Sterrekunde

'N Basiese vraag oor ligkurwes

'N Basiese vraag oor ligkurwes


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.

Ek is nuut hier, so laat weet my as ek iets verkeerd gedoen het.

Ek het 'n paar fotometrie-data wat van TESS versamel is, bekyk en die ligkromme teëgekom:

(ignoreer asseblief die blou en oranje lyne, ek het probeer om statistiese ontleding van die data uit te voer)

Ek het nog nie voorheen 'n ligte kurwe gesien nie, en ek het gewonder waarop dit dui.

Ek het my ook omstreeks 1326 oor die styging afgevra, sou dit moontlik 'n uitskieter wees?

Dankie!


'N Basiese vraag oor ligkrommes - Sterrekunde

Die ligkromme van 'n supernova word saamgestel deur die grootte daarvan as 'n funksie van die tyd in te stel. Vir tipe Ia-supernovas (SNI a), t = 0 stem ooreen met die tyd van maksimum lig in die B-band met negatiewe getalle wat die dae voor die helderheid van die piek aandui.

Hulle het almal dieselfde basiese vorm & # 8230 Aan die eerste orde is die B-band ligkrommes van alle SNI a lyk dieselfde. Die aanvanklike vinnige toename in helderheid, waar die helderheid van die supernova binne 15 dae met tot drie groottes kan verander, eindig by maksimum lig. Op die oomblik draai die ligkromme om en begin dit 'n redelike vinnige afname in helderheid (

0,087 mag / dag) vir die volgende 3 & # 8211 4 weke. Ongeveer 'n maand na maksimum lig het die dalingskoers weer verander (na 'n bestendige

0,015 mag / dag) met die ligkromme wat nou oorheers word deur die radioaktiewe verval van 56 Co.

V-band ligkrommes vir SNI 'n soortgelyke voorkoms as dié in die B-band, maar as ons na rooier en infrarooi golflengtes beweeg, sien ons a skouer of selfs 'n sekondêre maksimum wat in die meeste gevalle ongeveer 20 dae na maksimum lig verskyn.

maar daar is subtiele verskille Voor toegewyde supernova-soektogte
en uitgebreide opvolgfotometrie die norm geword het, was die gegewens vir supernova-ligkurwes geneig om na maksimum lig te begin en op sy beste effek te wees. Om die verskille in SNI te bestudeer, is 'n ligkromme benodig, gegewens van hoër gehalte, veral rondom maksimum lig, was nodig.

Nou, met groot hoeveelhede optiese data van hoë gehalte beskikbaar, is dit duidelik dat SNI 'n ligkurwes duidelike variasies toon. Die belangrikste hiervan is miskien die afname van die helderheid na maksimum lig, 'n hoeveelheid wat gekorreleer word met die breedte van die maksimum en die piek helderheid van die supernova.

Hierdie hoeveelhede word gekoppel in die sin dat SNI a met vinnige dalingskoerse ook flouer is en nouer ligte kurwe het. Dit staan ​​bekend as die verhouding van die helderheid-afname en is die eerste keer in 1993 deur Mark Phillips getoon.

Dit is duidelik dat, as die piek helderheid van 'n SNI a gekoppel is aan die dalingstempo, 'n hoeveelheid wat wissel van supernova tot supernova, SNI a in optiese lig, nie die standaard kerse was wat oorspronklik voorgestel is nie. Dit is egter standaardiese kerse as ons die helderheid-afname koersverhouding toepas op ons berekeninge. Dit word gedoen deur middel van een van drie tegnieke vir die aanpassing van die ligkromme: die Δm15 metode, die Multicolored Light Curve Shapes-metode of die Stretch-metode. Elk van hierdie tegnieke maak gebruik van a standaard of reeks van standaard ligkrommes om vas te stel hoe onder of oorbodig die nuwe supernova is van 'n tipiese SNI a. Sterrekundiges kan dan die helderheidsverskil regstel voordat hulle die supernova as afstandaanwyser gebruik.
Deur hierdie tegnieke toe te pas, maak SNI a baie akkurate afstandsaanwysers wat oor groot afstande waargeneem kan word. Hulle was instrumenteel in die vernouing van die waarde van die Hubble Constant, en was die voorwerpe wat gebruik is om die versnelde heelal te ontdek.

Bestudeer sterrekunde aanlyn aan die Swinburne Universiteit
Alle materiaal is © Swinburne Universiteit van Tegnologie, behalwe waar aangedui.


Oorsig

RXTE-data, soos dit uit die argief kom, is in 'n "meestal rou" toestand. Ten tye van die ontwerp van RXTE was die filosofie om die onbewerkte data met so min as moontlik manipulasie of verwerking te stoor, en om die gebruiker die data later met die nuutste sagteware en kalibrasie te laat verwerk. Dit is dus nodig dat die meeste gebruikers 'n reeks stappe vir die verwerking van data uitvoer om bruikbare wetenskaplike produkte te produseer.

Die RXTE-argief skep wel standaardprodukte wat gebruik kan word vir soorte aktiwiteite wat vinnig kyk. Raadpleeg ook die lang ligkrommes van die RXTE-missie as u belangstel in konteksinligting oor 'n spesifieke teiken. Oor die algemeen word die standaardprodukte op 'n waarnemingsbasis vervaardig met standaardfiltering en redelike standaardwaardes vir instellings. As u verskillende soorte produkte wil vervaardig of 'n ander filter wil gebruik, moet u u eie analise uitvoer.

Figuur 1 toon 'n oorsig van die ontledingsproses met hierdie aanbevole hulpmiddels. Hierdie afdeling bied 'n oorsig van die algehele proses, en latere gedeeltes bied meer gedetailleerde inligting.


Figuur 1. Oorsig van PCA-analise waarnemingstappe.

Die analise is verdeel in vier basiese stappe.

Die voorbereidingsstap word slegs een keer per waarneming uitgevoer met behulp van die taak 'pcaprepobsid'. Hierdie taak voer basiese stappe vir filter en data-voorbereiding uit wat dit eenvoudiger maak om wetenskaplike analises te doen. Die invoer is een waarneming uit die RXTE-argief en die uitvoer is een gids wat voorbereide resultate bevat.

Voeg verskeie waarnemings saam

Dit is natuurlik vir u wetenskaplike waarneming van u belangstellingsdoel om verskeie waarnemings-ID's te span. Die samesmeltingstap kombineer verskeie voorbereide gidse in 'n enkele uitgereikte gids. Voer die taak 'pcamergeobsids' een keer uit vir elke kombinasie van waarnemings.

Maak 'n goeie tydseleksie

Gebruikers moet standaard filter vir goeie tyd om slegte data te verwyder. Dit is die geleentheid vir gebruikers om hul wetenskaplike oordeel toe te pas oor watter data gebruik moet word vir stroomaf-analise. Die taak 'maketime' word gebruik vir basiese filter met goeie tydsfilters.

Onttrek ligkrommes of Spectra

Dit is die stap waar bruikbare wetenskaplike produkte uitkom! Die taak 'pcaextspect2' onttrek bron- en agtergrondspektra sowel as 'n responsmatriks. Die taak 'pcaextlc2' onttrek ligkrommes met opsionele aftrekking van die agtergrond en / of regstelling van dooie tyd.

Kom ons kyk nou meer na hierdie stappe.


K2 Wetenskapprodukte op hoë vlak (opgedateer 15 Okt 2019)

Hierdie bladsy beskryf die K2-onttrekte ligkurwes wat deur Vanderburg en Johnson vervaardig is. Die huidige weergawe bevat veldtogte 0 alhoewel 14 plus die ingenieursteikens voor die veldtog 0.

Hierdie HLSP bevat onttrekte en afgeknypte ligkrommes vir bronne wat as 'ster' of 'uitgebreide bron' geklassifiseer is. Hulle bied ook 'n variasiekatalogus wat 'n tipe (verduisterende binêre, periodieke, aperiodiese, kwasi-periodieke), 'n periode, 'n reeks en 'n amplitude bevat. Die FUR-lêers van lightcurve, preivew-plotte en veranderlikheidskatalogus is almal beskikbaar op die MAST HLSP-bladsy en in die MAST Discovery Portal. Veldtogte 0 tot 4 ligkrommes is tans beskikbaar.

K2SC (K2 Systematics Correction) is 'n K2-ligkromme (LC) -instrument wat geproduseer word deur Aigrain et al. Dit gebruik Gaussiese prosesse (GP's) om die sistematiek robuust te modelleer as gevolg van die Kepler-teleskoop wat jitter en die astrofisiese veranderlikheid wys. Ligte kurwes van veldtog 3 tot 8 en veldtog 102 is beskikbaar.

K2GAP gebruik K2SFF-ligte kurwes, pas addisionele prosessering daarop toe en meet dan asteroseismologieparameters (dnu en numax) vir rooi reuse waargeneem met K2 met ses verskillende seismologiese pyplyne. Die span verskaf hul weergawe van die afgekorte ligkrommes, kragspektra en 'n katalogus van die DNU- en NUMAX-waardes vir hul teikens. Ligkrommes van veldtog 1 is tans beskikbaar.

Die KEGS-projek skep ligte kurwes vir ekstragalaktiese teikens wat in K2 waargeneem is. Die span konstrueer hul eie cotrending-basisvektore (CBV's) met behulp van die sterrestelsels op elke kanaal met behulp van 'n PCA-analise, om CBV-koëffisiënte op te los, tesame met die saagtandpatroonkoëffisiënte wat deur die aanwysingsdrif geïntroduceer word. Ligkrommes van veldtog 5, 6 en 8 is tans beskikbaar.

K2SNE bied PanSTARRS-opvolgbeelding van velde wat tydens die K2-missie se 16de en 17de veldtogte gedek word. Die primêre motivering was om supernovas in die K2-velde vinnig genoeg te identifiseer om opvolgwaarnemings moontlik te maak. Transiënte is binne 12-24 uur na waarneming deur die PanSTARRS Transient Science Server geïdentifiseer.

Die HALO-projek lewer gekalibreerde ligkrommes van sterre uit K2 wat helderder is as die versadigingsperk van die detektor (

11de grootte). Ligte krommes van 161 helder sterre vanaf K2-veldtog 4 en verder word voorsien, afgelei van die onversadigde 'stralekrans' rondom die sterre. Die skepping van ligkromme berus op die gewigoptimalisering van 'n lineêre kombinasie van die pixel-tydreeks met behulp van 'n agtergestelde totale variasie-minimalisering, wat bewys word dat dit op beide versadigde en onversadigde K2-teikens werk. Na vloedonttrekking uit die halo-openinge word die ligkrommes verder gekorrigeer met behulp van die 'k2sc' Gaussian Process-sistematiek-regstellingskode om die aanwysingsreste verder reg te stel.


Dataprodukte

Elke teiken is georganiseer in 'n submapstruktuur, gebaseer op die EPIC-ID, met die volgende formaat:

  • c & lt ## & gt is normaalweg die tweesyferige, nul-opgevulde veldtognommer waarin die teiken opgemerk is. Daar is uitsonderings: sommige veldtogte, soos veldtog 10, is verdeel in twee subveldtogte wat aangewys word as & quotc101 & quot en & quotc102 & quot. Daar is slegs EVEREST-ligkrommes vir c102, en in hierdie geval is die veldnommer 'n veld met 3 syfers. Ander het ligte kurwes vir albei, byvoorbeeld & quotc111 & quot en & quotc112 & quot vir veldtog 11.
  • & lt #### 00000 & gt is die eerste VIER syfers van die teiken EPIC ID
  • & lt ##### & gt is die laaste VYF syfers van die teiken EPIC ID

Die ster EPIC 202059070 is byvoorbeeld waargeneem in veldtog 0. Die subgidspad is dus:

Verskeie lêers is beskikbaar vir elke teiken. Elke lêer het dieselfde voorvoegsel (& quothlsp_everest_k2_llc_-c ## _ kepler_v2.0 & quot), gevolg deur 'n uitbreiding. Kort kadensligkrommes word aangedui deur & quotsc & quot. Die uitbreidings en soorte vir hierdie lêers is:

Die FITS-lêer het 5 uitbreidings: die primêre HDU met net 'n koptekst, die data-uitbreiding met die ligte kurwe, 'n uitbreiding wat die ligkromme op pixelvlak bevat, 'n uitbreiding wat die diafragma-masker bevat, 'n uitbreiding wat beelde van die volle teikenposseël op drie punte in die ligkromme, en 'n uitbreiding met 'n hoër resolusie van die teiken vanaf die Palomar Observatory Sky Survey. Die data-uitbreiding (eerste uitbreiding) bestaan ​​uit die volgende kolomme:

_lc.fits | _sc.fits Die FITS-lêer het 5 uitbreidings: die primêre HDU met net 'n koptekst, die data-uitbreiding met die ligte kurwe, 'n uitbreiding wat die pixelvlak-ligkurwe bevat, 'n uitbreiding wat die diafragma-masker bevat, 'n uitbreiding wat beelde van die volle teikenposseël op drie punte in die ligkromme, en 'n uitbreiding met 'n hoër resolusie van die teiken vanaf die Palomar Observatory Sky Survey. Lang en kort kadense word onderskeidelik aangedui deur & quotlc & quot en & quotsc & quot.
_dvs.pdf | _dvs_sc.pdf Die data-validering-opsomming (DVS) bestaan ​​uit PDF-dokumente met twee bladsye vir elke doelwit. Die eerste bladsy toon drie panele: die finale, PLD-afgekeurde en CBV-gekorrigeerde vloed (bo), die ongekorrigeerde vloed (middel) en die rou SAP-vloed (onder). In die middelste plot is die rooi kurwe die CBV-pas. Diverse inligting word boaan vertoon (die K2-veldtognommer, die Kepler-grootte, die fotometriese presisie, ens.). Die tweede bladsy toon die gedetailleerde opsomming van PLD-de-trending, wat die vordering van die ligkromme toon aangesien hoër PLD-bestellings by die de trending ingesluit is. Foto's van die posseël word regs bo getoon, met 'n hoë resolusie POSS-beeld van die teiken. Hieronder word die kruisvalideringskurwes vir elke PLD-bestelling geteken. Meer inligting oor hierdie opsomminglêers kan gevind word in die EVEREST-dokumentasie. Kort kadens word aangedui deur die teenwoordigheid van 'n & quot_sc & quot in die lêernaam.
_dvs-0.png, _dvs-1.png | _dvs_sc-0.png, _dvs_sc-1.png PNG-weergawes van bladsy 1 en 2 van die onderskeie & quotdvs.pdf & quot-lêer. Kort kadens word aangedui deur die teenwoordigheid van 'n & quot_sc & quot in die lêernaam.

Die data-uitbreiding (eerste uitbreiding) van die _lc.fits- en _sc.fits-lêers bestaan ​​uit die volgende kolomme:

  • CADN - Die oorspronklike kadensnommer.
  • FLUX - Die afwaartse stroom, (e- / s). & quotDe trending & quot-ligkromme in die middelste paneel van die voorskouplotte.
  • FRAW - Die oorspronklike, rou SAP-vloed. & quotRow & quot ligkromme in die onderste paneel van die voorskou plot.
  • FRAW_ERR - Die waarnemingsfoute by die rou vloed.
  • KWALITEIT - 'n 64-bis geheel getal kwaliteitsvlae vir elke kadens.
  • TYD - Die oorspronklike tydstempel (BJD - 2454833.0).
  • FCOR - Die CBV-gekorrigeerde, de-trending vloed, (e- / s). & quot Gekorrigeerde & quot ligkromme in boonste paneel van voorskouplotte.
  • CBV01 - Eerste vektor vir mede-trending basis.
  • CBV02 - Tweede mede-neigingsbasisvektor.
  • CBV03 - Derde mede-trending-basisvektor.
  • CBV04 - Vierde mede-trending-basisvektor.
  • CBV05 - Vyfde mede-trending-basisvektor.
  • BKG - As dit teenwoordig is, word die agtergrondvloei van elke kadens afgetrek.

Super-eenvoudige supernovas: 'n eenvoudige model vir tipe Ia-ligkrommes

Ek het vandag 'n gewelddadige verhaal om jou te vertel! Star word oud, word vet en ontplof. Ons sien die ontploffing, weet hoe vet die ster was, en dus die energie wat vrygestel moet word, en kan die afstand tot die ster aflei van die energie wat ons eintlik meet. Dit weer, genoeg keer herhaal, vertel ons hoe vinnig die Heelal in die verlede uitgebrei het. Die wete van die uitbreidingsgeskiedenis beperk die eienskappe van Dark Energy (DE), 'n eksotiese stof wat 73% van die heelal uitmaak (dinge waarvan ons vervaardig is, is in vergelyking 'n skamele 4%!) Dit is letterlik die grootste- beeldbeeld van die belangrikheid van ontploffende sterre. (Sien ook hierdie berig oor supernovas, en hierdie berig wat verduidelik hoe DE lei tot versnelde uitbreiding.)

Waar pas die papier van vandag in? Die ontploffings wat ek hierbo noem, word Type Ia-supernovas (SNIa) genoem. Die volgende besonderhede word hieronder uiteengesit en ons meet hul ligkrommes: die hoeveelheid lig wat ons mettertyd van hulle ontvang. Hierdie hoeveelheid as 'n funksie van tyd het 'n kenmerkende vorm, soos hieronder getoon. Vandag en # 8217s papier ontwikkel 'n eenvoudige analitiese model om hierdie vorm te voorspel uit basiese fisika. Sekerlik, SNIa is al lank bekend & # 8212 ten minste sedert die & # 821780 & # 8217; s. Hulle vorm is dus vir niemand nuus nie. Die waarde van hierdie vraestel is om 'n baie eenvoudige fisiese model met slegs 'n paar insette en slegs 'n paar verskillende meganismes te verskaf, en om 'n vorm daaruit te kry wat redelik goed ooreenstem met waarnemings, soos die foto toon. Dit is dus die vraestel vir almal wat ooit 'n ligte kurwe gesien het en gesê het: & # 8220Gee, waarom het dit die snaakse vorm? & # 8221

Dit toon die tipiese vorm van 'n SNIa-ligkromme. Die swart kolletjies is waarnemings, die rooi kurwe is die outeurs en die formule # #. Die vertikale as is die basis-10 logaritme van die helderheid (dit is net die energie wat die supernova per tydseenheid uitstraal) en die horisontale as is tyd. Uit die koerant.

Supernova-onderlaag

Tipe Ia-supernovas is hewige ontploffings wat voorkom as die swaartekrag in 'n ou ster (spesifiek 'n soort wat bekend staan ​​as 'n & # 8220wite dwerg & # 8220) die druk oorweldig, selfs dig verpak, ontaarde materie kan sorg en die ster ontplof.

Waarom is dit belangrik dat die ster oud is? Die heel oudste sterre doen nie meer kernfusie nie, en hulle het dus nie hitte wat 'n bron van druk is om hulle te ondersteun nie. Soos daar massa bygevoeg word, byvoorbeeld van 'n naburige ster & # 8217; s vergieting, trek hulle eenvoudig saam en word hulle digter. Uiteindelik word hulle so dig dat deeltjies eintlik naby genoeg aan mekaar is dat kwantummeganiese effekte belangrik word.

Spesifiek sê die & # 8220Pauli-uitsluitingsbeginsel & # 8221 dat twee fermione nie in dieselfde algehele kwantumtoestand kan wees nie (fermione is net deeltjies met halfgetalwaardes van hul intrinsieke draai & stel jou voor dat 'n bol met verskillende snelhede draai). Elektrone is fermione, en die beperking dat hulle nie in dieselfde QM-toestand kan wees nie, beteken dat hulle 'n mate van ruimtelike skeiding tussen mekaar moet hê. Dit beteken op sy beurt dat, as hulle genoeg saamgepers is, hulle terugdruk, wat verskaf word wat genoem word & # 8220elektron degenerasie druk & # 8220. Elektronedegenerasie-druk is egter nie voldoende as die ster 'n massa van 1,4 keer die massa van die son bereik nie, en die swaartekrag wen (hierdie massa-boonste grens word die Chandrasekhar-massa genoem en hy het in 1931 daaraan gedink, ver voor sulke sterre Maar aan die ander kant het die Chinese 'n supernova in 1054 nC waargeneem!) Alles val na binne, ingewikkelde fisika volg, en die ster blaas homself uitmekaar.

Probeer om hierdie sibilante sestien keer vinnig te sê. Gaan dan verder met lees. Wat het ons nodig om die helderheid te voorspel (hoeveelheid energie per eenheidseenheid)? Wel, ons benodig 'n totale hoeveelheid energie wat die supernovas produseer, en 'n hoeveelheid tyd wat dit neem om dit te doen. Om die totale energie te verkry, neem die outeurs aan dat die SNe eers aangedryf word deur kernfusie van koolstof en suurstof in elemente met 'n hoër massa. Dit gee 'n totale energie. As ons aanneem dat al hierdie energie 'n enorme, uitbreidende vuurbal (met eenvormige digtheid op enige gegewe oomblik) aandryf, bereken hulle die uitbreidingsnelheid van die vuurbal, wat konstant blyk te wees. Dit is belangrik, want dit beteken dat die grootte van die vuurbal net 'n konstante snelheid is wat tyd is, sodat die grootte (radius, om presies te wees) lineêr toeneem met die tyd. Waarom gee ons om?

Dit is om twee redes belangrik. Eerstens verloor die vuurbal energie namate dit uitbrei, dus die uitbreidingstempo vertel ons hoeveel energie dit verloor per tydseenheid na uitbreiding. Tweedens verloor die vuurbal ook energie via fotone daarin, wat lukraak uitloop (soos 'n dronkaard, waggel hulle in willekeurige rigtings binne-in die vuurbal, maar hulle sal uiteindelik sy rand bereik). Die tyd wat hulle neem om dit te doen, is groter as die afstand wat hulle moet aflê groter is & # 8212 so die foton diffusietyd sal skaal met 1 keer sedert die ontploffing plaasgevind het.

Hierdie twee idees laat die outeurs 'n eenvoudige vergelyking opstel wat die verandering in energie oor tyd met die energie van die SNe verband hou, wat opgelos kan word om die energie as 'n funksie van tyd te gee & # 8212i.e. die helderheid. Die vergelyking is vir diegene wat die tegniese versorg

Dit lyk miskien eng, maar laat ons stap-vir-stap daarna kyk. Dit is net boekhouding. Net soos die geld wat u in u spaarrekening deponeer net is wat u verdien minus dit wat u spandeer, hier is die totale verandering in energie per tydseenheid net die geproduseerde energie minus tydseenheid minus die verlore energie per tydseenheid. E stel energie voor, t tyd.

Die term aan die linkerkant is slegs die totale verandering in energie per tydseenheid. Aan die regterkant is die eerste term net die energie-opwekkingstempo: daar word aanvaar dat al die energie geproduseer word deur die radioaktiewe verval van die elemente wat vroeër deur kernfusie geproduseer is.

Die tweede term, met hakies, regs vir 2 effekte. Die energie beskryf verlore energie omdat die vuurbal uitbrei en dit groei lineêr met tyd, dus verloor dit energie soos. Die 1 / is die meer ingewikkelde effek wat hierbo beskryf word: fotone stap lukraak uit die vuurbal en neem energie saam terwyl hulle dit doen.

Die outeurs los hierdie vergelyking op vir hoe die energie mettertyd optree, en dit gee hulle die ligkromme, soos in die prentjie getoon. Hieruit kan alles wat ons waarneem oor SNIa voorspel word, wat ons 'n uitstekende manier bied om te verstaan ​​waarom die ligkromme die vorm het!


Hoe hierdie gids georganiseer is en hoe u dit kan gebruik

Die algehele skema

RXTE lyk aanvanklik na 'n baie ingewikkelde missie. Die twee PI-instrumente, die PCA en HEXTE, is nie net modulêr nie, maar hulle kan elk data in 'n byna eindelose verskeidenheid modusse lewer. Gelukkig, as u u datatape kry, sal u sien dat die enigste modusse teenwoordig is vir u voorstel, plus die sogenaamde "standaardmodusse". Daarbenewens word RXTE-wetenskapdata in net twee breë klasse verpak, wetenskaplike skikking en wetenskaplike gebeurtenis, en slegs twee uittrekselgereedskap is nodig.

Die orde en rangskikking van hoofstukke

Na hierdie inleiding kom 'n hoofstuk wat handel oor die basiese struktuur van die verskillende RXTE FITS-lêers. Die hoofstuk is nie 'n volledige beskrywing van die lêers en sleutelwoorde nie, maar fokus op die eienskappe van die lêers wat u moet ken om u data effektief te verminder en te ontleed.

Die volgende hoofstuk beskryf die aspekte van die PCA wat verband hou met die vermindering van data. Soos die hoofstuk oor FITS-lêers, is die doel om u in staat te stel om die eienskappe van u data te verstaan.

Sifting, dws om van ongewenste of ongeldige data ontslae te raak, word bespreek in die volgende hoofstuk, gevolg deur die hoofstuk oor die ontginning van ligkrommes en spektra. 'N Handleiding oor hoe tyd vir RXTE bepaal word, beëindig hierdie huidige weergawe.

Hoe om hierdie gids te gebruik

Voor die ABC van XTE, moet u die RXTE Aan die slag.

As u vertroud is met die vermindering van ASCA-data, lees asseblief hierdie voetnoot wat die ooreenkomste en belangrike verskille tussen die vermindering van ASCA en RXTE bespreek.

Die ABC van XTE is bedoel as 'n omvattende verwysing oor die vermindering van RXTE-data. Die RXTE Kookboek bied maklike resepte vir basiese en gevorderde dataverminderingstake.


Sterrekunde 6

A)
Lig beweeg effens stadiger deur hulle, sodat die rigting van die inkomende lig verander en op die retina fokus.

B)
Die kornea stuur die lig na die lens wat die inkomende lig opspoor.

C)
Hulle verander die grootte sodat die toepaslike hoeveelheid lig kan binnedring.

D)
Dit weerkaats lig van sekere golflengtes, en laat slegs diegene wat 'n beeld vorm, binne.

A)
Hul verklikkers is sensitiewer vir lig as die oog.

B)
Hulle het groter lense.

C)
Hulle kan lig vir langer tydperke opneem.

D)
Hulle het meer pixels as die oog.

A)
Dit is die teoretiese beperking op die hoekoplossing van 'n teleskoop wat afhang van die golflengte van die lig en die grootte van die diafragma.

B)
Dit is die teoretiese beperking op die flouheid van 'n voorwerp wat 'n teleskoop kan opspoor, afhangend van die grootte van die diafragma en die golflengte van die lig.

C)
Dit is die teoretiese beperking op die hoekoplossing van 'n teleskoop wat afhang van die grootte van die diafragma en die tipe detector.

A)
Die sekondêre spieël blokkeer die lig wat deur die primêre lens beweeg.

B)
Die kwaliteit van die glaslens in deursigtigheid en in die vorm van albei oppervlaktes moet hoog wees.

C)
Verskillende golflengtes van lig word op effens verskillende plekke gefokus.

A)
verhoogde blootstellingstyd.

B)
verlaagde hoekoplossing.

C)
wat 'n groter teleskoopopening benodig.

A)
'n plot wat die hoeveelheid lig op verskillende golflengtes toon

B)
die vorm van 'n teleskoop se primêre lens of spieël

C)
'n plot wat aandui hoe die intensiteit van 'n voorwerp met die tyd wissel

D)
die pad wat die lig neem as dit deur 'n teleskooplens gaan en van die spieëls weerkaats

A)
Dit is die besoedeling van 'n spektrum deur ongewenste golflengtes.

B)
Dit is lig van 'n tweede voorwerp in die gesigsveld van 'n teleskoop wat die beeld van die voorwerp wat bestudeer word, uitspoel of inmeng.

C)
Dit is besoedeling wat bo-op die atmosfeer styg, want dit is nie so swaar soos ander vorme van besoedeling nie.

D)
Dit is stadslig wat in die atmosfeer en in 'n teleskoop versprei.


Lig van sterre

Die onderstaande grafieke is geïdealiseerde weergawes van die grafieke waaraan u in Vraag 1 gedink het. Hulle wys hoe die hoeveelheid lig wat deur 'n ster uitgestraal word, moet wissel met die golflengte van die lig. Die kurwes toon die hoeveelheid lig wat uitgestraal word as 'n funksie van die golflengte vir twee sterre: een met 'n piekgolflengte van 4000 Angstrom (bo) en een met 'n piekgolflengte van 6400 Angstrom (onder).

Sterre waarvan die lig 'n piekgolflengte van
4000 Angstroms (bo) en 6400 Angstroms (onder)

Vraag 2. Watter kleure sou hierdie twee sterre in u oë voorkom?

Die ontleding van die golflengtes van die lig wat sterre afgee, bied dus 'n antwoord op die vraag uit die laaste afdeling: sterre vertoon verskillende kleure omdat hulle lig met verskillende verhoudings op verskillende golflengtes uitstraal.

Vraag 3. Sommige sterre het 'n piekgolflengte in die infrarooi deel van die spektrum, langer as rooi lig. Kan u nog hierdie sterre sien? Hoekom of hoekom nie? Watter kleur lyk hulle? Wat van sterre waarvan die piekgolflengtes in die ultravioletvorm is?

Verken 3. Wat van sterre waarvan die piekgolflengte groen lig is? Watter kleur lyk hulle?

Om uit te vind, kyk deur die SDSS-databasis om 'n paar sterre te vind wat die meeste van hul lig in die groen golflengte uitstraal (dit wil sê sterre waarvan die g-grootte is minder as sy ander groottes. Kyk self, maar as u nie een kan vind nie, is hier 'n wenk. Watter kleur lyk hierdie sterre vir jou? Was dit wat u verwag het?

Vraag 4. Waarom lyk sterre waarvan die piekgolflengtes in die groen gebied lê, soos hulle lyk?

WENK: Kyk na die sigbare spektra in die kurwes hierbo en dink aan u antwoord op Vraag 3.



    Opvoedkundige bronne oor die kosmiese mikrogolfagtergrond
    Nuus en hulpbronne vir onderwysaktiwiteite in die hele NASA.
    'N Digitale versameling NASA Aard- en ruimtewetenskaplike materiaal vir formele en informele opvoeders van alle vlakke.

Die HEASARC huur! - Aansoeke word nou aanvaar vir 'n wetenskaplike met beduidende ervaring en belangstelling in die tegniese aspekte van astrofisika-navorsing om in die HEASARC by NASA Goddard Space Flight Center (GSFC) in Greenbelt, MD, te werk. Verwys na die AAS-jobregister vir volledige besonderhede.


Kyk die video: Oren uitspuiten (Februarie 2023).