Uzaklık modülü - Turkipedia

Uzaklık modülü, genel olarak gökbilimde mesafelerin ölçülmesinde kullanılan bir yoldur.

Tanımlama

Uzaklık modülü, $\mu =m-M$ gökcisminin görünen parlaklığı $m$ ile mutlak parlaklığı $M$ arasındaki farktır. Gökcisimlerinde gözlenen akısal değişimlerin, büyüklüğe logaritmik oranı olarak tanımlanmasından türetilir:

m_{1}-m_{2}=-2.5log_{10}(F_{1}/F_{2})

Bir ışık kaynağında gözlenen parlaklık ile gökcisminin uzaklığı ters kare yasası ile bağlantılıdır - iki kat uzak görünen bir kaynak, dörtte bir parlaklıktadır. Aynı parlaklık tek bir cisim veya iki cisim için $(F_{1}/F_{2})$ şu şekilde yerleştirilebilir $(d_{2}/d_{1})^{2}$

F_{1}/F_{2}=\left({\frac {L}{4{\pi }d_{1}^{2}}}\right)\left({\frac {4{\pi }d_{2}^{2}}{L}}\right)

Mutlak uzaklık, bir gökcisminin 10 parsek uzaklıkta sahip olduğu görünür parlaklıktır ve bundan dolayı büyüklük denklemi şu şekilde yazılır:

m-M=5log_{10}(d/10pc)

Logaritma yeniden düzenlenirse

m-M=-5+5log_{10}d

olur

Sonra, verilen uzaklık modülü $\mu =m-M$ , parsek olarak uzaklık şu şekilde elde edilir

d=10^{0.2(m-M+5)}=10^{0.2\mu +1}

Parseklerde mesafedeki belirsizlik (δd) uzaklık modülündeki belirsizlik hesaplanarak (δμ) bulunur

\delta d=0.2ln(10)10^{0.2\mu +1}\delta \mu =0.461d\ \delta \mu

standart hata analizi kullanılarak türetilir.^[1]

Farklı uzaklık modülleri

Mutlak ve görünür parlaklık arasındaki fark uzaklık belirlemede tek yöntem değildir. Soğurma, özellikle baskın parçacık sonuçlarında diğer önemli bir faktördür (mesela galaktik merkezi yönünde).

Kullanım

Uzaklık modülleri en fazla yakın evrendeki gökadaların mesafe ölçümlerinde kullanılır. Örneğin, Büyük Macellan Bulutu'nun uzaklık modülü 18.5,^[2] Andromeda Gökadası'nın uzaklık modülü 24.4^[3] ve Başak kümesi içindeki NGC 4548 gökadasının UM'si 31.0.^[4] BMB'nin sonucunda, görünen parlaklığı en üst noktada 2.8 ve mutlak parlaklığı -15.7 olan süpernova SN1987A söz konusudur.

Uzaklık modülü pek çok gök bilimci için pratik olmasından dolayı en çok tercih edilen yöntemdir. Örneğin Başak kümesi içindeki bir gökadada bulunan Güneş türü bir yıldızın (M=5) görünen parlaklığı (m=36) çok hızlı bir şekilde mesafe hesaplamasında kullanılabilir.

Kaynakça

^ J. R. Taylor (1982). An introduction to Error Analysis. Mill Valley, Kaliforniya: University Science Books. ISBN 0-935702-07-5.
^ D. R. Alvez (2004). "A review of the distance and structure of the Large Magellanic Cloud" (abstract). New Astronomy Reviews. Cilt 48. ss. 659-665. doi:10.1016/j.newar.2004.03.001. 4 Ağustos 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Mayıs 2009.
^ I. Ribas, C. Jordi, F. Vilardell, E. L. Fitzpatrick, R. W. Hilditch, E. F. Guinan (2005). "First Determination of the Distance and Fundamental Properties of an Eclipsing Binary in the Andromeda Galaxy" (abstract). The Astrophysical Journal. Cilt 635. ss. L37-L40. doi:10.1086/499161. 1 Eylül 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Mayıs 2009.
^ J. A. Graham, L. Ferrarese, W. L. Freedman, R. C. Kennicutt Jr., J. R. Mould, A. Saha, P. B. Stetson, B. F. Madore, F. Bresolin, H. C. Ford, B. K. Gibson, M. Han, J. G. Hoessel, J. Huchra, S. M. Hughes, G. D. Illingworth, D. D. Kelson, L. Macri, R. Phelps, S. Sakai, N. A. Silbermann, A. Turner (1999). "The Hubble Space Telescope Key Project on the Extragalactic Distance Scale. XX. The Discovery of Cepheids in the Virgo Cluster Galaxy NGC 4548" (abstract). The Astrophysical Journal. Cilt 516. ss. 626-646. doi:10.1086/307151. 25 Şubat 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Mayıs 2009.

Zeilik, Gregory and Smith, Introductory Astronomy and Astrophysics (1992, Thomson Learning)

İlgili Araştırma Makaleleri

Laplasyen $\text{[math]}$ , skaler bir $\text{[math]}$ alanının gradyanı alınarak elde edilen vektörün diverjansıdır. Fizikteki birçok diferansiyel denklem laplasyen içerir.

<span class="mw-page-title-main">Navier-Stokes denklemleri</span> Akışkanların hareketini tanımlamaya yarayan denklemler dizisi

Navier-Stokes denklemleri, ismini Claude-Louis Navier ve George Gabriel Stokes'tan almış olan, sıvılar ve gazlar gibi akışkanların hareketini tanımlamaya yarayan bir dizi denklemden oluşmaktadır.

Sefe değişeni veya Sefe (Cepheid), saltık aydınlatma gücü ile değişim süreleri arasında yüksek ilinti bulunan, özel bir değişken yıldızlar sınıfının üyelerine verilen addır. Türlerinin örneği olan Delta Sefe 1784 yılında John Goodricke tarafından gözlemlenmiştir.

Olasılık kuramı ve istatistik bilim dallarında Skellam dağılımı bir ayrık olasılık dağılım tipidir. Skellam dağılımı iki tane beklenen değerleri $\text{[math]}$ ve $\text{[math]}$ olan Poisson dağılımı gösteren rassal değişken $\text{[math]}$ ve $\text{[math]}$ arasında bulunan fark olan $\text{[math]}$ nin gösterdiği olasılık dağılımdır.

Kuantum mekaniği ve Kuantum alan kuramı içinde yayıcı belirli bir zamanda bir yerden başka bir yere seyahat etmek ya da belirli bir enerji ve momentum ile seyahat için bir parçacığın olasılık genliği verir. Yayıcılar Feynman diyagramları iç hatları üzerinde sanal parçacık'ların katkısını temsil etmek üzere kullanılmaktadır. Ayrıca partikül uygun dalga operatörünün tersi olarak görülebilir ve bu nedenle sıklıkla Green fonksiyonları olarak adlandırılır.

Gibbs serbest enerjisi entalpiden, entropi ve mutlak sıcaklığın çarpımının çıkarılmasıyla elde edilen termodinamik bir değişkendir. Genel olarak kimyasal bir reaksiyonun enerji potansiyelinin işe dönüştürülebilmesiyle ilgilidir.

Enerji biçimleri, iki ana grubu ayrılabilir: kinetik enerji ve potansiyel enerji. Diğer enerji türleri bu iki enerji türünün karışımdan elde edilir.

Fizikte, Lorentz dönüşümü adını Hollandalı fizikçi Hendrik Lorentz'den almıştır. Lorentz ve diğerlerinin referans çerçevesinden bağımsız ışık hızının nasıl gözlemleneceğini açıklama ve elektromanyetizma yasalarının simetrisini anlama girişimlerinin sonucudur. Lorentz dönüşümü, özel görelilik ile uyum içerisindedir. Ancak özel görelilikten daha önce ortaya atılmıştır.

Klasik manyetizmanın eşdeğişimli formülasyonu klasik elektromanyetizma kanunlarının(özellikle de, Maxwell denklemlerini ve Lorentz kuvvetinin) Lorentz dönüşümlerine göre açıkça varyanslarının olmadığı, rektilineer eylemsiz koordinat sistemleri kullanılarak özel görelilik disiplini çerçevesinde yazılma sekillerini ima eder. Bu ifadeler hem klasik elektromanyetizma kanunlarının herhangi bir eylemsiz koordinat sisteminde aynı formu aldıklarını kanıtlamakta kolaylık sağlar hem de alanların ve kuvvetlerin bir referans sisteminden başka bir referans sistemine uyarlanması için bir yol sağlar. Bununla birlikte, bu Maxwell denklemlerinin uzay ve zamanda bükülmesi ya da rektilineer olmayan koordinat sistemleri kadar genel değildir.

Kuantum mekaniğinde, spin-yörünge etkileşimi(spin-yörünge etkisi, spin-yörünge bağlaşımı) parçacığın dönüşünün hareketiyle etkileşimidir. En çok bilinen örnek ise, elektronların dönüşü ile elektronların çekirdek etrafındaki dönüşünden dolayı oluşan manyetik alandan dolayı oluşan elektromanyetik etkileşim ve buna bağlı olan elektronların atomik enerji seviyesindeki değişim. Bu tayf çizgilerinden saptanabilir. Buna benzer bir diğer etki proton ve nötronların çekirdekte dönmesinden dolayı oluşan olan Açısal momentum ve güçlü nükleer kuvvet, nükleer kabuk modelindeki değişime neden olur. Spintronik alanında, yarı iletkenlerde ve diğer materyallerde spin yörünge etkileşimi yeni teknolojik gelişimler için araştırılmaktadır.

Kerr–Newman metriği genel relativitide yüklü, dönen kütlelerin çevresindeki uzay zaman geometrisini tarif eden Einstein–Maxwell denklemlerinin çözümüdür. Bu çözüm astrofizik alanındaki fenomenler için pek faydalı sayılmaz çünkü gözlemlenebilen astronomik objeler kayda değer net yük taşımazlar. Bu çözüm uygulama alanı yerine daha çok teorik fizik ve matematiksel ilginin bir sonucudur..

Einstein-Hilbert etkisi genel görelilikte en küçük eylem ilkesi boyunca Einstein alan denklemleri üretir. Hilbert etkisi genel görelilikte yerçekiminin dinamiğini tarifleyen fonksiyonel işlemdir. metrik işaretiyle, etkinin çekimsel kısmı, $\text{[math]}$

Stres-enerji tensörü, fizikte uzayzaman içerisinde enerji ve momentumun özkütle ve akısını açıklayan, Newton fiziğindeki stres tensörünü genelleyen bir tensördür. Bu, maddedinin, radyasyonun ve kütleçekimsel olmayan kuvvet alanının bir özelliğidir. Stres-enerji tensörü, genel göreliliğin Einstein alan denklemlerindeki yerçekimi alanının kaynağıdır, tıpkı kütle özkütlesinin Newton yerçekiminde bu tip bir alanın kaynağı olması gibi.

Delta Scuti (δ Sct, δ Scuti), Kalkan takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 202 ışık yılı uzaklıkta bulunan bir yıldız sistemidir. 4,71 kadir görünen büyüklüğüyle takımyıldızının beşinci parlak yıldızıdır ve Delta Scuti türü değişen yıldızların prototipidir. 0,15 dakikalık periyodlarda hafif değişimlere sahip (V_maks = 4,6^m, V_min = 4,79^m) yüksek genlikli zonklayan bir delta scuti tipi değişen yıldızdır. Bu yıldızın kendine özgü kimyasal zenginliği Am tipi yıldızlara benzemektedir.

Delta Cephei, Kral takımyıldızında bulunan bir dörtlü yıldızdır. Dünyadan 887 ışık yılı uzaklıkta yer almakta olup görüş hattı boyunca gaz ve tozun neden olduğu yok olmanın bir sonucu olarak yıldızın görünür büyüklüğü 0.23 azalır. Parlaklıkta periyodik değişikliklere uğrayan Cepheid değişeni yıldızlarının prototipidir.

Kayma modülü, makaslama modülü ya da rijitlik modülü; genellikle G, bazı kaynaklarda ise S ya da μ sembolüyle gösterilen, bir malzemenin esnek kayma rijitliğini gösteren değerdir. Kayma gerilmesi ile kayma geriniminin oranı, kayma modülü değerini verir:

\text{[math]}

Termodinamik ve akışkanlar mekaniği gibi bilim dallarında kullanım alanı bulan iki çeşit Bejan sayısı (Be) bulunmaktadır. Bu sayılar, Adrian Bejan'ın adını taşımaktadır.

Akışkanlar dinamiği alanında, Morton sayısı (Mo), Eötvös sayısı veya Bond sayısı ile birlikte, çevresindeki bir akışkan veya sürekli faz c içinde hareket eden baloncukların veya damlacıkların şeklini belirlemek için kullanılan bir boyutsuz sayıdır. Bu sayı, 1953 yılında W. L. Haberman ile birlikte tanımlayan Rose Morton'dan ismini almıştır.

Stokes sayısı (Stk), George Gabriel Stokes'un adını taşıyan ve parçacıkların bir akışkan akışı içerisinde süspansiyonda gösterdiği davranışı karakterize eden bir boyutsuz sayıdır. Stokes sayısı, bir parçacığın karakteristik zamanı ile akışın veya bir engelin karakteristik zamanı arasındaki oran olarak şu şekilde tanımlanır:

\text{[math]}

Matematikte, bir càdlàg fonksiyon, gerçek sayıların bir altkümesi üzerinde tanımlı ve bu tanım kümesinin her noktasında sağdan sürekli, soldan limitli olan bir fonksiyondur. Cadlàg fonksiyonlar, özellikle sıçramaları olan stokastik süreçlerin incelenmesinde önemlidir. Bir tanım kümesi üzerindeki càdlàg fonksiyonların kümesine Skorokhod uzayı denir.

Bu sayfa, bu Vikipedi makalesine dayanmaktadır.
Metin, CC BY-SA 4.0 lisansı altında mevcuttur; ek koşullar uygulanabilir.
Görseller, videolar ve sesler kendi lisansları altında mevcuttur.