúrio gira em torno do sol a uma distância de apenas 58 milhões de quilômetros do sol. Ele completa sua órbita solar em apenas 88 dias e, portanto, seu movimento no céu parece muito rápido para um observador na Terra. Por esse motivo, recebeu o nome de Mercúrio: 'Mensageiro dos deuses'.

A força gravitacional do Sol é tão forte em Mercúrio que existem formações rochosas de marés em sua superfície. Como a atmosfera em Mercúrio é insignificante, as temperaturas da superfície variam tremendamente, de 400 graus C durante o dia a 180 graus C à noite. Mercúrio é menor do que muitas das luas de nosso sistema solar.


Vênus

O segundo planeta em nosso sistema solar, Vênus, é o objeto mais brilhante no céu depois do sol e da lua. Também foi chamado de planeta irmã e estrela dos pastores. Ele orbita o sol a cada 225 dias.

Antigas civilizações romana e grega identificaram o planeta com suas deusas do amor, Vênus e Afrodite. Como Afrodite era adorada na ilha de Cythera, o adjetivo Cytherean é frequentemente aplicado a Vênus. Para os gregos antigos, Vênus também era duas estrelas: Fósforo, a estrela da manhã e Hesperus, a estrela da tarde.

Vênus está a cerca de 67 milhões de quilômetros do sol.

Vênus não tem a atmosfera agradável que seu nome sugere. As nuvens de Vênus são compostas de ácido sulfúrico e a atmosfera da estufa é de 96% de dióxido de carbono. As temperaturas da superfície são em torno de 480 graus C.

A pressão atmosférica na superfície do planeta é mais de noventa vezes a do nível do mar na Terra.

Cada dia em Vênus (243 dias terrestres) dura mais do que o ano (225 dias terrestres), e o sol nasce no oeste e se põe no leste. Veja o mapa de Vênus.


terra

Nosso planeta Terra é o terceiro planeta do sol. A Terra gira de oeste para leste em torno de um eixo polar e é inclinada para um lado. A Terra gira em torno do Sol em 365 dias e um quarto. A luz do sol leva 8 minutos para chegar à Terra, que fica a 150 milhões de quilômetros de distância. A massa da Terra é de cerca de 5,98 septilhões de quilogramas e tem um diâmetro de 12, 756 km. Atualmente, é o único planeta conhecido no universo que tem vida senciente.

A Terra é quase esférica, mas não exatamente assim, na verdade, é um esferóide achatado, ou seja, ela se projeta levemente no equador. O raio equatorial é 13 milhas maior do que o raio polar, não muito em um raio total de cerca de 3.950 milhas.

A terra tem um satélite que chamamos de lua. A massa da lua é cerca de 1/81 da massa da Terra e tem um diâmetro de cerca de 3500 km. O estudo da lua terrestre é conhecido como selenografia. A atração gravitacional da lua causa as marés dos oceanos da Terra. Eclipses periódicos do sol e da lua ocorrem para observadores na Terra, por causa da trajetória orbital do sol, da terra e da lua. Para obter mais informações sobre eclipses, clique aqui.

O primeiro mapa da lua foi desenhado por volta de 1610 pelo astrônomo italiano Galileu, depois que ele inventou o telescópio. Astrônomos posteriores com telescópios melhores viram os detalhes com mais clareza e, em 1647, o astrômero alemão, Johannes Hevelius, publicou um atlas da superfície da Lua chamado Selenographia. Seguindo a visão de que a lua era uma terra menor, ele transferiu os nomes das cadeias de montanhas geográficas terranas para cadeias de montanhas selenográficas. Assim, as montanhas da lua têm nomes como Alpes, Apeninos e assim por diante. As áreas escuras na superfície da lua são chamadas de 'maria', que significa mar em latim, embora não haja água na lua. Para obter mais informações sobre a superfície da lua, consulte Cartografia Planetária.

A NASA está desenvolvendo um novo foguete Apollo a ser testado no espaço até 2014 e planeja estabelecer uma base permanente na Lua até 2018/2020.


Marte é conhecido como o último dos planetas terrestres. Recebeu o nome do deus da guerra devido à sua cor avermelhada que lembra sangue. Marte chega a 56 milhões de quilômetros da Terra durante o curso de sua órbita solar. Acredita-se que Marte poderia ser 'terraformado' para criar um ambiente que pudesse sustentar a vida humana. Leva 687 dias para orbitar o sol. Veja Mars Tracker.

Marte tem duas luas, ou satélites, chamados Phobos (grego, medo) e Deimos (grego, terror). A superfície de Marte consiste principalmente de partículas oxidadas e possui calotas polares de dióxido de carbono congelado. A atmosfera é rarefeita com muito pouca água, mas às vezes aparecem nuvens matinais. O gelo foi observado no pico mais alto de Marte, Olympus Mons, em altitudes de seis a oito quilômetros. Rochas coletadas em Marte sugerem que as águas de inundação já devastaram partes do planeta. A NASA está planejando um pouso tripulado em Marte em 2022. Marte tem o nome do deus grego da guerra.


Júpiter

Mais de 99,5% da massa planetária do sistema solar está além da órbita de Marte.

Esta região é dominada por planetas com características muito diferentes dos planetas telúricos anteriores. Suas dimensões são muito maiores, variando entre 4 e 11 vezes as da Terra, sua densidade média é, no entanto, muito menor. Júpiter, por exemplo, é um gigante gasoso.

Eles têm períodos de rotação muito rápidos, variando de 10 a 16 horas, criando um efeito de 'achatamento' em sua forma.O maior e mais massivo desses planetas gigantes é também o mais próximo: Júpiter.

Júpiter tem vários satélites ou luas. Os quatro chamados satélites Galileanos, Io, Europa, Callisto e Ganimedes, têm proporções planetárias. O maior, Ganimedes, é maior que Mercúrio.

A superfície de Júpiter é caracterizada por uma enorme tempestade de quinze mil milhas de largura que nunca termina, conhecida como Mancha Vermelha. Ciclones e ventos freqüentes de até 400 km / h ocorrem em várias camadas da atmosfera. Júpiter leva quase 12 anos para orbitar o sol.


Saturno

Além de Júpiter está Saturno, o segundo maior planeta do nosso sistema solar. A principal peculiaridade de Saturno é o vasto sistema de anéis que circundam o planeta, e na verdade existem mais de cem mil anéis. Os anéis principais são rotulados como E, G, F, A, B, C e D conforme você se aproxima do planeta. Os anéis consistem principalmente de gelo, rocha e gás congelado. A lacuna entre o anel A e o anel B é chamada de divisão Cassini e contém cinco anéis mais fracos.

Saturno gira tão rápido que um dia dura apenas 10 horas e trinta e nove minutos. Estima-se que os ventos que sopram em Saturno atinjam 1.800 quilômetros por hora no equador. Saturno orbita o sol a cada 29,5 anos. É 9,41 vezes maior que a Terra.

Saturno tem pelo menos 18 satélites ou luas e pode ter até mais 14. As luas incluem Dione e Janus, e o maior satélite é chamado Titã. A lua chamada Enceladus no anel externo de Saturno está ativa, tem calor e água e ejeta periodicamente plumas de vapor d'água chamadas "crio-vulcões".


Urano

Este planeta fica, em média, a 2.875 milhões de quilômetros do sol. O planeta tem uma cor água-marinha indicando a presença de hélio e metano. Ele orbita o sol a cada 85 anos. Urano está de pernas para o ar porque seus pólos estão onde o equador deveria estar e vice-versa. Existem pelo menos 24 anéis circundando o planeta.

Urano tem 17 satélites conhecidos, a maioria dos quais com nomes de personagens femininas de Shakespeare, como Titânia, Miranda, Rosalinda, Portia, Julieta, Desdêmona, Ofélia, Cordélia, Umbriel, Mab e Ariel. A maior lua é chamada Oberon.


Netuno

Netuno fica a cerca de 4500 milhões de quilômetros do Sol e sua órbita é quase circular. Demora cerca de 165 anos para orbitar o sol. A temperatura da superfície é estimada em cerca de -228 graus centígrados.

Netuno tem oito luas, a maior sendo Tritão e Nereida, e também tem quatro anéis circulando o planeta. Netuno tem uma grande Mancha Escura que é aproximadamente do tamanho da Terra, e os ventos lá sopram a cerca de 1800 km / h. Acredita-se que esteja se fraturando lentamente por causa de sua intensa gravidade.


Plutão

Ainda hoje, a órbita de Plutão ainda não é conhecida com tanta precisão como a dos outros planetas. A existência de Plutão foi prevista antes mesmo de ser vista pela primeira vez. Plutão leva cerca de 248,5 anos para girar em torno do sol.

Em seu periélio, o planeta está a 4.425 milhões de quilômetros do Sol, mergulhando na órbita de Netuno. Em seu afélio, este mundo frio está a 7.400 milhões de quilômetros do sol. Plutão foi recentemente rebaixado ao status de planeta anão, uma nova classificação que significa um planeta muito pequeno.

Plutão tem uma grande lua chamada Charon, que é apenas ligeiramente menor que o próprio Plutão. Plutão e Caronte são travados gravitacionalmente para que os mesmos hemisférios sempre se encarem - como dois dançarinos se olhando nos olhos. As últimas imagens do telescópio espacial Hubble mostraram que Plutão tem outras duas luas menores, orbitando duas vezes a distância de Caronte. Essas luas foram chamadas de Nix e Hydra, Nyx em homenagem à deusa grega das trevas, Nyx, e Hydra, o monstro de nove cabeças, ambos associados a Plutão, o deus do submundo.

Desde que foi descoberto pela primeira vez em 1915, Plutão ainda não completou uma órbita completa do sol.


Um pequeno décimo planeta foi descoberto ainda mais longe do que Plutão, e ainda não foi nomeado. Os nomes propostos para o novo planeta incluem Perséfone e Xena. Perséfone era uma deusa grega sequestrada por Plutão, de acordo com a mitologia grega. O planeta tem um diâmetro de cerca de 2.600 km, portanto, também é um planeta anão. Veja comparações de tamanhos de diâmetros de planetas.


Respostas e Respostas

Existem várias maneiras de calcular distâncias astronômicas. Para estrelas dentro de alguns parsecs, fotos tiradas em lados opostos da órbita da Terra (seis meses de intervalo) mostram o quanto a posição da estrela mudou em comparação com as estrelas de fundo muito mais distantes.

Além disso, estrelas variáveis ​​Cefeidas são usadas. Estas são estrelas variáveis ​​cujo brilho varia em um ciclo regular e o período desse ciclo está intimamente relacionado ao brilho das estrelas. Saber o brilho absoluto da estrela permite aos astrônomos calcular sua distância. Variáveis ​​cefeidas foram vistas em galáxias próximas.

Usando esses dois métodos, os astrônomos (Hubble) notaram uma relação aproximadamente linear entre a distância e o desvio para o vermelho. Além da distância onde as variáveis ​​Cefeidas podem ser observadas, o desvio para o vermelho é usado.

Recentemente, foi observada uma relação entre um tipo de supernova e seu brilho, permitindo que a distância entre essas supernovas fosse calculada por esse método também. Foi descoberto que o desvio para o vermelho versus distância não era tão linear quanto se acreditava, levando à conclusão de que a expansão do universo está se acelerando.

oi buzzdiamond! bem-vindo ao pf!

vemos alfa centauro como um ponto, não é um disco

nós sabemos sua distância de usar paralaxe

para galáxias, não podemos usar paralaxe porque a diferença de posição é muito pequena

em vez disso, podemos usar & quot velas padrão & quot ...

Dito isso, se podemos realmente ver algo tão longe, quão grande esse objeto deve ser comparado ao nosso sol. Pelas estimativas que li sobre, que a estrela mais próxima, Alpha Centuri, que está supostamente a 4,3 anos-luz de distância, tem o tamanho dela quase igual ao do nosso sol. Isso parece totalmente errado, imo.

Se podemos ver uma estrela e ela está tão longe, minha suposição é que Alfa Centuri deve ser X (umze) vezes maior que nosso sol.

O tamanho de uma estrela não é tão importante quanto seu brilho. Geralmente, o tamanho de uma estrela só pode ser determinado com um interferômetro. Talvez o Hubble possa resolver os discos de estrelas mais próximas.

Quanto mais é o brilho aparente do sol do que Alpha Centauri? Se você pegasse a raiz quadrada dessa proporção e a multiplicasse pela distância da Terra ao Sol, teria a distância até Alfa Centauro.

Se estamos tentando entender o tamanho do universo, os planetas ao redor e outros, então sim, o tamanho da estrela seria importante ou pelo menos muito interessante de saber.

Estou disposto a apostar que não é possível diferenciar entre uma estrela que é menos brilhante ou uma que está mais longe, pois uma estrela mais brilhante mais distante terá a mesma aparência que uma estrela mais próxima que é menos brilhante. Portanto, não podemos calcular com precisão a distância de uma estrela. Correto.

se você quiser tentar & quottear além do que é atualmente aceito & quot aqui, você precisa fornecer links para o que você quer criticar, com um breve citação de algo com o qual você discorda

para a maioria estrelas, isso é exatamente correto

só podemos dizer a distância da maioria das estrelas encontrando outra estrela na mesma galáxia cujo brilho intrínseco, ou tamanho real, nós Faz conhecer


se você quiser tentar & quottear além do que é atualmente aceito & quot aqui, você precisa fornecer links ao que você quer criticar, com um breve citação de algo com o qual você discorda

Se você tem um método para encontrar o tamanho do objeto (com um modelo, ou com uma comparação com outros objetos com tamanho conhecido), há uma maneira direta de medir sua distância: A emissão total de luz (térmica) do objeto apenas depende da superfície e de sua temperatura. Você pode medir a temperatura com espectroscopia e comparar a potência total produzida com a intensidade aqui na terra para calcular a distância.

Se você tiver um sistema de estrelas duplas, é ainda melhor, pois você obtém uma restrição adicional com base no período orbital e no ângulo entre a posição das estrelas.

E para estrelas próximas, a paralaxe também é útil.


A propósito: uma estrela com o diâmetro do sol a uma distância de 4 anos-luz aparece com um ângulo visual de

10 miliarcsegundos, a melhor resolução de VLT é

1 miliarcsegundo. Em teoria, deveria ser possível obter uma imagem bidimensional de uma estrela.

Só de olhar para ele, ou mesmo medir seu brilho? Não. Mas os astrônomos fazem mais do que isso.

Incorreta. Como muitas pessoas já explicaram, existem várias técnicas para medir distâncias na astronomia, cada uma delas aplicável a diferentes intervalos máximos. Uma que não foi mencionada (EDIT: mfb mencionou no post # 8) é aquela que pode ser feita para estrelas individuais, mesmo se elas estiverem muito distantes para uma paralaxe ser determinada (embora eu deva mencionar que a missão Gaia , um satélite europeu com lançamento previsto para o próximo ano, será capaz de medir ângulos de paralaxe tão pequenos quanto 0,000000006 graus, o que nos permite calcular distâncias de estrelas até a borda do disco galáctico). Mas estou divagando. Como eu estava dizendo, mesmo que uma estrela esteja muito longe para medir sua paralaxe atualmente, outra técnica envolve medir o espectro dessa estrela. O que você precisa entender é que entendemos muito sobre a física das estrelas, especialmente durante a parte mais longa de sua vida, quando elas alegremente fundem hidrogênio em hélio em seus núcleos. Chamamos essa parte de uma vida estelar de & quot Sequência Principal & quot, porque se você fizer um gráfico de luminosidade vs. temperatura da superfície para estrelas nesta parte de sua vida, todas elas estarão ao longo de uma linha ou & quotsequência & quot no diagrama. Em outras palavras, há uma relação bem definida entre a luminosidade e a temperatura da superfície para estrelas quando elas estão nesta parte de fusão de hidrogênio de sua vida. Devo definir alguns termos. O diagrama que mencionei acima é chamado de diagrama Hertzsprung-Russell ou H-R. A luminosidade de uma estrela é a sua produção de energia: quanta energia luminosa ela emite a cada segundo. Então você pode pensar na luminosidade como uma medida do intrínseco brilho de uma estrela (quão mais brilhante ou mais fraca do que outras estrelas ela pareceria se estivesse ao lado delas) em oposição ao aparente brilho, que é o quão brilhante aquela estrela parece para nós. Como você observou corretamente, o brilho aparente de uma estrela depende não apenas da luminosidade, mas também da distância.

E se você pudesse descobrir o quão luminosa é uma estrela? Ou seja, e se você pudesse descobrir seu brilho intrínseco? Pois bem, você pode determinar sua distância comparando a luminosidade com o brilho aparente. Isso funciona por causa da lei do inverso do quadrado para escurecimento: a quantidade de luz que você recebe de um objeto varia inversamente com o quadrado da distância para aquele objeto. Então, se você pegar um determinado objeto e dobrar a distância até ele, você receberá 1/4 da luz, e se você triplicar a distância, o brilho diminuirá por um fator de 9, etc. Então, comparando a luminosidade ao brilho aparente, você pode determinar a distância.

Como você consegue a luminosidade? Da Sequência Principal: como mencionei antes, as estrelas na Sequência Principal têm uma relação bem definida entre sua temperatura de superfície e sua luminosidade. Portanto, se você pode determinar a temperatura da superfície de uma estrela, pode descobrir o quão luminosa ela é. Como você determina a temperatura da superfície de uma estrela? Espectroscopia. Categorizamos estrelas por tipo espectral (que é determinado a partir das propriedades medidas de seus espectros), e o tipo espectral depende da temperatura da superfície. Grosso modo, estrelas em temperaturas diferentes terão cores diferentes, o que significa que sua emissão terá pico em comprimentos de onda diferentes. As estrelas mais quentes são azuis ou branco-azuladas, e então descemos uma sequência para branca, amarela, laranja e vermelha. É mais do que isso: estrelas de diferentes tipos espectrais terão diferentes linhas de absorção em seus espectros, porque as composições químicas das atmosferas estelares variam com a temperatura. De qualquer forma, a Sequência Principal nos diz que esta sequência em tipo / cor espectral é também uma sequência em luminosidade: as estrelas azuis quentes são muito mais luminosas do que as estrelas vermelhas frias. Se você puder medir o espectro de uma estrela com precisão suficiente para determinar seu tipo espectral, poderá determinar sua luminosidade e, portanto, a distância até ela: Esta técnica é conhecida como paralaxe espectroscópica: http://en.wikipedia.org/wiki/ Spectroscopic_parallax

(A parte & quotparallax & quot é um nome impróprio.) O único limite dessa técnica é que você precisa de muita luz para obter um espectro preciso e, a cerca de 10.000 parsecs, as coisas começam a ficar muito fracas para que esse método seja útil.

Então: P. você pode dizer a diferença entre uma estrela próxima e moderadamente brilhante e uma estrela distante e extremamente luminosa? R. Só de olhar para eles, não. Analisando de fato a luz deles cientificamente? sim.

Só de olhar para ele, ou mesmo medir seu brilho? Não. Mas os astrônomos fazem mais do que isso.

Incorreta. Como muitas pessoas já explicaram, existem várias técnicas para medir distâncias na astronomia, cada uma delas aplicável a diferentes intervalos máximos. Um que não foi mencionado (EDITAR: mfb mencionou no post # 8) é aquele que pode ser feito para estrelas individuais, mesmo se elas estiverem muito distantes para uma paralaxe ser determinada (embora eu deva mencionar que a missão Gaia , um satélite europeu com lançamento previsto para o próximo ano, será capaz de medir ângulos de paralaxe tão pequenos quanto 0,000000006 graus, o que nos permite calcular distâncias de estrelas até a borda do disco galáctico). Mas estou divagando. Como eu estava dizendo, mesmo que uma estrela esteja muito longe para medir sua paralaxe atualmente, outra técnica envolve medir o espectro dessa estrela. O que você precisa entender é que entendemos muito sobre a física das estrelas, especialmente durante a parte mais longa de sua vida, quando elas alegremente fundem hidrogênio em hélio em seus núcleos. Chamamos essa parte de uma vida estelar de & quot Sequência Principal & quot, porque se você fizer um gráfico de luminosidade vs. temperatura da superfície para estrelas nesta parte de sua vida, todas elas estarão ao longo de uma linha ou & quotsequência & quot no diagrama. Em outras palavras, há uma relação bem definida entre a luminosidade e a temperatura da superfície para estrelas quando elas estão nesta parte de fusão de hidrogênio de sua vida. Devo definir alguns termos. O diagrama que mencionei acima é chamado de diagrama Hertzsprung-Russell ou H-R. A luminosidade de uma estrela é a sua produção de energia: quanta energia luminosa ela emite a cada segundo. Então você pode pensar na luminosidade como uma medida do intrínseco brilho de uma estrela (quão mais brilhante ou mais fraca do que outras estrelas ela pareceria se estivesse ao lado delas) em oposição ao aparente brilho, que é o quão brilhante aquela estrela parece para nós. Como você observou corretamente, o brilho aparente de uma estrela depende não apenas da luminosidade, mas também da distância.

E se você pudesse descobrir o quão luminosa é uma estrela? Ou seja, e se você pudesse descobrir seu brilho intrínseco? Pois bem, você pode determinar sua distância comparando a luminosidade com o brilho aparente. Isso funciona por causa da lei do inverso do quadrado para escurecimento: a quantidade de luz que você recebe de um objeto varia inversamente com o quadrado da distância para aquele objeto. Então, se você pegar um determinado objeto e dobrar a distância até ele, você receberá 1/4 da luz, e se você triplicar a distância, o brilho diminuirá por um fator de 9, etc. Então, comparando a luminosidade ao brilho aparente, você pode determinar a distância.

Como você consegue a luminosidade? Da Sequência Principal: como mencionei antes, as estrelas na Sequência Principal têm uma relação bem definida entre sua temperatura de superfície e sua luminosidade. Portanto, se você pode determinar a temperatura da superfície de uma estrela, pode descobrir o quão luminosa ela é. Como você determina a temperatura da superfície de uma estrela? Espectroscopia. Categorizamos estrelas por tipo espectral (que é determinado a partir das propriedades medidas de seus espectros), e o tipo espectral depende da temperatura da superfície. Grosso modo, estrelas em temperaturas diferentes terão cores diferentes, o que significa que sua emissão terá pico em comprimentos de onda diferentes. As estrelas mais quentes são azuis ou branco-azuladas, e então descemos uma sequência para branca, amarela, laranja e vermelha. É mais do que isso: estrelas de diferentes tipos espectrais terão diferentes linhas de absorção em seus espectros, porque as composições químicas das atmosferas estelares variam com a temperatura. De qualquer forma, a Sequência Principal nos diz que esta sequência em tipo / cor espectral é também uma sequência em luminosidade: as estrelas azuis quentes são muito mais luminosas do que as estrelas vermelhas frias. Se você puder medir o espectro de uma estrela com precisão suficiente para determinar seu tipo espectral, poderá determinar sua luminosidade e, portanto, a distância até ela: Esta técnica é conhecida como paralaxe espectroscópica: http://en.wikipedia.org/wiki/ Spectroscopic_parallax

(A parte & quotparallax & quot é um nome impróprio.) O único limite dessa técnica é que você precisa de muita luz para obter um espectro preciso e, a cerca de 10.000 parsecs, as coisas começam a ficar muito fracas para que esse método seja útil.

Então: Q. você pode dizer a diferença entre uma estrela próxima e moderadamente brilhante e uma estrela distante e extremamente luminosa? R. Só de olhar para eles, não. Analisando de fato a luz deles cientificamente? sim.

Antes de responder à sua pergunta, deixe-me descrever brevemente os tipos espectrais. Atribuímos letras aos tipos espectrais, e essas são estrelas OBAFGK e M. O-type são as mais quentes e azuis (temperaturas de superfície de 30.000 a 50.000 kelvins), e estrelas do tipo M são as mais frias e vermelhas (temps de superfície de 3.000 K) . Nosso sol é uma estrela do tipo G (branco-amarelado e temperatura de superfície de 6.000 kelvins). Para obter mais informações, basta usar os tipos espectrais estelares do Google.

Existem muitas propriedades estelares que variam em uma progressão ao longo da sequência principal. Já mencionei a temperatura e a luminosidade da superfície. Outro é o raio estelar. Onde uma estrela se encontra na sequência principal determina inteiramente seu raio. Então, dois seqüência principal estrelas do mesmo tipo espectral não podem ter raios significativamente diferentes. Tome as estrelas da sequência principal do tipo M como exemplo. Muitas vezes são chamadas de anãs-M ou anãs vermelhas. Que tal uma gigante vermelha? É legal o suficiente para ser vermelho. Na verdade, ele tem o mesmo tipo espectral (é um gigante M). No entanto, é significativamente maior e, portanto, será significativamente mais luminoso. Tanto que não vai ficar na sequência principal do diagrama de RH. De fato, o estágio de gigante vermelha da evolução estelar é o estágio em que muitas estrelas entram após o término de sua vida na sequência principal.(Eles fundiram todo o hidrogênio em seus núcleos, e a ausência de uma fonte de energia interna os faz evoluir fora da sequência principal). Confira este diagrama de RH para ver onde terminam as estrelas em diferentes fases da evolução estelar: http://en.m.wikipedia.org/wiki/File:HRDiagram.png

O método de paralaxe espectroscópica só se aplica a estrelas da sequência principal, que têm relações bem definidas entre suas várias propriedades estelares. Algum outro método de determinação de distância teria que ser usado para uma estrela mais evoluída como um gigante.

Você pode estar se perguntando por que o posicionamento de uma estrela na sequência principal determina tantas de suas propriedades de maneira única. É porque o parâmetro estelar fundamental que determina todo o resto é massa. O destino de uma estrela na sequência principal é determinado pela massa que ela possui quando se forma. Uma estrela se forma a partir de uma nuvem de gás interestelar que entra em colapso sob sua própria gravidade. Mas, à medida que entra em colapso, ele se aquece. Esse calor (especialmente após a ignição da fusão no núcleo), cria uma pressão para fora que luta contra a força da gravidade para dentro. Diz-se que uma estrela se formou quando um equilíbrio é alcançado entre essas duas forças, e a estrela é estável (uma condição chamada equilíbrio hidrostático). Quanto mais massa estiver presente, maior será a temperatura interna que será atingida antes do equilíbrio. Quanto mais alta a temperatura do núcleo, mais alta a taxa de fusão nuclear, mais luminosa a estrela e mais quente a temperatura da superfície. E, claro, o raio da estrela em equilíbrio hidrostático também é determinado por sua massa. Nesse sentido, a sequência principal pode realmente ser pensada como uma sequência de estrelas de massa alta para estrelas de massa baixa.

Bem, você não tem isso na sequência principal.

10%, mas dependendo do método), você pode encontrar alguns números na wikipedia, por exemplo.

Se você tem um valor para a distância de uma galáxia, o tamanho é fácil de medir.

olhe para todas as galáxias na & quot imagem de campo profundo & quot com zoom tirada pelo Telescópio Hubble entre 18 e 28 de dezembro de 1995

OK Tim, obrigado pelo link. Mas, eu verifiquei algumas imagens e deduzi que as imagens do espaço do Hubble não são reais.

Eles mostram imagens de galáxias a bilhões de anos-luz de distância, fora de nossa galáxia, mas não há imagens que focalizem uma estrela em nossa galáxia. Por que é que. Se o Hubble pode supostamente nos mostrar uma bela foto colorida de alguma galáxia distante, bazilhões de anos-luz fora de nossa galáxia, por que ele não pode produzir uma foto de uma estrela em nossa galáxia para parecer tão próxima quanto a foto que temos do nosso sol ?

Alguém pode me explicar por que as imagens hubble dos planetas em nosso sistema solar http://hubblesite.org/gallery/album/solar_system/ não mostram nenhuma estrela no fundo. As imagens dos planetas parecem realmente falsas.

Aqui está um link http://www.nasa.gov/mission_pages/LRO/news/apollo-sites.html mostrando fotos da lua, com os chamados rastros do rover lunar. Alguém poderia, por favor, estimar a distância dessas trilhas para mim.

Sinto muito, Chronos, mas Marte não emite luz ou está queimando em temperaturas extremas. Os planetas refletem a luz e são frios. Portanto, Marte e os outros planetas em nosso sistema solar não são mais brilhantes do que estrelas.

Boa tentativa. Você deseja comentar sobre meus outros dois parágrafos.

Procurando a opinião de outras pessoas. Obrigado.

Como o diâmetro de uma estrela é muito menor que o de uma galáxia, enfrentamos o problema de não sermos capazes de obter resolução suficiente para ver toda a extensão da estrela. Quando vista em uma imagem, uma estrela é referida como uma "fonte pontual" de luz. Para entender o que isso significa, você precisa aprender algumas coisas sobre óptica.

Primeiro, quando a luz é focada em um ponto, chamado de disco de ar, esse ponto tem um tamanho finito que depende diretamente do diâmetro da sua abertura óptica e do comprimento de onda da luz. Telescópios pequenos não podem focar a luz em um ponto tão pequeno quanto um telescópio maior se a distância focal for a mesma para ambos os escopos. Quando aumentamos a distância focal de um telescópio, aumentamos a ampliação da imagem. Quando fazemos isso, o próprio disco de ar também fica maior, o que nos impede de apenas dar um zoom até que possamos ver os detalhes da estrela. Nossa & quot resolução retangular & quot simplesmente não é alta o suficiente para ver quase todas as estrelas. Quando o tamanho do disco de ar é muito maior do que o diâmetro aparente do objeto, esse objeto é referido como uma "fonte pontual" porque você pode tratá-lo em quase todos os aspectos como um ponto "de tamanho infinitesimal" que emite luz. (Eles não existem realmente, mas em um determinado ponto a diferença entre uma fonte pontual & quottrue & quot e um objeto real é pequena o suficiente que simplesmente não importa)

Agora, as estrelas são MUITO pequenas em comparação com as galáxias. Em termos ópticos, nos referimos a como algo & quot grande & quot se parece com seu diâmetro angular. Objetos mais próximos parecem maiores do que objetos mais distantes, como observar um carro encolher de tamanho aparente à medida que se afasta de você.

Portanto, uma estrela, estando tão longe em comparação com seu tamanho físico, tem um diâmetro angular muito pequeno. As estrelas mais distantes parecem ainda menores do que as mais próximas. Eles geralmente são tão pequenos que não temos telescópios capazes de ver detalhes em qualquer estrela, mas apenas em algumas poucas, como a Betelgeuse. (Do qual o Hubble realmente tirou uma foto, porque a estrela está perto e grande o suficiente para estar dentro da capacidade do Hubble. Veja aqui: http://en.wikipedia.org/wiki/File:Betelgeuse_star_%28Hubble%29.jpg [Quebrado])

As galáxias, especialmente as mais próximas, são tão grandes que podemos ver muitos detalhes nelas, embora não possamos ver estrelas individuais em nossa própria galáxia. Perceba que uma galáxia tem cerca de 100.000 ANOS-LUZ de diâmetro, enquanto uma estrela tem apenas cerca de 200.000 - 1 bilhão de quilômetros de diâmetro, o que é MUITO menos que 1% de um ano-luz. (O Sol tem cerca de 650.000 km de diâmetro para comparação. As estrelas maiores são cerca de 1.000 vezes maiores)

As estrelas estão muito distantes, então a intensidade da luz caiu substancialmente quando ela chega aqui. Simplificando, a quantidade de luz refletida de um planeta em uma câmera é MUITO maior do que qualquer estrela isolada. Por causa disso, o tempo de exposição deve ser curto o suficiente para evitar que a imagem do planeta sature o sensor, o que significa que não há luz suficiente entrando das estrelas de fundo nesse tempo para registrar na imagem.

Sinto muito, Chronos, mas Marte não emite luz ou está queimando em temperaturas extremas. Os planetas refletem a luz e são frios. Portanto, Marte e os outros planetas em nosso sistema solar não são mais brilhantes do que estrelas.

Boa tentativa. Você deseja comentar sobre meus outros dois parágrafos.

Procurando a opinião de outras pessoas. Obrigado.

OK Tim, obrigado pelo link. Mas, eu verifiquei algumas imagens e deduzi que as imagens do espaço do Hubble não são reais.

Eles mostram imagens de galáxias a bilhões de anos-luz de distância, fora de nossa galáxia, mas não há imagens que focalizem uma estrela em nossa galáxia. Por que é que. Se o Hubble pode supostamente nos mostrar uma bela foto colorida de alguma galáxia distante, bazilhões de anos-luz fora de nossa galáxia, por que ele não pode produzir uma foto de uma estrela em nossa galáxia para parecer tão próxima quanto a foto que temos do nosso sol ?

LOL! Muito bom para você, pelo seu poder de dedução! É uma pena que eles não tenham qualquer base e demonstrem um claro mal-entendido da física básica.

Um telescópio tem um certo limite à sua capacidade de resolver dois objetos distintos como sendo separados. Suponha que dois objetos estejam muito próximos no céu. Isso não significa necessariamente que eles estão próximos um do outro fisicamente no espaço, apenas significa que a direção de sua linha de visão para um objeto não é muito diferente da direção de sua linha de visão para o outro objeto. Em outras palavras, existe um ângulo muito pequeno entre essas duas linhas de visão. É assim que medimos a separação de objetos no céu: pelo seu separação angular. Se dois objetos tiverem separação angular 0 (ou seja, a linha de visão de um é a mesma do outro), eles aparecerão sobrepostos um em cima do outro. Agora, como uma limitação fundamental de como os telescópios funcionam (imposta pelas leis da física), cada ponto de luz na cena que está sendo visualizada não é mapeado para um ponto de luz perfeito na imagem. Em vez disso, a luz daquele ponto é borrada um pouco sobre uma área finita. A luz é espalhada em um disco circular, por causa de um fenômeno chamado difração. Agora, o tamanho desse disco de difração, em outras palavras, o ângulo sobre o qual a luz é espalhada, depende de duas coisas: 1. o diâmetro do seu telescópio, e 2. o comprimento de onda da luz que você está observando. Quanto maior o diâmetro do telescópio, menor será o tamanho angular deste disco de difração. Você deseja que este disco seja o menor possível (ou seja, a luz de uma fonte pontual não deve se espalhar muito). Pense nisso: este disco de difração coloca um limite fundamental em sua capacidade de resolver dois objetos como sendo separados. Se a separação angular desses dois objetos for menor que o tamanho angular do disco de difração de cada um, então os discos de difração dessas duas fontes se sobreporão. Em outras palavras, a luz de um se sobreporá à luz do outro, na sua imagem, e você não conseguirá dizer que existem dois objetos separados ali. Portanto, sua capacidade de resolver pequenos detalhes é limitada por isso.

A resolução angular limitada por difração do telescópio espacial Hubble é de 0,05 segundos de arco. Existem 60 minutos de arco em um grau (de ângulo) e 60 segundos de arco em um minuto de arco. Isso significa que 1 segundo de arco = 1/3600 de um grau. Portanto, o Hubble pode ver dois objetos distintos como sendo distintos, mesmo se eles estiverem separados no céu por um ângulo de menos de 0,000014 graus (acabei de converter os 0,05 segundos de arco em graus).

Agora, devemos nos perguntar, qual é o tamanho aparente (angular) da estrela mais próxima? Em outras palavras, por que ângulo a linha de visão para uma extremidade do objeto difere da linha de visão para a outra extremidade dele? Que ângulo abrange, ou quanto do meu campo de visão isso pega? Para medir o tamanho angular de algo, você apenas pega seu tamanho físico e divide pela distância até ele. (Isso fornece o ângulo em radianos, que você pode converter em graus).

A estrela mais próxima é Alpha Centauri, a uma distância de 4.366 anos-luz e com um raio de 1.227 vezes o raio do Sol, ou cerca de 853.000 km. Quando divido o segundo número pelo primeiro, obtenho um tamanho angular para esta estrela de cerca de 0,00000119195 graus ou cerca de 0,004 segundos de arco. (EDITAR: multiplique esses números por 2, já que usei o raio da estrela e não o diâmetro) Isso é menor que o tamanho do disco de difração do Hubble, por um fator de 10 (EDITAR: um fator de 5, na verdade). Portanto, a imagem desta estrela (e de qualquer outra estrela) simplesmente se parece com qualquer que seja a forma do disco de difração. Toda a luz desta estrela é espalhada em uma área muito maior do que o tamanho real do próprio disco da estrela. Portanto, não é possível resolver nenhum dos detalhes da estrutura da própria estrela.

Agora vamos comparar isso a tentar imaginar uma galáxia. Acho que uma imagem deste tipo:

é o tipo que o está incomodando tanto. É uma imagem da galáxia Catavento, também conhecida como M101. Tem um diâmetro de cerca de 170.000 anos-luz, e sua distância é dada como 21 milhões de anos-luz de distância. Quando divido o tamanho físico pela distância para obter o tamanho angular, obtenho um resultado de 0,46 graus ou 1670 segundos de arco. A coisa tem 1670 arcosegundos de diâmetro, e o Hubble pode resolver detalhes mesmo se eles estiverem com espaçamento próximo de 0,05 arcosegundos. Portanto, o Hubble tem resolução angular mais do que suficiente para distinguir os detalhes da estrutura desta galáxia.


Objetivos

Matemática é um assunto fundamental que todos devem dominar para sobreviver em um nível básico em nossa sociedade. Quanto mais níveis de matemática um domina, melhores são suas chances de seguir qualquer uma das várias carreiras com formação em matemática. A álgebra é um dos níveis fundamentais da matemática e é considerada o "guardião". A álgebra é abstrata, mas é temida porque variáveis ​​e equações são introduzidas neste nível da matemática. Alguns alunos consideram a matemática mais difícil do que qualquer outra matéria básica. Alguns reclamam que a matemática, em todos os níveis, é tediosa, enfadonha e difícil. Infelizmente, alguns adultos ajudam a alimentar o medo da matemática em nossos alunos, acreditando que é irrelevante até certo ponto. Infelizmente, você também pode encontrar alguns adultos cujas carreiras envolvem matemática que não são capazes de comunicar como usam a matemática no dia a dia. A tarefa desafiadora que um professor de matemática deve enfrentar é criar um mundo interessante de matemática na classe. Esta unidade curricular é difícil de conceber, porque deve interessar aos alunos que dediquem tempo e esforço ao estudo e à prática da álgebra através da astronomia e das ciências espaciais.

Conforme declarado anteriormente, esta unidade curricular foi desenvolvida para uma aula de Introdução à Álgebra e Álgebra I da oitava série. A abordagem de uma unidade interdisciplinar é tornar o aprendizado de álgebra interessante por meio da Astronomia. Os alunos terão a oportunidade de obter uma base de conhecimento mais ampla em Astronomia e Ciências Espaciais, aprendendo Álgebra e por que álgebra é importante saber em Astronomia. Esperançosamente, depois de aprender um pouco de Astronomia e Ciências Espaciais, os alunos terão aberto seus olhos para o mundo da matemática e das ciências.

Esta unidade está relacionada aos padrões do Quality Core Curriculum da Geórgia para matemática da oitava série, que é Introdução à Álgebra e Álgebra I. Como a Geórgia aprovou novos padrões de matemática que serão implementados para matemática da oitava série em dois anos, esta unidade também será abordar alguns dos novos Padrões de Desempenho da Geórgia para matemática da oitava série. No entanto, a unidade não se limitará aos objetivos e padrões que serão identificados nos planos de aula. Os padrões declarados nos planos de aula são padrões que os alunos devem dominar para passar no Teste de Referência de Critérios da Geórgia (GCRCT), no qual serão testados em meados de abril. Além disso, o GCRCT deve ser dominado por alunos da oitava série para ser promovido ao nível seguinte em leitura, artes da linguagem e matemática.

Os objetivos matemáticos que serão ensinados nesta unidade são potências de dez, quadrados perfeitos, cubos perfeitos, escrever números em forma exponencial, escrever números exponenciais em forma de expansão, converter um número em notação científica, converter a notação científica em um número, multiplicar e dividir números em notação científica, somar e subtrair com notação científica, resolver equações, substituição, velocidade, distância, densidade, unidades de medidas, unidades de conversão e determinação de proporções. Os objetivos de ciência, tecnologia, leitura e redação relacionados a esta unidade curricular também serão incluídos nos planos de aula. Os objetivos da ciência são amplos, porque se baseiam na álgebra envolvida. Os tópicos de astronomia que serão ensinados são escalas de temperatura, distâncias (anos-luz, unidade astronômica e parsecs), velocidade, Leis do Movimento de Newton, Leis do Movimento Planetário de Kepler e o Efeito Doppler.


OBSERVATÓRIO DE DOWNEAST

Ao contrário das outras ciências, a astronomia é inteiramente observacional. Você não pode fazer experimentos nas coisas. Você não pode manipular os objetos para ver como eles funcionam. Para comparar os objetos que você vê da Terra, você deve primeiro saber a que distância eles estão. Obviamente, você não pode usar uma fita métrica ou enviar uma espaçonave até as estrelas e medir a distância que elas viajaram. O radar rebatido nas superfícies das estrelas não funcionaria porque: (1) as estrelas são bolas brilhantes de gás quente e não têm uma superfície sólida para refletir o feixe do radar de volta e (2) o sinal do radar levaria anos para chegar apenas às estrelas mais próximas.

Uma forma favorita de medir grandes distâncias é uma técnica usada por milhares de anos: olhe para algo de dois pontos de vista diferentes e determine sua distância usando trigonometria. O objeto parece mudar de posição em comparação com o fundo distante quando você olha para ele de dois pontos de vista diferentes. O deslocamento angular, chamado de paralaxe, é um ângulo de um triângulo e a distância entre os dois pontos de vista é um lado do triângulo. Relações trigonométricas básicas entre os comprimentos dos lados de um triângulo e seus ângulos são usadas para calcular os comprimentos de todos os lados do triângulo. Este método é denominado paralaxe trigonométrica. Os agrimensores modernos usam este método para medir grandes distâncias, então o método é algumas vezes chamado de `` método do agrimensor ''.

O lado do triângulo entre os observadores, rotulado como `` B '' na figura acima, é chamado de linha de base. O tamanho do ângulo de paralaxe p é proporcional ao tamanho da linha de base. Se o ângulo de paralaxe for muito pequeno para medir porque o objeto está muito longe, os topógrafos terão que aumentar a distância um do outro. Normalmente, você teria que usar funções trigonométricas como uma tangente ou um seno, mas se o ângulo for pequeno o suficiente, você encontrará uma relação muito simples entre o ângulo de paralaxe p, linha de base B e a distância d: p = (206.265 × B ) / d,

onde o ângulo p é medido na minúscula unidade de ângulo chamada arco segundo. Quanto mais longe o objeto está, menos ele parece se deslocar. Como os deslocamentos das estrelas são tão pequenos, os segundos de arco são usados ​​como a unidade do ângulo de paralaxe. Existem 3.600 segundos de arco em apenas um grau. A bola na ponta de uma caneta esferográfica vista ao longo de um campo de futebol tem cerca de 1 segundo de arco.

A paralaxe trigonométrica é usada para medir as distâncias das estrelas próximas. As estrelas estão tão distantes que observar uma estrela de lados opostos da Terra produziria um ângulo de paralaxe muito, muito pequeno para ser detectado. Deve ser usada uma linha de base tão grande quanto possível. O maior que pode ser facilmente usado é a órbita da Terra. Neste caso, a linha de base é a distância entre a Terra e o Sol - uma unidade astronômica (UA) ou 149,6 milhões de quilômetros! Uma foto de uma estrela próxima é tirada contra o fundo de estrelas de lados opostos da órbita da Terra (seis meses de intervalo). O ângulo de paralaxe p é a metade do deslocamento angular total.

No entanto, mesmo com essa grande linha de base, as distâncias às estrelas em unidades de unidades astronômicas são enormes, então uma unidade de distância mais conveniente chamada parsec é usada (abreviado como `` pc ''). Um parsec é a distância de uma estrela que tem um par allax de um segundo de arco usando uma linha de base de 1 unidade astronômica. Portanto, um parsec = 206.265 unidades astronômicas. A estrela mais próxima fica a cerca de 1,3 parsecs do sistema solar.Para converter parsecs em unidades padrão como quilômetros ou metros, você deve saber o valor numérico para a unidade astronômica - ela define a escala para o resto do universo. Seu valor não era conhecido com precisão até o início do século 20 (veja o capítulo de ciência planetária). Em termos de anos-luz, um parsec = 3,26 anos-luz.

Qual unidade você deve usar para especificar as distâncias: um ano-luz ou um parsec? Ambos são bons e são usados ​​por astrônomos (incluindo eu) o tempo todo, assim como você pode usar `` pés '' e `` jardas '' na conversa do dia-a-dia. No entanto, quando a unidade parsec é usada neste site, o equivalente em anos-luz normalmente também é fornecido, mas quando a unidade de ano-luz é usada, o equivalente em parsec normalmente não é fornecido. Usando um parsec para a unidade de distância e um segundo de arco para o ângulo, nossa fórmula de ângulo simples acima torna-se extremamente simples para medições da Terra: p = 1 / d

Ângulos paralaxe tão pequenos quanto 1/50 de segundo de arco podem ser medidos a partir da superfície da Terra. Isso significa que as distâncias do solo podem ser determinadas para estrelas que estão a até 50 parsecs de distância. Se uma estrela estiver mais longe do que isso, seu ângulo de paralaxe p é muito pequeno para ser medido e você terá que usar métodos mais indiretos para determinar sua distância. As estrelas têm, em média, cerca de um parsec de distância umas das outras, então o método da paralaxe trigonométrica funciona para apenas alguns milhares de estrelas próximas. A missão Hipparcos ampliou bastante o banco de dados de distâncias de paralaxe trigonométricas, ficando acima do efeito de turvação da atmosfera. Ele mediu as paralaxes de 118.000 estrelas com uma precisão surpreendente de 1/1000 de segundo de arco (cerca de 20 vezes melhor do que do solo)! Ele mediu as paralaxes de 1 milhão de outras estrelas com uma precisão de cerca de 1/20 de segundos de arco. Ao selecionar o link Hipparcos, você será levado à página inicial do Hipparcos e aos catálogos.

Os triângulos de paralaxe estelares reais são muito mais longos e finos do que os normalmente mostrados em livros de astronomia. Eles são tão longos e finos que você não precisa se preocupar com a distância que você realmente determina: a distância entre o Sol e a estrela ou a distância entre a Terra e a estrela. Observando o triângulo estreito de paralaxe em estrela acima e percebendo que o triângulo deve ser mais de 4.500 vezes maior (!), Você pode ver que não faz nenhuma diferença significativa a distância que você deseja falar. Se toda a órbita de Plutão coubesse em um quarto (2,4 centímetros de diâmetro), a estrela mais próxima estaria a 80 metros de distância! Mas se você for teimoso, considere estas figuras para a configuração do triângulo de paralaxe planeta-estrela-estrela acima (onde o lado planeta-estrela é a hipotenusa do triângulo):

o Sol - distância estrela mais próxima = 267.068.23022 0 AU = 1,2948 pc
a Terra - distância estrela mais próxima = 267.068.23022 2 AU = 1,2948 pc
Plutão - distância estrela mais próxima = 267.068,23 3146 AU = 1,2948 pc!

Se você for muito exigente, então sim, há uma pequena diferença, mas ninguém reclamaria se você ignorasse a diferença. Para o caso mais geral de paralaxes observadas de qualquer planeta, a distância até a estrela em parsecs d = ab / p, onde p é a paralaxe em segundos de arco e ab é a distância entre o planeta e o Sol em UA.

A fórmula (1) relaciona a distância da linha de base planeta-Sol ao tamanho da paralaxe medida. A fórmula (2) mostra como a distância estrela-Sol d depende da linha de base planeta-Sol e da paralaxe. No caso de observações da Terra, a distância planeta-Sol ab = 1 A.U. então d = 1 / p. Da Terra, você simplesmente vira o ângulo de paralaxe para obter a distância! (Paralaxe de 1/2 segundos de arco significa uma distância de 2 parsecs, paralaxe de 1/10 segundos de arco significa uma distância de 10 parsecs, etc.)

Uma boa visualização do efeito de paralaxe é o laboratório Distâncias de estrelas próximas e seus movimentos (o link aparecerá em uma nova janela) criado para o curso introdutório de astronomia da Universidade de Washington. Com este laboratório baseado em java, você pode ajustar a inclinação da estrela em relação à órbita do planeta, alterar a distância da estrela, alterar o tamanho da órbita do planeta e até adicionar o efeito do movimento adequado.


Tópico: por que os profissionais usam parsecs?

Quase todos os livros e revistas amadores de astronomia usam anos-luz como medida de distância.

Em contraste, a literatura profissional nunca parece usar anos-luz como uma medida de distância - eles sempre usam parsecs. O uso de anos-luz está totalmente ausente há muitos anos - possivelmente desde 1960 ou antes.

1 parsec = 30 trilhões de kms
1 ano-luz = 9,5 trilhões de kms

Sempre achei que sabia por que os profissionais usam parsecs como uma unidade de distância - dá um número menor quando você fala sobre distâncias cosmológicas. Bem, é o único benefício prático que posso ver.

Mas você está perdendo algo aqui quando se refere à distância de um objeto em termos de parsecs em vez de anos-luz - você está perdendo o conceito da velocidade finita da luz e está perdendo o conceito de "olhar para trás" no tempo. Esses conceitos pintam uma imagem definitiva em sua mente que os parsecs simplesmente não fazem.

então por que um profissional faz isso?

Sempre pensei que sabia por que os profissionais usam parsecs como uma unidade de distância - isso dá a você um número menor quando você fala sobre distâncias cosmológicas. Bem, é o único benefício prático que posso ver.

Mas você está perdendo algo aqui quando se refere à distância de um objeto em termos de parsecs em vez de anos-luz - você está perdendo o conceito da velocidade finita da luz e está perdendo o conceito de "olhar para trás" no tempo. Esses conceitos pintam uma imagem definitiva em sua mente que os parsecs simplesmente não fazem.

então por que um profissional faz isso?

A resposta lógica um tanto circular é que os jornais astronômicos usam unidades do SI. O parsec é a unidade SI para distância astronômica (IAU 1976), então deve ser usado.

É uma daquelas decisões obscuras da IAU (planetas, alguém?). As razões mais prováveis ​​foram (a) uma história mais longa do que o ano-luz e (b) a matemática é mais fácil

A resposta lógica um tanto circular é que os jornais astronômicos usam unidades do SI. O parsec é a unidade SI para distância astronômica (IAU 1976), então deve ser usado.

É uma daquelas decisões obscuras da IAU (planetas, alguém?). As razões mais prováveis ​​foram (a) uma história mais longa do que o ano-luz e (b) a matemática é mais fácil

Na verdade, o termo & quotlight year & quot existe há mais tempo do que o termo & quotparsec & quot. O registro mais antigo que posso encontrar de & quotlight year & quot é um artigo sobre a medição de paralaxes de estrelas próximas, escrito pelo Dr. A. Auwers, originalmente em Astronomische Nachriten, então republicado em & quotMonthly Notices of the Royal Astronomical Society & quot, vol 24, página 71 , 1864. Veja por si mesmo:

Por outro lado, a referência mais antiga ao termo & quotparsec & quot que consegui encontrar data de 1913.

Como o link que postei anteriormente discute mais detalhadamente, mantenho que uma das principais razões pelas quais os astrônomos usam parsecs é (além da história e do uso direto em medições de paralaxe) a conexão próxima entre parsecs e magnitudes. Módulos de distância são muito fáceis de calcular, e se alguém está planejando uma corrida de observação (ou modificando uma tarde da noite), isso pode ser importante.

Curioso. Se o parsec é a unidade SI para distância astronômica, por que o site da IAU, em Recomendações sobre unidades (reimpresso do & quotIAU Style Manual & quot), lista o parsec em:

Você pode estar certo, é claro. Mas se tal mudança ocorrer, duvido que aconteça tão cedo.

Se estivermos discutindo tamanhos estelares, geralmente faz mais sentido usar & raios quotsolares & quot do que metros. Se alguém está discutindo a dinâmica estelar, geralmente faz mais sentido usar & quot; massas quotsolares & quot do que quilogramas. As situações na astronomia são tão diferentes daquelas em nossas vidas comuns que o sistema MKS simplesmente não é muito útil na prática. Os astrônomos provavelmente continuarão a ignorar Pascals em favor de (partículas por centímetro cúbico) vezes (Kelvin) ao discutir a pressão no meio interestelar, por exemplo.

Mesmo quando é conveniente adotar algum tipo de unidade ordinária, como ao calcular forças, MKS não costuma ser escolhido. Alguns astrônomos ainda são treinados, como eu, em unidades cgs em vez de unidades MKS. Se você olhar alguns livros didáticos de pós-graduação atuais (Carroll e Ostlie, por exemplo), verá que o cgs ainda é usado lá. A literatura também está repleta de cgs.

Uma das principais razões pelas quais muitos cientistas usam o MKS é que algum padrão, qualquer padrão, permite que eles compartilhem seus dados e cálculos com pessoas em outros países facilmente e também ajuda os membros de um subcampo - física, por exemplo - a se comunicarem com os membros de outro - química, por exemplo. Mas em muitas situações, e eu diria mesmo "na maioria", os cálculos astronômicos não são realmente relevantes ou mesmo interessantes para outros cientistas. Se houver poucos motivos para compartilhar os resultados com pessoas de fora de nossa pequena comunidade, continuaremos a usar nosso conjunto de unidades & quotwierd & quot entre nós.


Physics Buzz

O que você faz quando quer medir a distância de uma estrela próxima e não há computadores, espaçonaves ou usinas para gerar eletricidade? Bem, o que Friedrich Wilhelm Bessel fez em 1838 foi usar trigonometria e o efeito de paralaxe para calcular a distância de uma estrela com base na distância da Terra ao Sol.

A distância média da Terra (raio) de 92.955.807,27 milhas ou 149.597.870,7 km do sol. Essa distância - o comprimento do centro da Terra ao centro do Sol - é conhecida como uma "unidade astronômica" ou UA. Uma UA é uma viagem do centro da Terra ao centro do Sol.

Os astrônomos aproveitaram (e ainda tiram) vantagem dessa distância para ajudá-los a medir a distância que as estrelas estão da Terra. Para medir a distância, os astrônomos observam a localização de uma estrela em uma data - digamos 8 de fevereiro. Meio ano depois, quando a Terra está no ponto oposto em sua órbita (do outro lado do Sol), 9 de agosto. neste caso, o astrônomo anota a localização da estrela novamente.

Como a Terra se moveu, a posição da estrela distante em relação ao cobertor de estrelas atrás dela também parece se mover. Esse movimento é chamado de "paralaxe".

Para entender como a paralaxe funciona, fique em uma extremidade da sala, de frente para um pôster na parede oposta. Segure um lápis à sua frente com os braços estendidos e na altura dos olhos. Observe o ponto do pôster que está sendo coberto pelo lápis. Agora feche o olho esquerdo, mantendo o direito aberto. Em seguida, feche o olho direito e mantenha o esquerdo aberto. A caneta parece se mover em relação ao pôster atrás dela? Deveria. Esse movimento aparente é chamado de paralaxe.

Imagine que seu olho esquerdo é a Terra em um lado do Sol e seu olho direito é a Terra no ponto oposto de sua órbita, do outro lado do Sol. A caneta é a estrela que está sendo estudada e o pôster são os trilhões de estrelas além. Como os astrônomos conhecem a distância entre a Terra e o Sol, eles podem desenhar um triângulo, com a distância Terra-Sol em sua base, para medir a distância de um objeto. Essa técnica é conhecida como "triangulação" e também é usada na navegação.

Depois de descobrir como usar a triangulação para medir as distâncias das estrelas, os astrônomos precisaram de uma unidade para descrever as distâncias de objetos distantes. Demora muitos pés, milhas ou quilômetros para descrever esse tipo de distância. Em 1913, os astrônomos desenvolveram a unidade, mas precisavam de um nome. O astrônomo Herbert Hall Turner criou o termo "parsec", que significa 'par allax de um segundo de arco'.

O parsec foi criado para que os astrônomos tivessem uma unidade astronômica útil. Sua distância depende da distância da Terra ao Sol e também das divisões de um círculo.

Um círculo é dividido em 360 graus. (Se o círculo fosse uma torta, seria dividido em 360 fatias perfeitamente iguais.) Cada um desses graus é dividido em minutos de arco, cada um igual a um sexagésimo de um grau. (Fatias muito pequenas cortadas de uma fatia original.) Os segundos de arco são um sexagésimo de um minuto de arco. (Fatias pequeninas, minúsculas, raspadas das fatias muito pequenas.)

Vamos fingir que existe uma estrela no céu cuja paralaxe (movimento aparente) tem a mesma largura de um segundo de arco. Agora, vamos desenhar um triângulo retângulo com a distância Terra-Sol como sua base e esta estrela como seu ponto superior. Vamos colocar uma imagem espelhada do triângulo no topo. O ângulo do triângulo originado da estrela seria a paralaxe - um segundo de arco.

Por meio das regras da trigonometria, podemos calcular o comprimento do Sol até aquela estrela imaginária. Esse comprimento é um parsec - cerca de 19 trilhões de milhas ou 31 trilhões de quilômetros. Tem 206.265 UA (ou mais de 200.000 vezes a distância da Terra ao Sol) - quase 3,3 anos-luz de comprimento.

Para avaliar a distância de um parsec e quão minúsculo é um segundo de arco, pense em um alvo de arco e flecha. Um regulamento t de tiro com arco ao ar livrearget tem 80 cm de diâmetro. As duas linhas do minúsculo 'X' no centro do alvo têm 4 mm (0,4 cm) de comprimento cada uma. Se a paralaxe de uma linha fosse de 4 mm, o comprimento do 'parsec' correspondente seria pouco mais de meia milha - 2.706 pés ou 825 m.

Hoje, astrônomos e astrofísicos ainda usam o parsec como uma unidade de medida celestial. Eles também usam o ano-luz, uma unidade definida como a distância que a luz viaja no vácuo em um ano juliano. mas essa é uma explicação para outro dia.

Voltemos ao Han Solo e ao Millennium Falcon. O Falcon teria feito o Kessel funcionar em alguma unidade de tempo (10 minutos) e não em uma unidade de distância. A água não congela a 32 estádios, ela congela a 32 graus Fahrenheit.

Portanto, embora o Millennium Falcon não possa fazer nada em 12 parsecs, pelo menos o sorriso de Han Solo ainda pode ter 12 parsecs de largura.


G. A Terra no Contexto da História Cósmica: Os "Dez Mais"

    O universo começou há cerca de 14 bilhões de anos em um estado ultraquente e ultradenso chamado de "Big Bang" e tem sido Expandindo desde então. O volume espacial do universo é agora, e sempre foi, infinito.

    "Média" significa que o Sol não se distingue de bilhões de outras estrelas em nossa galáxia. Esse reconhecimento resolve milhares de anos de debate religioso, filosófico e científico.

Esta foi uma das descobertas mais importantes da ciência. No entanto, não pode ser creditado a um único indivíduo, porque envolveu uma longa cadeia de evidências e especulações cada vez melhores de muitos astrônomos desde a época do filósofo grego Demócrito (ca. 420 aC). O caso foi encerrado por comparativo espectroscopia (ver Guia de Estudo 10) do Sol e estrelas típicas do final do século XIX.

"Do outro lado do mar do espaço, as estrelas são outros sóis."
--- Christiaan Huygens (1692)

    Tudo os elementos pesados ​​que compõem a Terra se originaram dentro de estrelas já mortas há muito tempo.

Isso também é verdade para o elementos biologicamente importantes (carbono, oxigênio, nitrogênio, etc) que constituem todas as coisas vivas. As estrelas são uma parte essencial da herança cósmica humana definitiva. Eles não são meramente uma decoração celeste incidental, como eram freqüentemente considerados na filosofia pré-científica.

Aqui está um vídeo com Neal Tyson discutindo este "fato mais surpreendente".

    Isto é único entre os planetas atualmente conhecidos por sua atmosfera rica em oxigênio e oceanos superficiais e por abrigar vida, que está presente há pelo menos 3 bilhões de anos. A maioria dos astrônomos está confiante de que existem milhões de planetas como a Terra em nossa galáxia, mas até que ponto esses sustentam formas de vida avançadas é desconhecida sem dados melhores.

Seres humanos são definitivamente retardatários na Terra: Homo sapiens está presente apenas por cerca de 200.000 anos --- apenas 0.004% da era da Terra. O fato de que esta única espécie tem começou a alterar a atmosfera da Terra e os oceanos é um testemunho dramático do poder da tecnologia humana.

    Aqui está um vídeo da violenta atividade magnética no sol. Ele mostra vividamente como o material é lançado da superfície do Sol durante os eventos de erupção.

No Guia de Estudo 22, consideraremos o ameaça de impactos de asteróides.

Se você estiver interessado em explorar todos os perigos astronômicos que a Terra enfrenta, dê uma olhada em Death From the Skies, de UVa PhD Philip Plait (capa mostrada à direita).

    Livro de Bennett: Capítulo 1 e Seções 3.4, 3.5.

Suplemento I (arquivo PDF) Skim e, a seguir, consulte-o mais tarde, conforme necessário.

Opcional: navegue pelo material sobre a estrutura e evolução do universo no livro de Bennett, Chs 22 e 23

Observação opcional: depois de fazer o Teste da Constelação (consulte o próximo guia) e se familiarizar com o céu, você pode querer ir para um bom local escuro em uma noite clara e sem lua e tentar encontrar:

    A Via Láctea, a plano da nossa galáxia visto de lado. As melhores vistas noturnas do hemisfério norte são de julho a outubro, quando se estende do horizonte norte ao sul. Uma exposição grande angular profunda é mostrada aqui.

A Galáxia de Andrômeda, a coisa mais distante (2,5 milhões de anos-luz) você pode ver a olho nu. Veja o gráfico de descoberta aqui. A região de Andrômeda é visível no céu noturno de agosto a fevereiro.

O Scutum Star Cloud. Uma concentração no norte da Via Láctea composta por cerca de 1 bilhão de estrelas. Veja o gráfico de descoberta aqui. A região de Scutum é visível no céu noturno de julho a outubro.

    Livro de Bennett: Sec. 2,1, 3,5

Atlas of the Universe, um mapa em várias escalas do nosso universo começando no Sistema Solar e se estendendo para uma escala de 15 bilhões de anos-luz. Por Richard Powell.

Linha do tempo além de 10.000 DC. Verifique este site se você estiver interessado em um palpite sobre o que acontecerá com a Terra e a humanidade em um futuro distante.

    Dois primeiros romances de ficção científica foram altamente influentes em expandir nossa imaginação sobre o futuro distante da humanidade e da Terra: The Time Machine (1895) de HG Wells e Last and First Men (1930) de Olaf Stapledon, este último cobrindo o (imaginado) próximos dois bilhões de anos de evolução humana em grandes detalhes.

Vídeos do projeto CLUES / CosmicFlows mostrando a distribuição real das galáxias perto de nós no espaço

Última modificação Dezembro de 2020 por rwo

Copyright do texto e cópia 1998-2020 Robert W. O'Connell. Todos os direitos reservados. Estas notas são destinadas ao uso privado e não comercial de alunos matriculados em Astronomia 1210 na Universidade da Virgínia.


Distâncias em parsecs

Distâncias menores que um parsec

As distâncias expressas em frações de um parsec geralmente envolvem objetos dentro de um único sistema estelar. Então, por exemplo:

  • Uma unidade astronômica (UA), a distância do Sol à Terra, é pouco menos de 0,000005 parsecs (150.000.000 km 96.000.000 milhas).
  • A sonda espacial mais distante, Voyager 1, era 0,0006 parsecs (0,002 anos-luz) da Terra em maio de 2013 [atualização]. Levou Viajante 35 anos para cobrir essa distância.
  • A nuvem de Oort é estimada em aproximadamente 0,6 parsecs (2,0 anos-luz) de diâmetro

Parsecs e kiloparsecs

Distâncias expressas em parsecs (pc) incluem distâncias entre estrelas próximas, como aquelas no mesmo braço espiral ou aglomerado globular. Uma distância de 1.000 parsecs (3.262 anos-luz) é comumente denotada pelo kiloparsec (kpc). Astrônomos normalmente usam kiloparsecs para expressar distâncias entre partes de uma galáxia ou dentro de grupos de galáxias. Então, por exemplo:

  • Um parsec tem aproximadamente 3,26 anos-luz.
  • A estrela conhecida mais próxima da Terra, além do Sol, Proxima Centauri, está a 1,30 parsecs (4,24 anos-luz) de distância, por medição paralaxe direta.
  • A distância para o aglomerado aberto das Plêiades é 130 ± 10 pc (420 ± 32,6 anos-luz) de nós, por medição de paralaxe Hipparcos.
  • O centro da Via Láctea está a mais de 8 kiloparsecs (26.000 anos-luz) da Terra, e a Via Láctea tem aproximadamente 34 kpc (110.000 anos-luz) de diâmetro.
  • O Andromeda Galaxy (M31) é

Megaparsecs e gigaparsecs

Uma distância de um milhão de parsecs (3,26 milhões de anos-luz ou 3,26 "Mly") é comumente denotada pelo megaparsec (Mpc). Os astrônomos normalmente expressam as distâncias entre galáxias vizinhas e aglomerados de galáxias em megaparsecs.

As distâncias galácticas às vezes são dadas em unidades de Mpc / h (como em "50 / h Mpc"). h é um parâmetro no intervalo [0,5,0,75] refletindo a incerteza no valor da constante de Hubble H para a taxa de expansão do universo: h = H / (100 km / s / Mpc). A constante de Hubble torna-se relevante ao converter um desvio para o vermelho observado z para longe d usando a fórmula d ≈ (c / H) × z. [ 12 ]

Um gigaparsec (Gpc) é um bilhão de parsecs - uma das maiores unidades de comprimento comumente usadas. Um gigaparsec tem cerca de 3,26 bilhões de anos-luz (3,26 "Gly"), ou aproximadamente um décimo quarto da distância do horizonte do universo observável (ditado pela radiação cósmica de fundo). Os astrônomos normalmente usam gigaparsecs para expressar os tamanhos de estruturas de grande escala, como o tamanho e a distância da Grande Muralha CfA2, as distâncias entre os aglomerados de galáxias e a distância até os quasares.

  • A Galáxia de Andrômeda está a cerca de 0,78 Mpc (2,5 milhões de anos-luz) da Terra.
  • O grande aglomerado de galáxias mais próximo, o aglomerado de Virgem, está a cerca de 16,5 Mpc (54 milhões de anos-luz) da Terra. [13]
  • A galáxia RXJ1242-11, observada por ter um núcleo de buraco negro supermassivo semelhante ao da Via Láctea, está a cerca de 200 Mpc (650 milhões de anos-luz) da Terra.
  • O horizonte de partículas (a fronteira do universo observável) tem um raio de cerca de 14,0 Gpc (46 bilhões de anos-luz). [14]

Links externos

  • Guidry, Michael. "Escalas de distância astronômicas". Astronomia 162: estrelas, galáxias e cosmologia. Universidade do Tennessee, Knoxville. Arquivado do original em 12 de dezembro de 2012. Página visitada em 26 de março de 2010.
  • Merrifield, Michael. "pc Parsec". Sessenta Símbolos. Brady Haran para a Universidade de Nottingham.



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