Sterrekunde

Strook helderheid in 'n sferiese stelsel

Strook helderheid in 'n sferiese stelsel


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.

My vraag het betrekking op die volgende probleem, gepubliseer in Galactic Dynamics deur Binney en Tremaine en gebaseer op 'n werk van Schwarzschild.

Ek sukkel spesifiek om die gegewe resultaat in deel (c) af te lei, wat ek dink te wyte is aan die verwarring rondom die definisie van strook helderheid. Kan iemand asseblief, met behulp van 'n diagram, verduidelik hoe $ x $ hou verband met die projeksie, $ R $, van die radius $ r $ op die lugvlak? Ek sukkel om wat te visualiseer $ x $ meet hier.


Dit is die helderheid in 'n reguit strook soos hierdie:

(Krediet: West 29 / CC BY-SA van hier af)

waar die middel van die strook 'n afstand verbygaan $ x $ vanaf die middel van die sirkel met die naaste benadering. As u vanaf die middel begin en uittrek, sal elke opeenvolgende strook 'n groter waarde hê van $ x $, maar $ x $ is 'n konstante vir 'n gegewe strook (met $ x = 0 $ vir die middelstrook).

Die enigste verskil in die prentjie is dat (a) die stroke 'n oneindige minimum breedte het $ dx $, en (b) hulle is oneindig lank eerder as die eindige sirkel wat hier getoon word.


Soortgelyke vrae

Wetenskap

Die Hertzsprung-Russell-diagram hieronder toon hoe die helderheid, oppervlaktemperatuur en kleur van sterre verband hou. Watter van hierdie waarnemings van Barnard's Star is waarskynlik akkuraat? * Onderskriflose beeld A Barnard's Star is

Wetenskap

Meervoudige keuse 1. Watter van die volgende terme verwys na 'n voorwerp wat om die son wentel en genoegsame swaartekrag het om bolvormig te wees, maar die area van sy baan nie verwyder het nie? (1 punt) komeet asteroïde dwergplaneet 2. Watter van die

Wetenskap

1.) Kyk asseblief na my antwoorde? Watter van die volgende planete word as 'n rotsagtige of aardse planeet beskou? A.) Venus **** B.) Neptunus C.) Saturnus D.) Uranus 2.) Watter van die volgende stellings oor die begin van die sonnestelsel

Sterrekunde

1. Hoe het die geosentriese model die retrograde beweging van planete verklaar? A. Die aarde beweeg vinniger in sy wentelbaan en gaan die ander planete verby. B. Die planete beweeg agteruit as hulle te naby aan die aarde kom. C. Die planete beweeg binne

Wetenskap

Watter van die volgende is waar vir al die buitenste planete? A: Baie van die materiaal in hierdie planete is solied. B: Die planete se oppervlak is rotsagtig. C: Hulle het baie mane. D: Hulle draai almal in dieselfde rigting. Plz

Engels

Watter lyne openbaar die moeilikste siening van Lawrence Ferlinghetti oor die moderne Amerikaanse samelewing? To the Oracle at Delphi deur Lawrence Ferlinghetti (uittreksel) Ek, Amerikus, die Amerikaner, het lank gelede in my moeder uit die donker gewerk, uit die

Wetenskap

1. hoe klassifiseer wetenskaplikes sterre? (1 punt) A. volgens grootte, afstand en kleur b. volgens grootte, afstand en helderheid c. volgens kleur, helderheid en afstand d. volgens grootte, helderheid en temperatuur

Wetenskap

In 'n tekening wat 'n skaalmodel van die sonnestelsel voorstel, word die son in die middel geplaas en word die planete in sirkels daaromheen getoon. Terwyl Mars in werklikheid 1,5 AE van die son af is, verskyn Mars in die model

Sterrekunde

Kyk na my antwoorde 1. Watter grootte is die meeste eksosolêre planete wat opgespoor is? A. Klein soos die maan B. Dieselfde grootte as die aarde C. Massiewer as Jupiter D. Massiewer as die son 2. Watter NASA-ruimtesending, gelanseer

Fisika

Bepaal die verandering in gravitasiekrag tussen twee planete as die massas van albei planete verdubbel word, maar die afstand tussen hulle bly dieselfde. Druk u antwoord as 'n heelgetal uit.

Wetenskap / sterrekunde

4. Watter van die volgende is 'n algemene kenmerk van die vier binneplanete? (1 punt) atmosfeer samestelling afstand vanaf die son rotsagtige oppervlaktes **** temperatuurbereik 5. Watter van die volgende is die kleinste aardse planeet?


Voorbereiding:

Die identifisering van 'n plek vir die uitstalling van die modelplanete is 'n belangrike deel van die voorbereiding vir hierdie aktiwiteit. Dit kan ook moeilik wees om voorwerpe te meet en te vind om die planete te gebruik. Ons het voorgestelde penkoppe en klein bolletjies voorgestel, maar enige rofweg simmetriese voorwerp met die geskatte deursnee kan gebruik word. Ons het die penne aan stukke papier vasgemaak om te vertoon.


Ligkromming-inversie

As daar genoeg ligkrommes uit verskillende geometrieë beskikbaar is, kan die vormmodel, die draai-asrigting en die rotasietydperk van 'n asteroïde afgelei word. Byvoorbeeld, 'n byna sferiese asteroïde sal konstant helder wees, terwyl 'n langwerpige asteroïde groot helderheidsvariasies sal vertoon as dit op die rand gesien word en klein variasies as dit op die punt gesien word. Die proses van die vorm en spin-rekonstruksie van ligkrommes word genoem ligkromming-inversie. Vanuit 'n wiskundige oogpunt is inversie van 'n ligte kurwe 'n mooi en interessante voorbeeld van 'n omgekeerde probleem. Daar kan aangetoon word dat 'n eenheid konvekse vormmodel van 'n asteroïde kan afgelei word van die ligkrommes daarvan. Vanuit 'n astronomiese oogpunt stel die ligkromme-inversiemetode ons in staat om die basiese fisiese eienskappe van individuele asteroïdes te openbaar deur hul ligkrommes om te keer. Tot dusver is modelle vir meer as 200 asteroïdes op hierdie manier afgelei. Dit word in die databasis van asteroïdemodelle van inversietegnieke (DAMIT) gestoor.


Strookhelderheid in 'n sferiese stelsel - Sterrekunde

Meade LXD55-reeks teleskope bied 'n nuwe vlak van verfyning en presisie teen 'n matige prys. Al vyf die modelle van die reeks, insluitend drie Schmidt-Newtonians en twee achromatiese vuurvaste, sluit die eksklusiewe Meade LXD55-ekwatoriaalbeslag met Autostar-beheerstelsel in.

Die Meade Schmidt-Newtoniaanse optiese stelsel. Die hoogs asferiese regstellingsplaat korrigeer die sferiese aberrasie wat deur die primêre spieël in die beeld geïnduseer word.

Schmidt-Newtonse optiese stelsels: Schmidt-Newtoniaanse optika, wat geheel en al vervaardig word in die Meade Irvine-aanleg, lewer diffraksie-beperkte optika van die LXD55-reeks akkurate sterrebeelde oor uiters wye velde, met die helfte van die koma van paraboloïede met dieselfde fokusverhoudings. Gekombineer met 'n vinnige f / 4 (8 & quot; 10 & quot;) of f / 5 (6 & quot) optika, lewer die standaard-toerusting Super Pl ssl 26mm okularis 'n werklike veld van meer as 1.3 , vir briljante, rykveldbeelding van newels, sterrestelsels, en sterretrosies. Kragtige maan- en planetêre beelde onthul subtiele detail wat dikwels verlore gaan in teleskope met 'n mindere optiese resolusie. Die optika is gemonteer in bewerkte aluminiumselle wat op wit geëmailleerde metaalbuisies gemonteer is. Elke buis aanvaar die reuse-Meade-rek-en-rond-fokus met okulêre houers vir beide 1,25 & quot en 2 & quot-okulare.

Alle teleskope van die LXD55-reeks sluit 'n verligte polêre belyningsvinder as standaardtoerusting in.

LXD55 Ekwatoriale houer: Die nuwe Meade LXD55 Duitse soort ekwatoriale montering is ontwerp deur Meade-ingenieurs en vervaardig van bewerkte aluminium vir hoëprestasie-foto-visuele waarneming, en beweeg moeiteloos oor die lug in die volg- of outomatiese GO TO-modus. Handmatige aanpassingskontroles in azimut (horisontaal) en hoogte (breedtehoek) vergemaklik die inrigting van die bevestiging op die hemelpaal. Die standaard-toerusting polariseringssoeker, met 'n verligte draadkoord vir maklike sigbaarheid teen die naghemel, bied visuele bevestiging van die presiese belyning .

Alle teleskope van die LXD55-reeks bevat 'n houer vir 'n vinnige ontgrendeling, sodat elke optiese buis-met-wieg-ringe vasgemaak kan word as 'n eenheid uit die houer vir vervoer in die veld.

Die # 497 Autostar-rekenaarbeheerder vind outomaties meer as 30 000 databasisvoorwerpe op.

Autostar dubbelas elektroniese beheerstelsel: 'N Openbaring van gevorderde elektroniese en sagteware-ontwerp, die eksklusiewe patent-hangende Meade Autostar-stelsel, wat standaardtoerusting by elke LXD55-reeks-teleskoop bevat, laat 'n ongelooflike verskeidenheid funksies toe wat nog nooit voorheen in hierdie prys- en diafragma-klas aan teleskope aangebied is nie:

    13 235 diep lugvoorwerpe - sterrestelsels versprei en planetêre newelstersterre versamel die volledige katalogusse van Messier, Caldwell, IC en NGC.

16 800 sterre gesorteer volgens name, SAO-katalogusnommers, dubbel- en veranderlike sterre.

50 voorwerpe in die sonnestelsel 8 hoofplanete vanaf Mercurius tot Pluto die Maan 26 asteroïdes 15 komete.

50 aardsatelliete 200 geheueplekke vir voorwerpe wat deur die gebruiker gedefinieër word.

Outomatiese GO TO-vermoë aan enige voorwerp van bekende RA en deklinasie.

Nege kiesbare snel- en stadige bewegingsnelhede: 4.5 , 3 en 1.5 / sek, 128x, 64x, 16x, 8x, 2x en 1x sideries.

Outomatiese syfersnelheidsporing in RA hou voorwerpe presies in die veld gesentreer.

Beheer van die teleskoop via u rekenaar en volledige opgradering via die internet, met behulp van die RS-232-koppelvlak. (Vereis opsionele verbindingsstel nr. 505.)

Batterypak (12 v GS): Ingesluit by elke LXD55-reeks-teleskoop, rus die batterypak op die teleskoop se bykomstige rak en steek dit in die bedieningspaneel. Die batterypak aanvaar agt (deur die gebruiker voorsien) D-selbatterye, wat die teleskoop langer as 40 uur aandryf.

Astrofotografie en CCD-beelding: Die Meade LXD55-reeks Schmidt-Newtonians is gewapen met hul vinnige fotosnelheid en is ideaal vir die ruimte-ruimte-astrofotografie en CCD-beelding op die belangrikste fokus van die teleskoop. Spektakulêre, wye veldbeelde van uitgebreide newels (bv. Die Lagoon-newel, M8, die Orion-newel, M42 of die Trifid-newel, M20) kan in minimale blootstellingstye verkry word.

Meade LXD55-reeks Schmidt-Newtonians maak die lug oop vir beelde en vermoëns wat voorheen nie beskikbaar was in teleskope van hul opening en prysvlakke nie. Oorweeg wat 'n Meade LXD55-teleskoop vir u waarnemings- en beeldprogramme kan doen:

Model SN-6: 6 & quot f / 5 Schmidt-Newtonian Let op honderde sterrestelsels, newels en sterretrosies van alle soorte, u eerste aand uit, en honderde meer die volgende aand, deur eenvoudig op die Autostar GO TO-drukknop te druk. Kyk hoe die teleskoop moeiteloos en outomaties van die grootste planeet na die asteroïde na die sterrestelsel na die newel beweeg teen 4,5 / sekonde, en elke voorwerp in die middel van die teleskopiese veld plaas. Bestudeer fyn foutlyne op die maan, strukturele detail in Jupiter se wolkgordels en Rooi vlek, die Cassini-afdeling in Saturnus se ringe, en nog baie meer. Let op die sterk gefokusde sterbeelde oor die hele gesigsveld, terwyl 'n groot hoeveelheid van die koma gewoonlik gesien word met vinnige paraboloïdale spieëls, terwyl u groot galaktiese of newelvormige voorwerpe soos die Andromeda-sterrestelsel (M31) waarneem. Die Meade 6 & quot Schmidt-Newtonian is in staat om 'n ongelooflike verskeidenheid diepruimtebeelde in die okularis vas te lê.

Model SN-8: 8 & quot f / 4 Schmidt-Newtonian Met 78% meer ligversamelingskrag as die SN-6, verdriedubbel die 8 & quot-model SN-8 ongeveer die aantal waarneembare voorwerpe in die diep ruimte en los dit ook uiters fyn planetêre besonderhede op: Jupiter se wolkgordels word gesien as 'n web van ingewikkelde diskontinuïteitsgange en skaduwee-deurgange van Jupiter se hoofsatelliete is waarneembaar ses van Saturnus se satelliete kan gesien word in rewolusie oor die planeet. Dieper ruimtelike verskynsels kan dramaties verhoog word met die groter diafragma van 8 & quot, aangesien Autostar die teleskoop outomaties van een skouspelagtige voorwerp na die volgende skuif. Let op al 110 voorwerpe in die Messier-katalogus, sowel as duisende voorwerpe in die Nuwe Algemene Katalogus (NGC) en Indeks-katalogus (IC), waar sterrestelsels, newels en sterretrosse opgespoor word tot grootte 14. CCD-beelde by die teleskoop se eerste f / 4 fokus toon 'n nuwe vlak van resolusie en detail na slegs 'n paar minute blootstelling.

Bo, van links na regs: Meade 6 & quot f / 5, 8 & quot f / 4, 10 & quot f / 4 LXD55-reeks Schmidt-Newton-teleskope. Elke teleskoop word volledig gestuur met alle getoonde toerusting.

Model SN-10: 10 & quot f / 4 Schmidt-Newtonian Die 10 & quot Model SN-10 is 'n kwantumsprong in die helderheid en resolusie van die beeld en sorg vir 'n leeftyd van ernstige studie in die ruimte of binne die sonnestelsel. Gebruik Autostar om 'n outomatiese toer te neem deur byvoorbeeld die 200 helderste diffuse newels, spiraalvormige sterrestelsels en bolvormige sterretrosse. Of scan die oppervlak van die maan met groot vergroting met Autostar se drukknop elektroniese slow-motion-regeling. Laat Autostar die buitenste planete Uranus en Neptunus, wat nou sigbaar is as eindige grootte bolle, of Pluto, in die veld opspoor en sentreer op die waarneembaarheid van die teleskoop. Gebruik die Meade # 140 2x Barlow Lens om die effektiewe brandpuntsafstand van die teleskoop te verdubbel, ongeag die resolusie, en bestudeer die oppervlakdetails op Mars, Jupiter en Saturnus met groot vergrotings. Die SN-10 bied wye, uiters helder sterrevelde by laer magte, terwyl dit onder gunstige sienende omstandighede merkwaardige maan- en planetêre besonderhede by hoër magte oplos. Dit is 'n ongewone waarnemer wat moontlik die vermoëns van die Meade 10 & quot LXD55 sal ontgroei.

Meade Model AR-6 6 & quot f / 8 Achromatiese brekingteleskoop. Die teleskoop word as standaardtoerusting voorsien met al die funksies wat getoon word, insluitend optiese buissamestelling, ekwatoriale montering, Autostar-beheerstelsel, Super Plessl 26mm-okular en 8x50-soeker.

Meade LXD55-reeks Achromatiese refraktors: Met objektiewe lense wat die teoretiese grense vir hul diafragma bereik, bied Meade 5 & quot en 6 & quot LXD55-refraktore al die diffraksie-beperkte optiese prestasie wat verkry kan word uit die klassieke 2-element achromatontwerp. Veral diepruimtebeelde is ryk aan resolusie en kontras, met 'n minimum van chromatiese afwyking.

Die LXD55-kontrolepaneel is gerieflik onder die boonste peiling van die poolas geleë en bevat 4 verbindings en die AAN-AAN-skakelaar.

LXD55 Ekwatoriale houer: Beide refraktors bevat die Meade LXD55-ekwatoriale montering vir gladde, moeitelose spoorsnelheidsopsporing in RA of vir outomatiese GO-aksie met dubbele as met 4,5 / sekonde met die standaard-toerusting Autostar-handbeheerder. Presiese wurmratte op albei asse verseker lae-terugslagwerking by al nege Autostar-snelhede. 'N 12 v GS-batterypak rus op die teleskoop se bykomstige rak en gebruik albei instrumente langer as 40 uur vanaf agt (deur die gebruiker voorsien) D-selbatterye.

Autostar dubbelas elektroniese beheerstelsel: Soek een van 30 223 hemelse voorwerpe in die Autostar-databasis - outomaties - met een druk op die GO TO-knoppie.

Waarneming met 'n Meade 5 & quot of 6 & quot refractor is 'n ervaring anders as by ander teleskope, want die groot onbelemmerde, duidelike diafragma's van die refraktore maak 'n resolusie en hoë kontras moontlik, wat normaalweg voorbehou word vir groter instrumente van ander soorte.

Meade 5 & quot en 6 & quot Achromatic Refractors word gestuur met die LXD55-ekwatoriale montering, Autostar dubbelas-beheerstelsel en bykomstighede.

Model AR-5: 5 & quot f / 9 Achromatic Refractor Verken meer as 30.000 van Autostar se databasisvoorwerpe - sterrestelsels, newels en sterretrosse - of enige voorwerp van bekende RA en Desember, aangesien die teleskoop outomaties teen 4.5 / sek beweeg. om elke voorwerp op te spoor en te sentreer. Die AR-5 lewer bevredigende beelde van die maan en planete: gebruik die Autostar-langtermyn-drukknoppies om met groot krag oor die maanoppervlak te beweeg of om die oppervlakdetail op Jupiter en Saturnus op te los.


Eerste studie met satellietdata van eksoplanet beskryf een van die mees ekstreme planete in die heelal

Wanneer 'n planeet voor sy ster verbygaan, gesien vanaf die aarde, lyk die ster vir 'n kort tydjie flouer. Hierdie verskynsel word 'n transito genoem. Wanneer die planeet agter die ster verbygaan, word die lig wat deur die planeet uitgestraal en / of weerkaats word, vir 'n kort tydjie verduister. Hierdie verskynsel word okkultasie genoem. Krediet: © ESA

CHEOPS hou sy belofte: waarnemings met die ruimteteleskoop het besonderhede van die eksoplanet WASP-189b onthul - een van die mees ekstreme planete wat bekend is. CHEOPS is 'n gesamentlike missie van die Europese Ruimteagentskap (ESA) en Switserland, onder toesig van die Universiteit van Bern in samewerking met die Universiteit van Genève.

Agt maande nadat die ruimteteleskoop CHEOPS met sy missie begin het, is die eerste wetenskaplike publikasie uitgegee met behulp van data van CHEOPS. CHEOPS is die eerste ESA-missie wat gewy is aan die kenmerk van bekende eksoplanete, sterre buite die sonnestelsel. Eksoplanete is die eerste keer in 1995 gevind deur twee Switserse sterrekundiges, Michel Mayor en Didier Queloz, wat verlede jaar die Nobelprys vir hierdie ontdekking ontvang het. CHEOPS is ontwikkel as deel van 'n vennootskap tussen ESA en Switserland. Onder die leiding van die Universiteit van Bern en ESA was 'n konsortium van meer as 100 wetenskaplikes en ingenieurs uit 11 Europese state betrokke by die konstruksie van die satelliet oor vyf jaar. Die Science Operations Centre of CHEOPS is geleë in die sterrewag van die Universiteit van Genève.

Met behulp van data van CHEOPS het wetenskaplikes onlangs 'n gedetailleerde studie van die eksoplanet WASP-189b gedoen. Die resultate is pas aanvaar vir publikasie in die tydskrif Sterrekunde & Astrofisika. Willy Benz, professor in astrofisika aan die Universiteit van Bern en hoof van die CHEOPS-konsortium, het gesê: "Hierdie waarnemings toon aan dat CHEOPS ten volle voldoen aan die hoë verwagtinge rakende die prestasie daarvan."

Een van die mees ekstreme planete in die heelal

WASP-189b, die teiken van die CHEOPS-waarnemings, is 'n eksoplanet wat om die ster HD 133112 wentel, een van die warmste sterre waarvan bekend is dat dit 'n planetêre stelsel het. "Die WASP-189-stelsel is 322 ligjare weg en is geleë in die sterrebeeld Weegskaal (die weegskaal)," verduidelik Monika Lendl, hoofskrywer van die studie van die Universiteit van Genève, en lid van die Nasionale Sentrum vir Bevoegdheid in Research PlanetS .

"WASP-189b is veral interessant omdat dit 'n gasreus is wat baie naby aan sy gasheerster wentel. Dit neem minder as drie dae voordat dit sy ster omring, en dit is 20 keer nader aan die ster as wat die aarde aan die son is. , "Sê Monika Lendl. Die planeet is meer as 1,5 keer so groot soos Jupiter, die grootste planeet van die sonnestelsel.

Monika Lendl verduidelik verder dat planetêre voorwerpe soos WASP-189b baie eksoties is: "Hulle het 'n permanente dagkant, wat altyd blootgestel word aan die lig van die ster, en dus 'n permanente nagkant." Dit beteken dat sy klimaat heeltemal verskil van die gasreuse Jupiter en Saturnus in ons sonnestelsel. "Op grond van die waarnemings met behulp van CHEOPS, skat ons die temperatuur van WASP-189b op 3 200 grade Celsius. Planete soos WASP-189b word 'ultra-warm Jupiters' genoem. Yster smelt by so 'n hoë temperatuur en word selfs gasagtig. Hierdie voorwerp is een van die mees ekstreme planete wat ons tot dusver ken, 'sê Lendl.

Inligtinggrafiek van die WASP 189-stelsel. Krediet: © ESA

Baie akkurate helderheidsmetings

"Ons kan nie die planeet self sien nie, want dit is te ver weg en te naby aan sy gasheerster, daarom moet ons op indirekte metodes staatmaak," verduidelik Lendl. Hiervoor gebruik CHEOPS baie presiese helderheidsmetings: Wanneer 'n planeet voor sy ster verbygaan, gesien vanaf die aarde, lyk die ster vir 'n kort tydjie flouer. Hierdie verskynsel word 'n transito genoem. Monika Lendl sê: "Omdat die eksoplaneet WASP-189b so naby aan sy ster is, is die dagkant daarvan so helder dat ons selfs die 'ontbrekende' lig kan meet as die planeet agter sy ster verbygaan, dit word 'n okkultasie genoem. Ons het verskeie waargeneem sulke okkulasies van WASP-189b met CHEOPS. Dit blyk dat die planeet nie baie sterlig weerkaats nie. In plaas daarvan word die meeste sterlig opgeneem deur die planeet, verhit dit en laat dit skyn. "

Die navorsers meen dat die planeet nie baie weerkaatsend is nie, omdat daar aan die dag van die dag geen wolke voorkom nie. "Dit is nie verbasend nie, aangesien teoretiese modelle ons vertel dat wolke nie by sulke hoë temperature kan vorm nie," sê Lendl.

Willy Benz sê: "Ons het ook gevind dat die vervoer van die gasreus voor sy ster asimmetries is. Dit gebeur as die ster helderder en donkerder sones op sy oppervlak het. Danksy CHEOPS-data kan ons aflei dat die ster self draai. so vinnig dat sy vorm nie meer bolvormig is nie, maar ellipsoïdaal. Die ster word by sy ewenaar na buite getrek. "

Kunstenaar se indruk van CHEOPS. Krediet: © ESA / ATG medialab

Die ster waaromheen WASP-189b wentel, verskil baie van die son. Monika Lendl sê: "Die ster is aansienlik groter en meer as 2000 grade Celsius warmer as ons son. Omdat dit so warm is, lyk die ster blou en nie geelwit soos die son nie."

Willy Benz sê: 'Daar is bekend dat slegs 'n handjievol planete om sulke warm sterre wentel, en hierdie stelsel is verreweg die helderste.' Gevolglik vorm dit 'n maatstaf vir verdere studies. "Ons verwag verdere skouspelagtige bevindings op eksoplanete danksy waarnemings met CHEOPS. Die volgende artikels is reeds in voorbereiding."


Die kode wat gebruik word om die 3D-vorm te genereer, is vrylik beskikbaar op https://github.com/matvii/ADAM. Die kode wat gebruik word om die SPH-simulasies uit te voer, is vrylik beskikbaar by https://gitlab.com/sevecekp/sph.

Takir, D. & amp Emery, J. P. Buitenste hoofriem asteroïdes: identifikasie en verspreiding van vier spektrumgroepe van 3 μm. Ikarus 219, 641–654 (2012).

Vernazza, P. et al. Verskillende oorspronge of verskillende evolusies? Dekodering van die spektrale diversiteit onder C-tipe asteroïdes. Astron. J. 153, 72 (2017).

Carruba, V., Domingos, R. C., Huaman, M. E., dos Santos, C. R. & amp Souami, D. Dinamiese evolusie en chronologie van die Hygiea-asteroïedefamilie. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 437, 2279–2290 (2014).

Vernazza, P. et al. Die impakkrater aan die begin van die Julia-familie wat met VLT / SPHERE opgespoor is? Astron. Astrofis. 618, A154 (2018).

Thalmann, C. et al. SPHERE ZIMPOL: oorsig en prestasiesimulasie. Prok. SPIE 7014, 70143F (2008).

Fusco, T. et al. Ontwikkeling van astronomiese beelde verkry vanaf teleskope op die grond met aanpasbare optika. Prok. SPIE 4839, 1065–1075 (2003).

Fetick, R. et al. Maak die gaping tussen waarnemings op aarde en interplanetêre missies: Vesta gesien deur VLT / SPHERE. Astron. Astrofis. 623, A6 (2019).

Viikinkoski, M., Kaasalainen, M. & amp Durech, J. ADAM: 'n algemene metode vir die gebruik van verskillende datatipes in asteroïedrekonstruksie. Astron. Astrofis. 576, A8 (2015).

Michalowski, T. et al. Die draai-vektor van asteroïde 10 Hygiea. Astron. Astrofis. Voorsien Ser. 91, 53–59 (1991).

Chandrasekhar, R. Ellipsoïede figure van ewewig (Dover-publikasies, 1987).

Park, R. S. et al. Hoë resolusie vormmodel van Ceres uit stereofotoklinometrie deur gebruik te maak van Dawn beelddata. Ikarus 319, 812–827 (2019).

Nesvorný, D., Brož, M. & amp Carruba, V. in Asteroïdes IV (reds Michel, P. et al.) 297–321 (Univ. Arizona Press, 2015).

Thomas, P. C. et al. Impakgrawing op asteroïde 4 Vesta: Hubble-ruimteteleskoop. Wetenskap 277, 1492–1495 (1997).

Benz, W. & amp Asphaug, E. Impak simulasies met fraktuur. I. Metode en toetse. Ikarus 107, 98–116 (1994).

Jutzi, M., Holsapple, K., Wünneman, K. & amp Michel, P. in Asteroids IV (reds Michel, P. et al.) 679–699 (Univ. Arizona Press, 2015).

Ševeček, P. et al. SPH /Nliggaamsimulasies van klein (D = 10 km) asteroïdale breuke en verbeterde parametriese verhoudings vir Monte-Carlo botsingsmodelle. Ikarus 296, 239–256 (2017).

Tillotson, J. H. Metaalvergelykings vir staatseffekte Algemene atoomverslag GA-3216 (General Dynamics, 1962).

von Mises, R. Mechanik der festen Körper in plastisch-deformablen Zustand. Nachr. d. Kgl. Ges. Wys. Göttingen, Wiskunde-phys. Klasse 4, 582–592 (1913).

Grady, D. & amp Kipp, M. Kontinuum modellering van plofbare fraktuur in olieskaal. Int. J. Rock Mech. Min. Sci. 17, 147–157 (1980).

Barnes, J. & amp Hut, P. 'n Hiërargiese O (N Meld N) kragberekeningsalgoritme. Aard 324, 446–449 (1986).

Michel, P., Benz, W., Tanga, P. & amp Richardson, D. C. Botsings en gravitasie-heropeenhoping: die vorming van asteroïdesfamilies en satelliete. Wetenskap 294, 1696–1700 (2001).

Tanga, P., Hestroffer, D., Delbo, M. & amp Richardson, D. C. Asteroïde rotasie en vorms uit numeriese simulasies van gravitasie-herakkumulasie. Planeet. Ruimte wetenskap. 57, 193–200 (2009).

Melosh, H. J. & amp Ivanov, B. A. Impak van krater ineenstorting. Ann. Eerwaarde Earth Planet. Sci. 27, 385–415 (1999).

Riller, U. et al. Gesteentevloeiing tydens piekringvorming van groot impakstrukture. Aard 562, 511–518 (2018).

Jutzi, M., Asphaug, E., Gillet, P., Barrat, J.-A. & amp Benz, W. Die struktuur van die asteroïde 4 Vesta soos geopenbaar deur modelle van botsings op planeetskaal. Aard 494, 207–210 (2013).

Wadell, H. Volume, vorm en rondheid van kwartsdeeltjies. J. Geol. 43, 250–280 (1935).

Warner, B. D., Harris, A. W. & amp Pravec, P. The asteroid lightcurve database. Ikarus 202, 134–146 (2009).

Jehin, E. et al. TRAPPIST: TREnsiting Planets and PlanetesImals Small Telescope. Boodskapper 145, 2–6 (2011).

Pettengill, G. H., Ford, P. G., Johnson, W. T. K., Raney, R. K. & amp Soderblom, L. A. Magellan: radarprestasie en dataprodukte. Wetenskap 252, 260–265 (1991).

Thomas, P. C. et al. Die vorm van Gaspra. Ikarus 107, 23–36 (1994).

Hudson, R. S. et al. Asteroïde radarvormmodelle, 6489 Golevka PDS ID OOR-A-5-DDR-RADARSHAPE-MODELLE-V1.1: RSHAPES-6489GOLEVKA-200006 (NASA PDS, 2000).

Ostro, S. J. et al. Asteroïde radarvormmodelle, 1620 Geographos PDS ID OOR-A-5-DDR-RADARSHAPE-MODELS-V1.1: RSHAPES-1620GEOGRAPHOS-200006 (NASA PDS, 2000).

Smith, D. E. et al. Mars Orbiter Laser Altimeter: eksperimentopsomming na die eerste jaar van wêreldwye kartering van Mars. J. Geophys. Res. 106, 23689–23722 (2001).

Jorda, L. et al. Asteroïde (2867) Steins: vorm, topografie en globale fisiese eienskappe van OSIRIS-waarnemings. Ikarus 221, 1089–1100 (2012).

Preusker, F. et al. Stereofotogrammetries afgeleide topografie van asteroïde (4) Vesta. Prok. Amerikaanse geofisiese unie, vergadering nommer 93 abstr. P43E-05 (2012).

Jaumann, R. et al. Vesta se vorm en morfologie. Wetenskap 336, 687–690 (2012).

Farnham, T. L. Vormmodel van Asteroïde 21 Lutetia PDS ID RO-A-OSINAC / OSIWAC-5-LUTETIA-SHAPE-V1.0 (NASA PDS, 2013).

Preusker, F. et al. Topografie van Mercurius: 'n wêreldmodel van MESSENGER orbitale stereokaarte. Prok. Negende konferensie Europese planetêre wetenskapkongres Vol. 9 abstr. EPSC2014-709 (2014).

Preusker, F. et al. Dagbreek by Ceres — vormmodel en rotasietoestand. Prok. 47ste maan- en planetêre wetenskapskonferensie 1954 (LPI, 2016).

Viikinkoski, M. et al. (16) Psyche: 'n mesosiderietagtige asteroïde? Astron. Astrofis. 619, L3 (2018).

Hanuš, J. et al. Die vorm van (7) Iris as bewys van 'n oeroue groot impak? Astron. Astrofis. 624, A121 (2019).

Hiesinger, H. et al. Kratering op Ceres: implikasies vir die kors en evolusie daarvan. Wetenskap 353, aaf4759 (2016).

Bland, M. T. et al. Samestelling en struktuur van die vlak ondergrond van Ceres onthul deur kratermorfologie. Nat. Geosci. 9, 538–542 (2016).

Knezevic, Z. & amp Milani, A. Behoorlike elementkatalogusse en asteroïdes. Astron. Astrofis. 403, 1165–1173 (2003).

Zappala, V., Cellino, A., Farinella, P. & amp Milani, A. Asteroid families. II. Uitbreiding na ongenommerde asteroïdes met meer posisies. Astron. J. 107, 772–801 (1994).

Ivezic, Ž. et al. Sonstelsel-voorwerpe waargeneem in die Sloan Digital Sky Survey-inbedryfstellingsdata. Astron. J. 122, 2749–2784 (2001).

Nugent, C. R. et al. NEOWISE Heraktiveringsmissie jaar een: voorlopige asteroïedediameters en albedos. Astrofis. J. 814, 117 (2015).

Usui, F. et al. Asteroïde katalogus met behulp van AKARI: AKARI / IRC Mid-infrarooi asteroïde-opname. Kroeg. Astron. Soc. Jpn 63, 1117–1138 (2011).

Schäfer, C. et al. 'N Gladde deeltjie-hidrodinamika-kode om botsings tussen vaste, selfgraviterende voorwerpe te modelleer. Astron. Astrofis. 590, A19 (2016).

Collins, G. S., Melosh, H. J. & amp Ivanov, B. A. Modellering van skade en vervorming in impaksimulasies. Met. Planeet. Sci. 39, 217–231 (2004).

Silber, E. A., Osinski, G. R., Johnson, B. C. & amp Grieve, R. A. F. Effek van impaksnelheid en akoestiese fluidisering op die eenvoudig-tot-komplekse oorgang van maankraters. J. Geophys. Res. Planete 122, 800–821 (2017).


Een van die mees ekstreme planete in die heelal wat met CHEOPS-ruimteteleskoop geanaliseer is

Agt maande nadat die ruimteteleskoop CHEOPS met sy reis na die ruimte begin het, is die eerste wetenskaplike publikasie uitgegee met behulp van data van CHEOPS.

CHEOPS is die eerste ESA-missie wat gewy is aan die kenmerk van bekende eksoplanete. Eksoplanete, dws planete buite die sonnestelsel, is die eerste keer in 1995 gevind deur twee Switserse sterrekundiges, Michel Mayor en Didier Queloz, wat verlede jaar die Nobelprys vir hierdie ontdekking ontvang het. CHEOPS is ontwikkel as deel van 'n vennootskap tussen ESA en Switserland. Onder die leiding van die Universiteit van Bern en ESA was 'n konsortium van meer as honderd wetenskaplikes en ingenieurs uit elf Europese state betrokke by die konstruksie van die satelliet oor vyf jaar. Die Science Operations Centre of CHEOPS is geleë in die sterrewag van die Universiteit van Genève.

Met behulp van data van CHEOPS het wetenskaplikes onlangs 'n gedetailleerde studie van die eksoplanet WASP-189b gedoen. Die resultate is pas aanvaar vir publikasie in die tydskrif Sterrekunde & astrofisika. Willy Benz, professor in astrofisika aan die Universiteit van Bern en hoof van die CHEOPS-konsortium, was verheug oor die bevindinge: & # 8220Hierdie waarnemings toon dat CHEOPS ten volle voldoen aan die hoë verwagtinge rakende die prestasie daarvan. & # 8221

Wanneer 'n planeet voor sy ster verbygaan, gesien vanaf die aarde, lyk die ster vir 'n kort tydjie flouer. Hierdie verskynsel word 'n transito genoem. Wanneer die planeet agter die ster verbygaan, word die lig wat deur die planeet uitgestraal en / of weerkaats word, vir 'n kort tydjie verduister. Hierdie verskynsel word okkultasie genoem. Krediet: © ESA

Een van die mees ekstreme planete in die heelal

WASP-189b, die teiken van die CHEOPS-waarnemings, is 'n eksoplanet wat om die ster HD 133112 wentel, een van die warmste sterre waarvan bekend is dat dit 'n planetêre stelsel het. & # 8220Die WASP-189-stelsel is 322 ligjare weg en geleë in die sterrebeeld Weegskaal (die weegskaal), & # 8221 verduidelik Monika Lendl, hoofskrywer van die studie van die Universiteit van Genève, en lid van die Nasionale Sentrum vir Bevoegdheid in Research PlanetS.

& # 8220WASP-189b is veral interessant omdat dit 'n gasreus is wat baie naby sy gasheerster wentel. Dit neem minder as 3 dae voordat dit sy ster omring, en dit is 20 keer nader daaraan as die aarde aan die son, & # 8221 Monika Lendl beskryf die planeet, wat meer as anderhalf keer so groot is as Jupiter. , die grootste planeet van die sonnestelsel.

Infografiese inligting van die WASP 189-stelsel. Krediet: © ESA

Monika Lendl verduidelik verder dat planetêre voorwerpe soos WASP-189b baie eksoties is: & # 8220Hulle het 'n permanente dagkant, wat altyd blootgestel word aan die lig van die ster, en gevolglik 'n permanente nagkant. & # 8221 Dit beteken dat sy klimaat verskil heeltemal van die gasreuse Jupiter en Saturnus in ons sonnestelsel. & # 8220 Op grond van die waarnemings met behulp van CHEOPS, skat ons die temperatuur van WASP-189b op 3 200 grade Celsius. Planete soos WASP-189b word & # 8220ultra-hot Jupiters genoem. & # 8221 Yster smelt by so 'n hoë temperatuur en word selfs gasagtig. Hierdie voorwerp is een van die mees ekstreme planete wat ons tot dusver ken, & # 8221 sê Lendl.

Baie akkurate helderheidsmetings

& # 8220Ons kan nie die planeet self sien nie, want dit is te ver weg en te naby aan sy gasheerster, daarom moet ons op indirekte metodes staatmaak, & # 8221 verduidelik Lendl. Hiervoor gebruik CHEOPS baie presiese helderheidsmetings: Wanneer 'n planeet voor sy ster verbygaan, gesien vanaf die aarde, lyk die ster vir 'n kort tydjie flouer. Hierdie verskynsel word 'n transito genoem. Monika Lendl verduidelik: & # 8220Omdat die eksoplanet WASP-189b so naby aan sy ster is, is die dagkant daarvan so helder dat ons selfs die & # 8216 ontbrekende & # 8217 lig kan meet as die planeet agter sy ster verbygaan, word dit 'n okkultasie genoem. Ons het verskeie sulke okkulasies van WASP-189b met CHEOPS waargeneem, & # 8221 sê Lendl. & # 8220 Dit blyk dat die planeet nie baie sterlig weerspieël nie. In plaas daarvan word die grootste deel van die sterlig deur die planeet opgeneem, verhit dit en laat dit skyn. & # 8221 Die navorsers glo dat die planeet nie baie weerkaatsend is nie omdat daar aan die dag van die dag geen wolke is nie: & # 8220Dit is nie verbasend nie, soos teoretiese modelle ons vertel dat wolke nie by sulke hoë temperature kan vorm nie. & # 8221

En die ster is ook spesiaal

& # 8220Ons het ook gevind dat die vervoer van die gasreus voor sy ster asimmetries is. Dit gebeur as die ster helderder en donkerder gebiede op sy oppervlak het, & # 8221 voeg Willy Benz by. “Thanks to CHEOPS data, we can conclude that the star itself rotates so quickly that its shape is no longer spherical but ellipsoidal. The star is being pulled outwards at its equator.” continues Benz.

The star around which WASP-189b orbits is very different from the sun. Monika Lendl says: “The star is considerably larger and more than two thousand degrees Celsius hotter than our sun. Because it is so hot, the star appears blue and not yellow-white like the sun.” Willy Benz adds: “Only a handful of planets are known to orbit such hot stars, and this system is the brightest by far.” As a consequence, it forms a benchmark for further studies.

In conclusion, Willy Benz explains: “We are expecting further spectacular findings on exoplanets thanks to observations with CHEOPS. The next papers are already in preparation.”

Reference: “The hot dayside and asymmetric transit of WASP-189 b seen by CHEOPS” by M. Lendl, Sz. Csizmadia, A. Deline, L. Fossati, D. Kitzmann, K. Heng, S. Hoyer, S. Salmon, W. Benz, C. Broeg, et al. Accepted 17 September 2020, Sterrekunde & astrofisika.
DOI: 10.1051/0004-6361/202038677


Detectors, Signal-to-Noise, and Detection Limits

17.3 DETECTION LIMITS AND SIGNAL-TO-NOISE RATIO

Most telescope/instrument systems are used for observations that are at or near the limits of the system. These limits are due to source faintness, sky background, limited observing time, detector noise, or any combination of these. It is therefore important to determine how each of these affects the magnitude limit that can be reached at a given SNR. Treatments like the one that follows have been given by several authors, including Baum (1962) , Code (1973) , and Bowen (1964) . References are listed at the end of the chapter.

In this section we consider three types of observations and the relation between source brightness, exposure time, and SNR in the presence of various factors that degrade the SNR. Types of observations discussed include stellar photometry, slit-limited spectroscopy at various resolutions, and slitless spectroscopy. For each observation mode we illustrate the general results with graphs for the HST and large ground-based telescopes of various diameters, using detector characteristics suitable for each. We assume in all cases that the light is collected by a single telescope situations in which an array of telescopes sends light to one or more instruments are discussed by Cede (1973) .

We begin with the expression for the photon flux collected by a telescope of diameter D and transmitted to the detector. For a star of apparent magnitude m, the signal flux is

where we set π(1 - ɛ 2 )/4 = 0.7, assuming a typical ɛ for a Cassegrain telescope. This factor is included in all the relations that follow. The remaining factors in Eq. (17.3.1) are defined as follows: N0 = 10 4 photons/(sec cm 2 nm) for a zero-magnitude A0 star at a wavelength of 550 nm, τ is the system transmittance from the top of the atmosphere to the detector (not including slit losses), and Δλ is the bandpass of the instrument used. For photometry the bandpass is defined by a filter for spectroscopy the bandpass is set by the spectrometer.

The photon flux from the sky background is given by

where Δλ′ is the bandpass of sky on the detector, m′ is sky brightness in magnitudes per arc-second squared, and ϕϕ′ is the detector area in arc-seconds squared projected on the sky. For stellar photometry and slit spectroscopy Δλ′ = Δλ for slitless spectroscopy the two bandpasses are different.

In terms of photon flux, quantum efficiency Q, and exposure time t, we write Eq. (17.2.2) as

waar C en R are the dark counts per sec and rms read noise, respectively, as used in Eq. (17.2.6) , and 〈 nu 〉 is the sum of all contributors to the noise.

The factor κ in Eq. (17.3.3) is included to account for factors not included in the transmittance of the system. In some photometric modes, for example, some fraction of the flux in a stellar image may not fall on a given pixel or group of pixels. For the HST, for example, the fraction of the energy on a set of pixels centered on the image depends on the camera mode. The same is true for a ground-based telescope measuring an image with a Gaussian profile. For slit spectroscopy part of the image at the entrance slit may be intercepted by the slit jaws and not reach the detector, or the signal of interest may be the core of an absorption line. The factor κ can account for these factors.

Other useful forms of Eq. (17.3.3) are obtained by solving this relation for either m of t. We choose to solve Eq. (17.3.3) for m, with Eq. (17.3.1) substituted for S. The result is

Representative results obtained from Eq. (17.3.4) for various combinations of parameters in different observation modes are given in the sections that follow.

Before considering specific telescope and detector combinations, it is instructive to look at two limiting cases for a noise-free detector, signal-limited and background-limited. In the former case we assume 〈nd〉 is negligible in the latter case 〈nu〉 = BQt and is large compared to the signal.

In the signal-limited case Eq. (17.3.4) becomes

while in the background-limited case

We first consider the situation where observations for a fixed bandpass are made with different telescopes and/or detectors to the same SNR level. We also assume ϕ = ϕ′ and constant sky brightness. Starting with Eq. (17.3.5) or Eq. (17.3.6) , we find the difference of the magnitudes reached as a function of the remaining variables, for the same SNR. For the signal-limited case we get

and for the background-limited case

Van Vgl. (17.3.7) we see that doubling the telescope diameter with all other parameters held constant gives Δm = 1.5 for Eq. (17.3.8) the same conditions give Δm = 0,75. Thus the faintness of a star observed to the same SNR is proportional to the telescope area in the signal-limited case, but only proportional to the telescope diameter in the background-limited case.

We see from Eq. (17.3.8) that the faintness of a star observed to the same SNR is inversely proportional to the image area with all other parameters constant. For ground-based telescopes the importance of good seeing in reaching faint magnitudes is therefore evident. In the event that the image diameter is determined by diffraction rather than seeing, Eq. (17.3.8) is modified by replacing ϕ12 by D2/D1, and the faintness of a star observed to the same SNR is again proportional to the telescope area.

We now consider the situation where the same telescope and detector are used for observations made to different SNR levels. In this case the result for signal-limited observations is

and for background-limited observations

Therefore the slope in a log (SNR) versus magnitude plot is different by a factor of two in the two regions.


Spiral Galaxies More Likely to Host Complex Life: Study

This Hubble image shows NGC 3147, a spiral galaxy located some 130 million light-years from Earth in the constellation of Draco. Image credit: NASA / ESA / S. Bianchi, Università degli Studi Roma Tre University / A. Laor, Technion-Israel Institute of Technology / M. Chiaberge, ESA, STScI & JHU.

In 2015, University of Durham astronomer Pratika Dayal and colleagues concluded that large elliptical galaxies have up to 10,000 times more habitable planets than the Milky Way and are thus the cradles of life.

The increased likelihood would be because elliptical galaxies hold many more stars and have low rates of potentially lethal supernovae.

But University of Arkansas astrophysicist Daniel Whitmire believes that the 2015 study contradicts a statistical rule called the principle of mediocrity.

Also known as the Copernican Principle, this rule states that in the absence of evidence to the contrary, an object or some property of an object should be considered typical of its class rather than atypical.

Historically, the principle has been employed several times to predict new physical phenomena, such as when Sir Isaac Newton calculated the approximate distance to the star Sirius by assuming that the Sun is a typical star and then comparing the relative brightness of the two.

“The 2015 paper had a serious problem with the principle of mediocrity,” Professor Whitmire said.

“In other words, why don’t we find ourselves living in a large elliptical galaxy? To me this raised a red flag. Any time you find yourself as an outlier, i.e. atypical, then that is a problem for the principle of mediocrity.”

Professor Whitmire also had to show that most stars and therefore planets reside in large elliptical galaxies in order to nail down his argument that the earlier paper violated the principle of mediocrity.

According to the principle of mediocrity, Earth and its resident technological society should be typical, not atypical, of planets with technological civilizations elsewhere in the Universe. That means that its location in a spiral-shaped disk galaxy should also be typical.

But the 2015 paper suggests the opposite, that most habitable planets would not be located in galaxies similar to ours, but rather in large, spherical-shaped elliptical galaxies.

In his paper, Professor Whitmire suggests a reason why large elliptical galaxies may not be cradles of life.

These galaxies were awash in lethal radiation when they were younger and smaller, and they went through a series of quasar and star-burst supernovae events at that time.

“The evolution of elliptical galaxies is totally different than the Milky Way,” Professor Whitmire said.

“These galaxies went through an early phase in which there is so much radiation that it would just completely have nuked any habitable planets in the galaxy and subsequently the star formation rate, and thus any new planets, went to essentially zero.”

“There are no new stars forming and all the old stars have been irradiated and sterilized.”

“If habitable planets hosting intelligent life are unlikely in large elliptical galaxies, where most stars and planets reside, then by default galaxies such as the Milky Way will be the primary sites of these civilizations, as expected by the principle of mediocrity.”

Daniel P. Whitmire et al. 2020. The habitability of large elliptical galaxies. MNRAS 494 (2): 3048-3052 doi: 10.1093/mnras/staa957