هنریتا لویت: تفاوت بین نسخه‌ها

از ویکی نجوم
پرش به: ناوبری، جستجو
سطر ۱: سطر ۱:
هنریتا سوان لیویت ستاره‌شناس آمریکایی بود.
+
هنریتا سوان لیویت [[ستاره‌شناس]] آمریکایی بود.
 
   
 
   
خانم سوان لیویت که ناشنوا بود ابتدا توسط یکی فیزیکدانان دانشگاه هاروارد در رصدخانه‌ی هاروارد استخدام شد تا کار خسته کنندهٔ نورسنجی ستارگان را روی حجم عظیم عکسهای رصدخانه انجام دهد.
+
خانم سوان لیویت که ناشنوا بود ابتدا توسط یکی فیزیکدانان دانشگاه هاروارد در رصدخانه‌ی هاروارد استخدام شد تا کار خسته کنندهٔ [[نورسنجی ستارگان]] را روی حجم عظیم عکسهای [[رصدخانه]] انجام دهد.
 
   
 
   
در سال ۱۹۰۲ هنریتا به سمت رییس بخش نورسنجی از طریق عکاسی منصوب شد. آن زمان لیویت حدود ۲۴۰۰ ستاره متغیر کشف کرده بود. این تعداد نصف تمام متغیرهای شناخته شده در زمان او بود. پژوهش‌های گسترده لیویت روی متغیرها به رابطه دوره-درخشندگی انجامید.
+
در سال ۱۹۰۲ هنریتا به سمت رییس بخش [[نورسنجی]] از طریق [[عکاسی]] منصوب شد. آن زمان لیویت حدود ۲۴۰۰ [[ستاره متغیر]] کشف کرده بود. این تعداد نصف تمام متغیرهای شناخته شده در زمان او بود. پژوهش‌های گسترده لیویت روی متغیرها به رابطه دوره-درخشندگی انجامید.
 
   
 
   
متغیرهای قیفاووسی و نمودار دوره-درخشندگی در حدود ۱۰۰ سال پیش به دنبال کارهای خانم «هنریتا سوان لویت» به جهان اخترشناسی معرفی شدند.
+
[[متغیرهای قیفاووسی]] و نمودار دوره-درخشندگی در حدود ۱۰۰ سال پیش به دنبال کارهای خانم «هنریتا سوان لویت» به جهان [[اخترشناسی]] معرفی شدند.
 
   
 
   
در سال ۱۹۱۲ با بررسی ۲۵ ستاره متغیر قیفاووسی در کهکشان ابر ماژلانی کوچک نوشتاری ارائه کرد و در این نوشتار او دوره تناوب این ستاره‌ها را تعیین کرده بود. در سال ۱۹۱۸ دو دانشمند به نامهای هارلو شیپلی و اینار هرتسپرونگ رابطهٔ دوره-درخشندگی را برحسب قدر مطلق ستاره‌ها بیان کردند که این رابطه به معیاری برای تعیین فاصلهٔ کهکشانها تبدیل شد.
+
در سال ۱۹۱۲ با بررسی ۲۵ ستاره [[متغیر قیفاووسی]] در [[کهکشان ابر ماژلانی کوچک]] نوشتاری ارائه کرد و در این نوشتار او دوره تناوب این [[ستاره‌]]ها را تعیین کرده بود. در سال ۱۹۱۸ دو دانشمند به نامهای [[هارلو شیپلی]] و [[اینار هرتسپرونگ]] رابطهٔ دوره-درخشندگی را برحسب قدر مطلق ستاره‌ها بیان کردند که این رابطه به معیاری برای تعیین فاصلهٔ کهکشانها تبدیل شد.
  
 
==فاصله یابی با قیفاووسی ها==
 
==فاصله یابی با قیفاووسی ها==
  
نمودار زیر رابطه بین قدر مطلق و دوره تناوب یک متغیر قیفاووسی را نشان می‌دهد:
+
نمودار زیر رابطه بین [[قدر مطلق]] و دوره تناوب یک [[متغیر قیفاووسی]] را نشان می‌دهد:
 
   
 
   
 
[[پرونده:henrita.jpg]]
 
[[پرونده:henrita.jpg]]
  
  
کافی است دوره تناوب تغییرات نوری یک متغیر قیفاووسی را بدست آورد سپس از نمودار بالا قدر مطلق آن بدست می‌آید، با استفاده از قدر مطلق(M) و قدر ظاهری (m) ستاره که از رصد به دست می‌آید با استفاده از رابطه زیر می‌توان فاصله قیفاووسی را به دست آورد.  
+
کافی است دوره تناوب تغییرات نوری یک متغیر قیفاووسی را بدست آورد سپس از نمودار بالا قدر مطلق آن بدست می‌آید، با استفاده از [[قدر مطلق]](M) و [[قدر ظاهری]] (m) ستاره که از رصد به دست می‌آید با استفاده از رابطه زیر می‌توان فاصله قیفاووسی را به دست آورد.  
  
 
m-M=5log (d/10)
 
m-M=5log (d/10)

نسخهٔ ‏۱۵ اوت ۲۰۱۲، ساعت ۲۲:۰۸

هنریتا سوان لیویت ستاره‌شناس آمریکایی بود.

خانم سوان لیویت که ناشنوا بود ابتدا توسط یکی فیزیکدانان دانشگاه هاروارد در رصدخانه‌ی هاروارد استخدام شد تا کار خسته کنندهٔ نورسنجی ستارگان را روی حجم عظیم عکسهای رصدخانه انجام دهد.

در سال ۱۹۰۲ هنریتا به سمت رییس بخش نورسنجی از طریق عکاسی منصوب شد. آن زمان لیویت حدود ۲۴۰۰ ستاره متغیر کشف کرده بود. این تعداد نصف تمام متغیرهای شناخته شده در زمان او بود. پژوهش‌های گسترده لیویت روی متغیرها به رابطه دوره-درخشندگی انجامید.

متغیرهای قیفاووسی و نمودار دوره-درخشندگی در حدود ۱۰۰ سال پیش به دنبال کارهای خانم «هنریتا سوان لویت» به جهان اخترشناسی معرفی شدند.

در سال ۱۹۱۲ با بررسی ۲۵ ستاره متغیر قیفاووسی در کهکشان ابر ماژلانی کوچک نوشتاری ارائه کرد و در این نوشتار او دوره تناوب این ستاره‌ها را تعیین کرده بود. در سال ۱۹۱۸ دو دانشمند به نامهای هارلو شیپلی و اینار هرتسپرونگ رابطهٔ دوره-درخشندگی را برحسب قدر مطلق ستاره‌ها بیان کردند که این رابطه به معیاری برای تعیین فاصلهٔ کهکشانها تبدیل شد.

فاصله یابی با قیفاووسی ها

نمودار زیر رابطه بین قدر مطلق و دوره تناوب یک متغیر قیفاووسی را نشان می‌دهد:

Henrita.jpg


کافی است دوره تناوب تغییرات نوری یک متغیر قیفاووسی را بدست آورد سپس از نمودار بالا قدر مطلق آن بدست می‌آید، با استفاده از قدر مطلق(M) و قدر ظاهری (m) ستاره که از رصد به دست می‌آید با استفاده از رابطه زیر می‌توان فاصله قیفاووسی را به دست آورد.

m-M=5log (d/10)

در رابطه بالا d بر حسب پارسک بدست می‌آید.

منبع

ویکی بدیا