Sterrekunde

Kry ligte kurwes van Kepler / K2

Kry ligte kurwes van Kepler / K2


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Hallo, ek wil vra wat is die stappe om 'n ligte kurwe van die Kepler / K2-databasis te kry. Gestel ek sal ligkrommes van tien ewekansige K-sterre moet kry. Hoe moet ek toegang tot die databasisse kry en wat moet ek volgende doen ??


Gaan na die Kepler / K2 MAST-databasis https://archive.stsci.edu/kepler/data_search/search.php of https://archive.stsci.edu/k2/epic/search.php

Soek op 'n temperatuurbereik ($ T _ { rm eff} $): bv. vir K-sterre 4500… 5200

'N (Groot) lys met voorwerpe sal in 'n tabel gevind word. Merk die wat u wil hê (al die Kepler-voorwerpe moet beskikbare data hê, maar nie al die K2's nie, tensy u die soektog tot die eertydse K2-veldtogte beperk) en klik dan op die "stuur gemerkte data in vir herwinning uit STDADS"

Dit sal u dan vra om te bevestig dat u die data wil aflaai met verskillende opsies om by die data uit te kom en 'n regmerkielys van wat u wil hê (ligkrommes ingesluit).

Sodra u die data het, moet u na die algemene vrae en beskrywings van die dataformaat ens. Kyk, wat op die hoof Kepler-argiefbladsye gevind kan word https://archive.stsci.edu/kepler/

As u aan die ander kant net na die ligkrommes wil kyk, kan u dit doen sonder om die data af te laai deur op die grafiek "op gemerkte ligkrommes" te klik.


Kry kurwes van Kepler / K2 - Sterrekunde

Ons bied 'n uitstekende 30 minute kadens Kepler (K2) -ligkromme van die Type Ia-supernova (SN Ia) 2018oh (ASASSN-18bt) aan, wat weke voor ontploffing begin, wat die oomblik van ontploffing en die daaropvolgende styging dek, en voortgaan na die piek helderheid. Hierdie data word aangevul deur 'n multi-kleur Panoramic Survey Telescope (Pan-STARRS1) en Rapid Response System 1 en waarnemings van Cerro Tololo Inter-American Observatory 4 m Dark Energy Camera (CTIO 4 m DECam) waarnemings binne ure na ontploffing. Die K2-ligkromme het 'n ongewone tweekomponentvorm, waar die vloed die eerste paar dae met 'n steil lineêre gradiënt styg, gevolg deur 'n kwadratiese styging soos gesien vir tipiese supernovas (SNe) Ia. Hierdie 'vloeistofoorskot' in verhouding tot die kanonieke SN Ia-gedrag word bevestig in ons i-band-ligkromme, en verder is SN 2018oh veral blou gedurende die vroeë tydperke. Die oortollige piek van die vloed is 2,14 ± 0,04 dae na ontploffing, het 'n FWHM van 3,12 ± 0,04 dae, 'n swartliggaamstemperatuur van T = 17, <500> -9,000 +11,500 K, 'n pieksterkte van 4,3 +/- 0,2 × <10> 37 <<>> -1, en 'n totale geïntegreerde energie van 1,27 +/- 0,01 × <10> 43 . Ons vergelyk SN 2018oh met verskeie modelle wat vroeë tye ekstra verwarming kan bied, insluitend 'n botsing met 'n metgesel en 'n vlak konsentrasie radioaktiewe nikkel. Alhoewel al hierdie modelle gewoonlik die vroeë K2-ligkrommevorm weergee, gee ons die voorkeur aan 'n metgesel-interaksie op 'n afstand van ∼2 × <10> 12 gebaseer op ons vroeë kleurmetings, alhoewel die presiese afstand afhang van die onsekere kykhoek. Bykomende bevestiging van 'n metgesel-interaksie in toekomstige modellering en waarnemings van SN 2018oh, sal sterk ondersteuning bied vir 'n enkel-ontaarde stamvaderstelsel.


Meer ongewone ligkrommes van Kepler

Drie en twintig nuwe voorwerpe is bygevoeg in die groeiende versameling sterre waargeneem dat hulle ongewone dompels in hul ligkrommes het. In 'n onlangse studie word hierdie sterre ondersoek en die moontlike oorsake van hul vreemde gedrag.

'N Toevloei van data

Die primêre Kepler-sending het meer as 100 000 sterre ligkrommes gelewer, en die voortsetting daarvan K2 neem elke drie maande nog 20 000 sterre waar. Namate ons 'n era betree waarin hierdie enorme fotometriese datastelle alledaags word, sal Gaia fotometrie vir miljoene sterre kry en LSST miljarde - dit is van kardinale belang dat ons die verskillende kategorieë van veranderlikheid wat in hierdie sterre waargeneem word, verstaan.

Die skrywers vind drie verskillende soorte ligkrommes onder hul 23 ongewone sterre. Kammosselskulp-krommes (bo) toon baie golwings. Aanhoudende vloed-dompelklaskrommes (middel) het afsonderlike driehoekige vormvloei-dompels van verbygaande, smal dompelklaskrommes (onder) het net een dip wat wisselend in diepte is. Die outeurs spekuleer 'n algemene oorsaak vir die kammossel-dop en aanhoudende vloed-dip sterre, en 'n ander oorsaak vir die verbygaande vloed-dip sterre. [Stauffer et al. 2017]

Die bou van die Menagerie

Vir hierdie doel het 'n span wetenskaplikes onder leiding van John Stauffer (Spitzer Science Centre in Caltech) onlangs gejag na meer toevoegings tot hierdie monster in die K2-datastel. In die besonder het hulle deur die ligkrommes van sterre in die ster-vormende gebied ρ Oph en Bo-Scorpius gesoek - 'n datastel wat die grootste versameling ligkrommes van hoë gehalte vir sterre met 'n lae massa voorhoofreeks ooit vorm verkry.

In hierdie ligkrommes het Stauffer en medewerkers 'n stel van 23 M-dwerge met 'n baie lae massa, middel tot laat tipe gevind, met ongewone wisselvalligheid in hul ligkrommes. Die veranderlikheid stem ooreen met die rotasieperiode van die sterre, waar dit gemeet word - wat daarop dui dat wat ook al die dompels in die ligkromme veroorsaak, dit wentel in dieselfde tempo as wat die ster draai.

Oorsake van wisselvalligheid?

Hierdie erwe toon hoe die eienskappe van hierdie 23 sterre vergelyk met dié van die res van die sterre in hul groep (kliek vir 'n nader kyk!). Vir almal behalwe die rotasiesnelheid, is dit tipies. Maar die sterre met kammosselvormige ligkrommes is een van die kortste periodes in Bo-Sco, waarvan sommige die teoretiese ontbinding vir sterre van hul ouderdom het. [Stauffer et al. 2017]

  1. Die eerste groep bestaan ​​uit 19 sterre met kort tydperke, meer as die helfte daarvan draai binne 'n faktor van twee van hul voorspelde opbreekperiode! Baie hiervan toon skielike veranderinge in hul ligkurfmorfologie, dikwels na 'n sterre fakkel. Die outeurs stel voor dat die wisselvalligheid in hierdie ligkrommes veroorsaak kan word deur warm koronale gaswolke wat in 'n gestruktureerde toroidale vorm rondom die ster georganiseer is.
  2. Die tweede groep bestaan ​​uit die oorblywende vier sterre, wat effens langer tydperke het. Die ligkrommes toon 'n enkele kortstondige vloeddemping - met 'n baie veranderlike diepte en vorm - bo-op normale, gevlekte-ster-ligkurwes. Die skrywers se beste raaiskoot vir hierdie vier sterre is dat daar wolke van stowwerige rommel rondom die ster is, wat moontlik om 'n nabye planeet wentel of as gevolg van 'n onlangse botsingsgebeurtenis.

Stauffer en medewerkers is tans besig om meer gedetailleerde modelle vir hierdie sterre te ontwikkel gebaseer op die moontlike veranderlikheidsscenario's. Die volgende stap, volgens hulle, is om vas te stel of die gas in hierdie strukture die eienskappe het wat nodig is om die ligkromme-funksies wat ons sien, te genereer.

Aanhaling

John Stauffer et al 2017 AJ 153 152. doi: 10.3847 / 1538-3881 / aa5eb9


Verwysings

Aigrain, S., Hodgkin S.T., Irwin, M.J., Lewis, J.R., Roberts, S.J .: Presiese tydreekse fotometrie vir die Kepler-2.0 missie. MNRAS 447, 2880–2893 (2015). https://doi.org/10.1093/mnras/stu2638. 1412.6304

Aigrain, S., Parviainen, H., Pope, B.J.S .: K2SC: buigsame sistematiese regstelling en afname van K2-ligkrommes met behulp van Gaussiese prosesregressie. MNRAS 459, 2408–2419 (2016). https://doi.org/10.1093/mnras/stw706. 1603.09167

Armstrong, DJ, Kirk, J., Lam, KWF, McCormac, J., Walker, SR, Brown, DJA, Osborn, HP, Pollacco, DL, Spake, J .: K2 Veranderlike katalogus: veranderlike sterre en verduisterende binaries in K2 veldtogte 1 en 0. A & amp A 579, A19 (2015). https://doi.org/10.1051/0004-6361/201525889. 1502.04004

Bohlin, R.C., Landolt, A.U .: Die CALSPEC Stars P177D en P330E. AJ 149(4), 122 (2015). https://doi.org/10.1088/0004-6256/149/4/122. 1502.01754

Borucki, WJ, Koch, D., Basri, G., Batalha, N., Brown, T., Caldwell, D., Caldwell, J., Christensen-Dalsgaard, J., Cochran, WD, DeVore, E., Dunham, EW, Dupree, AK, Gautier, TN, Geary, JC, Gilliland, R., Gould, A., Howell, SB, Jenkins, JM, Kondo, Y., Latham, DW, Marcy, GW, Meibom, S ., Kjeldsen, H., Lissauer, JJ, Monet, DG, Morrison, D., Sasselov, D., Tarter, J., Boss, A., Brownlee, D., Owen, T., Buzasi, D., Charbonneau, D., Doyle, L., Fortney, J., Ford, EB, Holman, MJ, Seager, S., Steffen, JH, Welsh, WF, Rowe, J., Anderson, H., Buchhave, L. , Ciardi, D., Walkowicz, L., Sherry, W., Horch, E., Isaacson, H., Everett, ME, Fischer, D., Torres, G., Johnson, JA, Endl, M., MacQueen , P., Bryson, ST, Dotson, J., Haas, M., Kolodziejczak, J., Van Cleve, J., Chandrasekaran, H., Twicken, JD, Quintana, EV, Clarke, BD, Allen, C. , Li, J., Wu, H., Tenenbaum, P., Verner, E., Bruhweiler, F., Barnes, J., Prsa, A .: Kepler Planet-Detection mission: Introduction and fir st resultate. Wetenskap 327, 977 (2010). https://doi.org/10.1126/science.1185402

Christiansen, JL, Vanderburg, A., Burt, J., Fulton, BJ, Batygin, K., Benneke, B., Brewer, JM, Charbonneau, D., Ciardi, DR, Collier-Cameron, A., Coughlin, JL, Crossfield, IJM, Dressing, C., Greene, TP, Howard, AW, Latham, DW, Molinari, E., Mortier, A., Mullally, F., Pepe, F., Rice, K., Sinukoff, E., Sozzetti, A., Thompson, SE, Udry, S., Vogt, SS, Barman, TS, Batalha, NE, Bouchy, F., Buchhave, LA, Butler, RP, Cosentino, R., Dupuy, TJ , Ehrenreich, D., Fiorenzano, A., Hansen, BMS, Henning, T., Hirsch, L., Holden, BP, Isaacson, HT, Johnson, JA, Knutson, HA, Kosiarek, M., López-Morales, M., Lovis, C., Malavolta, L., burgemeester, M., Micela, G., Motalebi, F., Petigura, E., Phillips, DF, Piotto, G., Rogers, LA, Sasselov, D. , Schlieder, JE, Ségransan, D., Watson, CA, Weiss, LM: Threeś-maatskappy: 'n addisionele nie-transiterende superaarde in die helder hd 3167-stelsel, en massas vir al drie planete. AJ 154, 122 (2017). https://doi.org/10.3847/1538-3881/aa832d. 1706.01892

Clem, J.L., Landolt, A.U .: flou UBVRI-standaardstervelde. AJ 146(4), 88 (2013). https://doi.org/10.1088/0004-6256/146/4/88

Clem, J.L., Landolt, A.U .: Faint UBVRI Standard Star Fields by + 50 deg Decination. AJ 152(4), 91 (2016). https://doi.org/10.3847/0004-6256/152/4/91

Crossfield, IJM, Petigura, E., Schlieder, JE, Howard, AW, Fulton, BJ, Aller, KM, Ciardi, DR, Lépine, S., Barclay, T., de Pater, I., de Kleer, K. , Quintana, EV, Christiansen, JL, Schlafly, E., Kaltenegger, L., Crepp, JR, Henning, T., Obermeier, C., Deacon, N., Weiss, LM, Isaacson, HT, Hansen, BMS, Liu, MC, Greene, T., Howell, SB, Barman, T., Mordasini, C .: 'n nabygeleë M Star met drie oorgangs-superaarde wat deur K2 ontdek is. ApJ 804, 10 (2015). https://doi.org/10.1088/0004-637X/804/1/10. 1501.03798

Deming, D., Knutson, H., Kammer, J., Fulton, BJ, Ingalls, J., Carey, S., Burrows, A., Fortney, JJ, Todorov, K., Agol, E., Cowan, N., Desert, JM, Fraine, J, Langton, J, Morley, C, Showman, AP: Spitzer sekondêre verduisterings van die digte, beskeie bestraalde, reuse-eksoplanet HAT-P-20b met behulp van dekorrelasie op pixelvlak. ApJ 805, 132 (2015). https://doi.org/10.1088/0004-637X/805/2/132. 1411.7404

Howell, SB, Sobeck, C, Haas, M, Still, M, Barclay, T, Mullally, F, Troeltzsch, J, Aigrain, S, Bryson, ST, Caldwell, D, Chaplin, WJ, Cochran, WD, Huber, D, Marcy, GW, Miglio, A, Najita, JR, Smith, M, Twicken, JD, Fortney, JJ: Die K2-missie: karakterisering en vroeë resultate. PASP 126, 398 (2014). https://doi.org/10.1086/676406. 1402.5163

Huang, CX, Penev, K, Hartman, JD, Bakos, G.A.́, Bhatti, W, Domsa, I, de Val-Borro, M: Hoë-presisie fotometrie vir K2-veldtog 1. MNRAS 454, 4159–4171 (2015). https://doi.org/10.1093/mnras/stv2257. 1507.07578

Landolt AU: UBVRI-fotometriese standaard sterre rondom die lug teen -50 grade deklinasie. AJ 133, 2502–2523 (2007). https://doi.org/10.1086/518000. 0704.3034

Landolt, AU: UBVRI fotometriese standaard sterre rondom die hemelse ewenaar: opdaterings en toevoegings. AJ 137, 4186–4269 (2009). https://doi.org/10.1088/0004-6256/137/5/4186. 0904.0638

Landolt, A.U .: UBVRI Fotometriese standaardsterre rondom die lug by + 50 grade deklinasie. AJ 146(5), 131 (2013). https://doi.org/10.1088/0004-6256/146/5/131

Landolt, AU, Uomoto, AK: Optiese veelkleurige fotometrie van spektrofotometriese standaardsterre. AJ 133(3), 768–790 (2007). https://doi.org/10.1086/510485. 0704.3030

Luger, R, Agol, E, Kruse, E, Barnes, R, Becker, A, Foreman-Mackey, D, Deming, D: EVEREST: dekorrelasie van pixelvlak van K2-ligkrommes. AJ 152, 100 (2016). https://doi.org/10.3847/0004-6256/152/4/100, 1607.00524

Lund, MN, Handberg, R, Davies, GR, Chaplin, WJ, Jones, CD: K2P 2 - 'n Fotometrie-pyplyn vir die K2-sending. ApJ 806, 30 (2015). https://doi.org/10.1088/0004-637X/806/1/30, 1504.05199

Raschka, S., Mirjalili, V .: Python-masjienleer, 2de uitg. Packt Publishing, Birmingham (2017)


2 DATA

2.1 Soek na oorgange in K2 / Kepler

Deur die K2 / Kepler EkstraGalaktiese opname (KEGS), K2 / Kepler duisende sterrestelsels waargeneem en 'n magdom inligting verskaf oor verganklikhede wat in geskeduleerde sterrestelseldoelwitte opgespoor is (bv. Garnavich et al. 2016 Rest et al. 2018 Dimitriadis et al. 2019). Alhoewel baie kortstondes in die gerigte soektog opgespoor is, is daar meer kortstondigheid in die K2 / Kepler data. Elke wetenskap teiken in K2 / Kepler het talle agtergrondpiksels wat by hoë kadens waargeneem word. Tydens 'n veldtog kan hierdie agtergrondpixels kortstondige verbygaande seine versamel wat voorheen ongemerk was.

Ridden-Harper et al. (2019) bied die K2: BS aan, wat 'n stelselmatige soektog na oorgange in K2 / Kepler agtergrondpiksels. K2: BS analiseer elke pixel onafhanklik om abnormale gedrag op te spoor. Dit word gedoen deur na 'n veldtog te soek na pixels wat bo 'n helderheidsdrempel uit die mediaan-helderheid en standaardafwyking styg. Teleskoopbeweging bied 'n uitdaging vir die opsporing van kandidate, aangesien wetenskaplike teikens in die agtergrondpixel kan dryf en valse gebeure veroorsaak. Vals triggers word gekeur deur te kyk na gebeure wat duur & lt1 d, gekies vir kandidate met die 6-uur-teleskoopherstel. Samevallende pixels wat die keuringsprosedure slaag, word in 'n gebeurtenismasker gegroepeer. Alle kandidaatgebeurtenisse word gekontroleer teen die NASA / IPAC Extragalactic Data Base (NED) 1 en die SIMBAD-databasis (Wenger et al. 2000) om potensiële gashere te identifiseer. K2: BS lewer gebeurtenisyfers, video's en relevante detectorinligting wat gebruik word vir handmatige keuring.

2.2 Ontdekking van KSN: BS-C11a

'N Helder verbygaande, KSN: BS-C11a, is in die K2 / Kepler geargiveerde teikenpixel-lêer (TPF) vir EPIC 203830112 Veldtog 11 (C11). Die wetenskaplike teiken EPIC 203830112 is voorgestel vir waarneming deur verskeie programme in C02 en C11 wat in Tabel 1 getoon word. Die wetenskaplike teiken is 'n F-tipe dwerg wat gekies is vir grootte-beperkte opnames van FGK dwergsterre met die doel om die voorkoms te begryp en eienskappe van naby-aarde grootte planete. Die ligging van KSN: BS-C11a is waargeneem in beide C02 en C11, maar dit was in stilte in C02.


LcTools vir die ontleding van TESS-, K2- en Kepler-ligkrommes

Ek is die skrywer van 'n groot Windows-gebaseerde sagtewarestelsel genaamd LcTools om ligkrommes vir die TESS-, K2- en Kepler-projekte te sien en te analiseer. Die LcTools-stelsel bestaan ​​uit vier hoof toepassings:

  • LcViewer om ligkrommes grafies te sien (in te stel) en om interessante seine te vind, op te neem, te meet, te vertoon en fase te vou.
  • LcSignalFinder vir die opsporing en opname van seine wat in groot groepe ligkrommes gevind word (gewoonlik 20.000-50.000 lêers per bondel). Seine kan periodieke of enkele gebeurtenisse, duike of pieke van enige aard wees.
  • LcGenerator vir die bou van ligkrommelêers in grootmaat vir gebruik met LcViewer en LcSignalFinder.
  • LcReporter vir die skep van 'n Excel-verslag wat die gebruiker gedefinieerde seine bevat wat deur LcViewer opgeteken is.

Saam met die sagteware kan voorafgeboude ligkrommelêers vir gebruik met LcViewer en LcSignalFinder van die LcTools webwerf afgelaai word. Beide die sagteware en databates is gratis vir geregistreerde LcTools-gebruikers.


Oor ligkrommes

Ligkrommes is fundamentele instrumente vir veranderlike sterrekunde. Dit is relatief eenvoudig en maklik om te verstaan. Dit is eenvoudig grafieke van helderheid (Y-as) vs. tyd (X-as). Helderheid neem toe as u die grafiek verhoog en die tyd vorder as u na regs beweeg.

Hier is 'n ligkromme van 'n veranderlike ster genaamd epsilon Aurigae:

Hierdie ligkromme toon dat die ster in 1982 met 'n helderheid van grootte 3 begin het. Rond die middel van die jaar het dit vinnig begin verdof totdat dit teen die einde van die jaar 'n helderheid van 3,8 bereik het. Dit het daar gebly tot aan die begin van 1984, toe dit stadiger begin terugkeer het na normale helderheid. Teen die middel van 1984 was dit amper weer normaal.

Die ligkromme is geïdealiseer deurdat dit verwerk is om slegs die beste waarnemings in te sluit om dit duidelik te maak. Kom ons kyk nou na 'n meer ingewikkelde, werklike ligkromme. Hier is 'n onlangse ligkromme van die helder ster Betelgeuse (ook bekend as Alpha Ori vir sterrekundiges) gemaak met die AAVSO se aanlyn-ligkrommegenerator:

Elke punt in hierdie ligkromme is 'n visuele waarneming van die ster wat aan die AAVSO International Database voorgelê word. Die getalle op die X-as is Julian Dates. Dit is 'n standaardformaat wat sterrekundiges, veral veranderlike sterrekundiges, gebruik om datums op te neem. Hierdie ligkromme dek basies waarnemings van middel 2007 tot middel 2009.

Let op dat daar op dieselfde datums baie waarnemings is, maar dit stem nie ooreen nie! Dit is omdat ons almal menslik is (behalwe politici) en dus verskillende skatting sal maak van die helderheid van 'n ster. Ons het hierdie ster as voorbeeld gekies omdat dit baie helder en baie rooi is. Dit maak dit ekstra moeilik vir mense om konsekwente waarnemings te maak. Ons noem hierdie variasie in helderheidsberamings verstrooi.

Maar moenie vrees nie, ons kan die probleem met basiese statistieke die hoof bied. Hieronder is dieselfde ligkromme, maar hierdie keer met 'n rooi lyn daardeur getrek:

Die rooi lyn weerspieël die gemiddeld waarneming op daardie tydstip gemaak. Meer presies, ons het die gemiddelde helderheid van die ster in 30 dae-berekeninge bereken. Daarna het die ligkrommegenerator 'n lyn getrek tussen die gemiddelde punte. Die vertikale rooi stawe wat u langs die lyn sien, is 'n foutberaming. Dit is 'n statistiese waarde wat 'n idee gee van hoeveel u die rooi lyn kan vertrou. (Die kans is 67% dat die werklike data binne die horisontale fout val - 'n algemene maatstaf wat wetenskaplikes gebruik.)

'N Goeie vuistreël is om te kyk of u 'n horisontale en reguit lyn tussen die foutbalke kan trek. As u kan, beteken dit dat daar geen werklike variasie in die data is nie. As jy kan nie, dan kan jy vol vertroue wees dat die variasie werklik is. As jy kan, dit beteken dat daar geen duidelike variasie in die data is nie. Daar kan wel werklike variasie wees, maar u sal meer ontleding nodig hê om dit te bewys. Kan u 'n reguit, horisontale lyn trek tussen die foutstawe in daardie ligkromme? Probeer dit deur 'n vel papier na u monitor te hou.

Let op dat u in die eerste stel data in die ligkromme nie so 'n lyn kan trek nie. Maar u kan in die meeste gegewens in die tweede stel! Dit is omdat die tweede stel is raseriger (dit wil sê het meer verspreiding) en ons is minder vol vertroue dat dit variasie toon. Daar is baie dinge wat u kan doen om die foutbalke in die data te verlaag, maar ons sal dit vir toekomstige besprekings stoor. Maar die beste ding wat ons kan doen, is om meer hoë kwaliteit data in te samel. Dit is waarom ons byna altyd meer waarnemings benodig. Hoe meer ons het, hoe meer kan ons die foutbalke afslaan. Dit is ook belangrik om u tyd te neem om 'n kwaliteitswaarneming te maak.

Ons het 'n meer gedetailleerde beskrywing van ligkrommes en basiese analises in hoofstuk 11 (PDF) van ons aanlyn-kurrikulum vir veranderlike sterrekunde.


Kry kurwes van Kepler / K2 - Sterrekunde

Die K2 HAT-ligkrommes word voorsien as gzipped CSV-tekslêers. 'N Python-module is beskikbaar om hierdie lêers in 'n Python-dictaat te lees. Ligte kurwe lêers bevat 'n metagegattekop wat die K2-teiken beskryf, 'n lys van alle kolomme in die lêer, en laastens, kommaskeide reëls vir alle kolomme. 'N Voorbeeld word hieronder getoon:

Tipes ligkrommes

Daar is twee soorte ligkrommes beskikbaar:

volle ligkromme Hierdie ligkromme bevat alle beskikbare grootte-metings (K2 rou, EPD, TFA, cosinus-gefiltreer) vir alle fotometriese openings wat deur die K2 HAT-fotometriese pypleiding gebruik word. beste diafragma-ligkromme Hierdie ligkromme bevat slegs die grootte-metings vir die fotometriese diafragma wat beskou word as die beste beskikbaar vir die voorwerp. Die beste diafragma's is dié waarvoor die gemiddelde afwyking van die meting van die ligkromme die kleinste is. Elke soort groottemeting wat gerapporteer word, het moontlik sy eie 'beste' diafragma.

OPMERKING: As die fotometriese onttrekking nie slaag nie of as onbetroubaar opgemerk word, het 'n ligkromme moontlik nie 'n 'beste' fotometriese diafragma nie, in welke geval die 'beste diafragma'-ligkromme K2 raw (IM), EPD (EP), TFA (TF) en kosinus-gefiltreerde (CF) grootte metings vanaf fotometriese diafragma 17. Gebruik die object-summary.csv-lêer wat verband hou met elke veld van die K2-veldtog om die beste diafragma vir elke voorwerp te vind.

Ligte kurwe metadata

Die ligkrommelêers bevat die volgende metadata:

  • Voorwerp-ID & mdash die UCAC4 ID van die K2-teiken as die voorwerp in die UCAC4-katalogus is, of die EPIC-ID van die K2-teiken as die voorwerp nie in die UCAC4-katalogus gevind is nie.
  • Kepler ID & mdash die EPIC ID van die K2-teiken.
  • UCAC4 ID & mdash die UCAC4 ID van die K2-teiken as die voorwerp in die UCAC4-katalogus is, of die EPIC-ID van die K2-teiken as die voorwerp nie in die UCAC4-katalogus gevind is nie.
  • Kepler-grootte & mdash die mediaan Kepler grootte van die voorwerp.
  • RA & mdash die J2000 regterhoogtrek van die voorwerp in grade.
  • Afb & mdash die J2000-deklinasie van die voorwerp in grade.
  • Aantal opsporings & mdash die aantal geldige bespeurings van die voorwerp.
  • K2-veldtog & mdash die K2-veldtog-ID van die veld waartoe hierdie voorwerp behoort.
  • FOV CCD & mdash die CCD-nommer van die Kepler Focal Plane Array waarop hierdie voorwerp die eerste keer opgespoor is.
  • FOV-kanaal & mdash die CCD-kanaal van die Kepler Focal Plane Array waarop hierdie voorwerp die eerste keer opgespoor is.
  • FOV-module & mdash die CCD-module van die Kepler Focal Plane Array waarop hierdie voorwerp die eerste keer opgespoor is.
  • Kwaliteit vlag & mdash 'n vlag wat aandui of die ligkromme van hierdie voorwerp aanvaarbaar is '1' = goed.
  • BJD verreken & mdash die Baryocentric Julian Date verreken vanaf die begin van die Kepler-sending.
  • Aantal openinge & mdash Die aantal diafragma's wat gebruik word vir die grootte metings in die ligkromme. Die K2 HAT-fotometriepypleiding gebruik 36 diafragma's, maar nie al hierdie is moontlik in die ligkromme nie, gebaseer op of dit 'n 'beste diafragma'-ligkromme of 'n' volle 'ligkromme is.
  • Arclength parameter & mdash soos omskryf in Vandenburg & amp Johnson 2014.
  • Spesifikasie vir kerntransaksie vir beeld-aftrekking & mdash die PSF-kern wat vir konvolusie gebruik word.
  • Diafragma-pixelstraal & mdash die radius in pixels vir elke fotometriese diafragma wat gebruik word in die grootte metings in die ligkromme.

Ligte kurwe kolomme

Alle ligkrommelêers sal altyd die volgende kolomme bevat.

  • BJD & mdash die Baryosentric Julian Datum van die meting
  • FRN & mdash die kadansnommer vir die waarneming
  • XCC & mdash die X-koördinaat op die FPA-module vir hierdie voorwerp
  • YCC & mdash die Y-koördinaat op die FPA-module vir hierdie voorwerp

Kolomme vir grootte-metings word as 'n groep vir elke fotometriese diafragma gegee. Dit word hieronder gelys. XX is die nommer van die opening, wat wissel van 00 aan 35. Nie al hierdie kolomme is moontlik in die ligkromme nie. Vir sommige veldtogte is die grootte (EPXX), TFA (TFXX) of cosinus-gefiltreerde (CFXX) grootte genormaliseer tot die gemiddelde Kepler-grootte van die voorwerp en sentreer dit ongeveer 0,0.

  • LNR & mdash die parameter arclength
  • BGV & mdash die agtergrondwaarde in ADU
  • IMXX & mdash die 'instrumentale' rou grootte verkry uit die K2 HAT fotometriese pypleiding
  • IEXX & mdash die 'instrumentele' fout meting van onbepaalde grootte verkry uit die K2 HAT fotometriese pypleiding
  • IQXX & mdash 'n vlag wat die kwaliteit van die K2 HAT fotometriese grootte meting aandui. 'n waarde van 'G' vir hierdie kolom beteken dat die meting OK is
  • EPXX & mdash Die grootte van die eksterne parameter is gedekorreleer (EPD)
  • EQXX & mdash 'n vlag wat die uitkoms van EPD vir hierdie meting aandui. 'n waarde van 0 dui aan dat die meting in die veilige modus van Kepler geneem is, 'n waarde van -1 of -2 dui aan dat die meting tydens 'n Kepler-skroefvuur geneem is, waardes van -3 en enige waarde & gt 0 dui aan dat die EPD-grootte betroubaar is
  • TFXX & mdash die neiging gefiltreerde (TFA) grootte
  • CFXX & mdash die kosinus-gefiltreerde grootte (dit is dalk nie altyd in ligkrommes nie)

Fotometriese openings

Die K2 HAT fotometriese pypleiding gebruik die volgende fotometriese openings. Nie al hierdie kan gebruik word vir 'n vermindering nie.


Geleerdesweek

10 miljoen jaar oue tros, Upper Scorpius: deur die rotasietydperke wat ons meet vir jong sterre in Upper Sco te vergelyk met die gemeet vir sterre in ouer trosse, kan ons beter verstaan ​​hoe sterre draai as hulle hul hoofreeksradius nader, en help ontwikkel 'n ouderdomsdiagnostiek vir sterre wat nie in trosse is nie. Ons het rotasietydperke gemeet deur 'n outokorrelasie-funksie vir die Kepler K2-ligkromme van elkeen van ons teikens te bereken. Die outokorrelasie-funksie identifiseer die aanwesigheid van periodieke strukture in 'n ligkromme deur die mate van ooreenkoms tussen die ligkromme en 'n kopie wat met 'n geruime tyd verskuif is, te meet. Om die periode vir elke teiken te meet, soek ons ​​die outokorrelasie-funksie vir die verskuiwing t wat die ooreenkoms van die ligkromme en sy tydverskuiwde kopie maksimeer. Ons som die huidige stand van ons periodieke metingsalgoritme op en beskryf planne vir verdere ontwikkeling.

Dokumenttipe

Aanvangsdatum

Einddatum

Departement

Genre / vorm

Onderwerpe - Aktueel (LCSH)

Sterre - Rotasie Sterre ossillasies

Regte

Kopiëring van hierdie dokument is geheel en al gedeeltelik toegelaat vir wetenskaplike doeleindes. Dit word egter verstaan ​​dat kopiëring of publikasie van hierdie dokumentasie vir kommersiële doeleindes, of vir finansiële gewin, nie toegelaat sal word sonder die skrywer se skriftelike toestemming nie.

Taal

Formaat

Hierdie dokument is tans nie hier beskikbaar nie.

Deel

Meting van sterilisasieperiodes met Kepler K2-ligkurwes

Ons doel is om sterrewisseltydperke vanaf die Kepler K2 Campaign 2-ligkrommes te meet om die evolusie van sterre se hoekmomentinhoud te bestudeer. Ons primêre teikens is lede van die

10 miljoen jaar oue tros, Upper Scorpius: deur die rotasietydperke wat ons meet vir jong sterre in Upper Sco te vergelyk met die gemeet vir sterre in ouer trosse, kan ons beter verstaan ​​hoe sterre draai as hulle hul hoofreeksradius nader, en help ontwikkel 'n ouderdomsdiagnostiek vir sterre wat nie in trosse is nie. Ons het rotasietydperke gemeet deur 'n outokorrelasie-funksie vir die Kepler K2-ligkromme van elkeen van ons teikens te bereken. Die outokorrelasie-funksie identifiseer die aanwesigheid van periodieke strukture in 'n ligkromme deur die mate van ooreenkoms tussen die ligkromme en 'n kopie wat met 'n geruime tyd verskuif is, te meet. Om die periode vir elke teiken te meet, soek ons ​​die outokorrelasie-funksie vir die verskuiwing t wat die ooreenkoms van die ligkromme en sy tydverskuiwde kopie maksimeer. Ons som die huidige stand van ons periodieke metingsalgoritme op en beskryf planne vir verdere ontwikkeling.


Bestudeer die HIP 41378 Planetêre Stelsel

Hieronder is 'n ingeslote Plot.ly-plot van die K2-ligkromme van HIP 41378. Hierdie ligkromme toon 'n stadige helling opwaarts (wat onbelangrik is), en verskeie dompels dwarsdeur die ligkromme wat veroorsaak word deur planete wat deurtrek.

Die eerste vervoer wat uitspring, is die diepste by BJD-2454833 = 2355. Zoom in op hierdie vervoer en kyk van naderby. Die bokant van die transito is op 'n vloedvlak van ongeveer 1.00145 en die onderkant van die deurvoer is op 'n vloed van ongeveer 0.9964. Die transito-diepte is dus 1,00145 - 0,9964 = 0,00505. Van die eerste bladsy van hierdie handleiding weet ons dus dat die verhouding van die planeet se radius tot die ster se radius die vierkantswortel van 0,00505 of 0,07106 is. Maar voordat ons die grootte van die planeet kan meet, moet ons die radius van die ster ken.

Gelukkig is sterrekundiges berekeninge gemaak van die radius van die meeste sterre wat deur K2 waargeneem is en is aanlyn beskikbaar. Hierdie radiusramings is beskikbaar via 'n soekvorm wat hierna gekoppel is. Om die skatting van die sterradius te kry, tik die EPIC ID, of die naam van die ster of die lugkoördinate in:

Nadat u die vorm ingedien het, kom die resultate met baie inligting oor die ster HIP 41378, insluitend die helderheid en ander name:

As u regs skuif, word 'n kolom getoon wat die straal van die ster gee. Hierdie skatting gee 'n straal van 1,506 keer die grootte van die son.

As ons 'n sterradius van 1,5 keer die grootte van die son gebruik, kry ons 'n planetêre radius van ongeveer die grootte van Jupiter. Hierdie planeet is waarskynlik 'n massiewe gasreus soos Jupiter of Saturnus in ons eie sonnestelsel.

Maar wat is die wentelperiode van hierdie planeet? Daar is net een deurgang so diep in die ligkromme, daarom moet die wentelperiode langer wees as ongeveer 40 dae, anders sou ons 'n ander reis gesien het! Dit is moeilik om die periode van die planeet wat slegs een keer deurtrek te beperk, maar 'n noukeurige ontleding van die stelsel sluit af dat die wentelperiode van hierdie planeet waarskynlik ongeveer 1 jaar is - 'n soortgelyke baan na die aarde.

Die ligkromme van HIP 41378 bevat veel meer as net 'n enkele transito-planeet. Kyk mooi na die ligkromme, kyk hoeveel deurgange daar is en probeer uitvind hoeveel eksoplanete wentel om HIP 41378. Vergelyk dan u resultate met wat wetenskaplikes bepaal het nadat hulle hierdie planete bestudeer het, deur hierdie opsomming te lees.


Kyk die video: Kepler Telescope Found New Planets Better Than Earth (November 2022).