Sterrekunde

Hoe kan ek lynsterkte bepaal uit ekwivalente breedtemetings?

Hoe kan ek lynsterkte bepaal uit ekwivalente breedtemetings?


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 het 'n stel ekwivalente breedte-metings vir verskillende emissielyne. Hoe kan ek dit gebruik om die ooreenstemmende lynsterkte te bepaal?


As jy ook fotometrie het, dan is daar 'n redelike akkurate omskakeling tussen die skynbare grootte en die kontinuumstroom (per eenheid golflengte-interval) by die golflengte van die fotometrie.

Sodra u hierdie omskakelingsfaktor het, vermenigvuldig u die ekwivalente breedte daarmee om 'n vloed te kry.


Hoe kan ek lynsterkte bepaal uit ekwivalente breedtemetings? - Sterrekunde

Ons ondersoek C IV breë absorpsielyn (BAL) veranderlikes binne 'n steekproef van 46 radio-harde kwasars (RLQ's), gekies uit Sloan Digital Sky Survey (SDSS) / Faint Images of the Radio Sky at Twenty-Centimeter (FIRST) data om in te sluit beide kern-gedomineerde (39) en lob-gedomineerde (7) voorwerpe. Die steekproef bestaan ​​hoofsaaklik uit BAL-kwasars met 'n hoë ionisering, en 'n aansienlike breukdeel het groot BAL-snelhede of ekwivalente breedtes, en hul radioligsterkte en radio-hardheidswaardes strek oor -2,5 orde. Ons het 34 nuwe Hobby-Eberly-teleskoopspektra van 28 BAL RLQ's gekry om te vergelyk met vroeëre SDSS-data, en ons bevat ook argiefdekking (hoofsaaklik dubbel-periode SDSS) vir 'n totale stel van 78 pare ekwivalente breedte-metings vir 46 BAL RLQ's, ondersoekende raam-tydskale van ∼80-6000 d (mediaan 500 d). In die algemeen word slegs beskeie veranderinge in die diepte van die dele van absorpsiekrippe waargeneem, soortgelyk aan dié wat in vorige studies van BAL radio-stil kwasars (RQQ's) gesien is. Soortgelyk aan die vorige bevindinge vir RQQ's, is dit waarskynlik dat die RLQ's wat hier bestudeer is, BAL-veranderlikheid op langer rusraam-tydskale vertoon. Tipiese waardes van |<δ>EW | en |<δ>EW | / & ltEW & gt is ∼40 ± 20 persent laer vir BAL RLQ's in vergelyking met die van 'n steekproef van BAL RQQ's wat op tydskaal ooreenstem. Die optiese kontinuumvariabiliteit is van soortgelyke amplitude in BAL RLQ's en BAL RQQ's vir beide RLQ's en RQQ's; kontinuumvariasie is geneig om sterker te wees op langer tydskale. BAL-wisselvalligheid in RLQ's hang nie vanselfsprekend af van hul radioligsterkte of radio-luidheidswaardes nie, maar ons vind voorlopige bewyse vir groter fraksionele BAL-wisselvalligheid binne RLQ's wat deur lob gedomineer word. Verbeterde BAL-veranderlikhede binne meer rand-aan (lob-gedomineerde) RLQ's ondersteun 'n mate van geometriese afhanklikheid van die uitvloeistruktuur.


Onderwerpe soortgelyk aan of soos ekwivalente breedte

Absorpsiespektroskopie verwys na spektroskopiese tegnieke wat die absorpsie van straling meet, as 'n funksie van frekwensie of golflengte, as gevolg van die interaksie daarvan met 'n monster. Die monster absorbeer energie, d.w.z. fotone, uit die stralingsveld. Wikipedia

Toename in die golflengte, en ooreenstemmende afname in die frekwensie en fotonenergie, van elektromagnetiese straling. Bekend as 'n negatiewe rooi verskuiwing, of blueshift. Wikipedia

Spesifieke dieprooi sigbare spektraallyn in die Balmer-reeks met 'n golflengte van 656,28 nm in lug, kom voor wanneer 'n waterstofelektron van sy derde tot tweede laagste energievlak daal. Helderste waterstoflyn in die sigbare spektraalbereik. Wikipedia

Grafiek van die tempo van biologiese effektiwiteit wat teen golflengte van lig geteken word. Verwant aan absorpsiespektrum in baie stelsels. Wikipedia

Intense piek in die blou golflengtegebied van die sigbare spektrum. Genoem na sy ontdekker, Jacques-Louis Soret. Wikipedia

Elektromagnetiese stralingsspektrale lyn wat geskep word deur 'n verandering in die energietoestand van neutrale waterstofatome. Teen die presiese frekwensie van 1.420.405.751.767 Hz, wat gelykstaande is aan die vakuumgolflengte van 21.106 cm in vrye ruimte. Wikipedia

Meting van hoe sterk 'n chemiese spesie lig teen 'n gegewe golflengte verswak. Intrinsieke eienskap van die spesie. Wikipedia

In die fisika en optika is die Fraunhofer-lyne 'n stel spektrale absorpsielyne wat vernoem is na die Duitse fisikus Joseph von Fraunhofer (1787–1826). Die lyne is oorspronklik in die optiese spektrum van die son as donker kenmerke (absorberingslyne) waargeneem. Wikipedia

Afkorting wat die optiese digtheid van 'n monster aandui, gemeet op 'n golflengte van 600 nm. Word gewoonlik in spektrofotometrie gebruik om die konsentrasie van bakterieë of ander selle in 'n vloeistof te bereken, aangesien die golflengte van 600 nm hul groei nie beskadig of belemmer nie. Wikipedia

Spektrale lyn van waterstof, of meer in die algemeen van een-elektronione, in die Lyman-reeks, word uitgestraal wanneer die elektron van die orbitaal n = 2 na die orbitaal n = 1 val, waar n die hoofkwantumgetal is. Deur die lug geabsorbeer. Wikipedia

Natuurlike bron van gestimuleerde spektrale lynemissie, gewoonlik in die mikrogolfgedeelte van die elektromagnetiese spektrum. Hierdie emissie kan ontstaan ​​in molekulêre wolke, komete, planeetatmosfeer, sterrekome of verskillende toestande in die interstellêre ruimte. Wikipedia

Indirekte metode om ekstrasolêre planete en bruin dwerge te vind uit metings van radiale snelheid deur waarneming van Doppler-verskuiwings in die spektrum van die planeet se ouerster. 880 buitesolêre planete (ongeveer 21,0% van die totaal) is met behulp van Doppler-spektroskopie ontdek vanaf Februarie 2020. Wikipedia

Drieling van drie geïoniseerde kalsiumspektrale lyne by die golflengtes van 8498 Å, 8542 Å en 8662 Å. Die belangrikste waargeneem in die absorpsie van die spektrale tipe G-, K- en M-sterre. Wikipedia

Funksie wat die massa van die ongesiene komponent in 'n enkellynige spektroskopiese binêre ster of in 'n planetêre stelsel beperk. Dit kan slegs bereken word uit waarneembare hoeveelhede, naamlik die wenteltydperk van die binêre stelsel, en die piek radiale snelheid van die waargenome ster. Wikipedia

Vorm van X-straalspektroskopie waarin die X-straallynspektra gemeet word met 'n spektrale resolusie wat voldoende is om die impak van die chemiese omgewing op die X-straallyn-energie en op vertakkingsverhoudings te analiseer. Gedoen deur opwindende elektrone uit hul dop te hou en dan na die uitgestraalde fotone van die herkombinerende elektrone te kyk. Wikipedia

Onsamehangende breëbandholte-verbeterde absorpsiespektroskopie (IBBCEAS), soms genoem breëbandholteverbeterde uitsterwingsspektroskopie (IBBCEES), meet die oordrag van ligintensiteit deur 'n stabiele optiese holte bestaande uit hoë weerkaatsingsspieëls (tipies R & GT99,9%). Besef deur gebruik te maak van onsamehangende stralingsbronne, bv. Xenon-booglampe, LED's of superkontinuum-lasers, vandaar die naam. Wikipedia

Verskil tussen die sterk kontinuumspektrum aan beide kante van die limiet van die Balmer-reeks waterstof by 364,6 nm. Die oorsaak is dat elektrone direk vanaf die tweede energievlak van 'n waterstofatoom geïoniseer word, wat 'n kontinuumabsorpsie by golflengtes van minder as 364,6 nm skep. Wikipedia

Donker of helder lyn in 'n andersins eenvormige en deurlopende spektrum, as gevolg van emissie of absorpsie van lig in 'n smal frekwensiegebied, vergeleke met die nabygeleë frekwensies. Spektrale lyne word dikwels gebruik om atome en molekules te identifiseer. Wikipedia

Soort kleurstof met 'n absorpsieband wat skuif na 'n langer golflengte van toenemende skerpte (hoër absorpsie koëffisiënt) wanneer dit versamel onder die invloed van 'n oplosmiddel of toevoeging of konsentrasie as gevolg van supramolekulêre selforganisasie. Die kleurstof kan verder gekenmerk word deur 'n klein Stokes-skof met 'n smal band. Wikipedia

Meting van die interaksie van infrarooi straling met materie deur absorpsie, emissie of refleksie. Word gebruik om chemiese stowwe of funksionele groepe in vaste, vloeibare of gasvormige vorms te bestudeer en te identifiseer. Wikipedia

Word gebruik in X-straalspektroskopie om die spektrale lyne te noem wat kenmerkend is vir elemente. Bekendgestel deur Manne Siegbahn. Wikipedia

Reeks spektrale lyne in die atoomemissiespektrum word veroorsaak wanneer elektrone tussen die laagste orbitale en orbitale van 'n atoom spring. Die spektrale lyne bevat sommige in die sigbare lig en strek tot ultraviolet. Wikipedia

Spektrale lyn geassosieer met absorpsie of emissie van fotone deur atoomkerne, atome of molekules wat 'n oorgang ondergaan wat nie deur 'n bepaalde seleksie-reël toegelaat word nie, maar wel toegelaat word as die benadering wat verband hou met die reël nie gemaak word nie. Toegelaat maar teen 'n baie laer prys. Wikipedia

Meet die voorkoms van chemiese elemente in verhouding tot alle ander elemente in 'n gegewe omgewing. Op een van drie maniere gemeet: deur die massa-breuk deur die mol-breuk (breuk atome volgens die numeriese telling, of soms die breuk van molekules in gasse) of deur die volume-breuk. Wikipedia

Tegniek wat hoofsaaklik gebruik word om die verspreidingsverhouding van die kollektiewe opwinding oor die hele Brillouinsone te meet. Draaigolwe is kollektiewe versteurings in 'n magnetiese vaste stof. Wikipedia

Empiriese veralgemening voorgestel deur Walther Ritz in 1908 om die verhouding van die spektrale lyne vir alle atome te beskryf. Die beginsel stel dat die spektrale lyne van enige element frekwensies insluit wat die som of die verskil is van die frekwensies van twee ander lyne. Wikipedia

Ultrashort polsmetingstegniek gebaseer op optiese hek met frekwensie-oplossing (FROG). Gekies as gevolg van die tegniek & # x27s verhouding met FROG grenouille is Frans vir padda. Wikipedia

Die Pickering-reeks (ook bekend as die Pickering-Fowler-reeks) bestaan ​​uit drie lyne enkel geïoniseerde helium wat gewoonlik in absorpsie voorkom in die spektra van warm sterre soos Wolf-Rayet-sterre. Die naam kom van Edward Charles Pickering en Alfred Fowler. Wikipedia

Tipe absorpsiespektroskopie wat die kenmerke in die X-straalabsorpsiespektrum (XAS) van gekondenseerde materiaal aandui as gevolg van die foto-absorpsie-deursnit vir elektroniese oorgange van 'n atoomkernvlak na finale toestande in die energiestreek van 50-100 eV bo die atoomkernvlak ionisasie-energie, waar die golflengte van die foto-elektron groter is as die interatomiese afstand tussen die absorberende atoom en sy eerste buuratome. Beide XANES en NEXAFS is aanvaarbare terme vir dieselfde tegniek. Wikipedia


Hoe kan ek lynsterkte bepaal uit ekwivalente breedtemetings? - Sterrekunde

Ons bied 'n nuwe metode aan om tipe Ia-supernova (SN Ia) -sterkte te standaardiseer tot ~ 0.13 mag met behulp van vloedverhoudings van een enkele vloedgekalibreerde spektrum per SN. Met behulp van die nabygeleë Supernova Factory-spektrofotomery van 58 SNe Ia, het ons 'n onbevooroordeelde soektog uitgevoer na stroomverhoudings wat korreleer met SN Ia-helderheid. Nadat ons die metode ontwikkel het en die beste verhoudings uit 'n opleidingsmonster gekies het, het ons die resultate op 'n aparte validasie-monster en met gegewens uit die literatuur geverifieer. Ons het veelvuldige stroomverhoudings geïdentifiseer waarvan die korrelasie met die helderheid sterker is as dié van die vorm en kleur van die ligkromme, voorheen geïdentifiseerde spektrale funksieverhoudings, of ekwivalente breedte-metings. In die besonder is die vloeistofverhouding R 642/443 = F (642

nm) het 'n korrelasie van 0,95 met SN Ia absolute groottes. Die gebruik van hierdie enkele verhouding as regstellingsfaktor lewer 'n Hubble-diagram met 'n residuele verstrooiingsstandaardafwyking van 0,125 ± 0,011 mag, vergeleke met 0,161 ± 0,015 mag wanneer dit pas by die SALT2-ligkrommevorm en kleurparameters x 1 en c. Die verhouding R 642/443 is 'n effektiewe regstellingsfaktor vir beide ekstrinsieke stofrooiheid en instrumentiese variasies soos dié van SN 1991T-agtige en SN 1999aa-agtige SNe. As dit gekombineer word met breëbandkleurmetings, kan die spektrumstroomverhoudings SN Ia-groottes standaardiseer tot

0,12 mag. Dit is die eerste spektrale maatstawwe wat sterk verbeterings lewer ten opsigte van die standaard normaliseringsmetodes gebaseer op die vorm en kleur van die ligkromme, en dit is 'n laagste Hubble-diagram wat nog ooit gepubliseer is.


Hoe kan ek lynsterkte bepaal uit ekwivalente breedtemetings? - Sterrekunde

Ons brei ons studie van die kerne van 3CR FR II radiostelsels uit deur optiese HST-beelde tot z = 0,3. In die meerderheid daarvan word 'n onopgeloste kern (sentrale kompakte kern, CCC) aangetref. Ons analiseer hul posisie in die vlak wat gevorm word deur die radio- en optiese kernligsterkte in verhouding tot hul optiese spektrale eienskappe. Die breedlynige voorwerpe (BLO) het die helderste kerne: hulle is slegs teen optiese helderheid teenwoordig nu L nu & gt

4x 10 42 erg s -1, wat ons voorstel, kan 'n drempel in die stralingsdoeltreffendheid verteenwoordig, gekombineer met 'n klein reeks swart gatmassas. Ongeveer 40% van die sterrestelsels met 'n hoë en 'n lae opwinding (HEG en LEG) vertoon CCC wat lyk soos dié wat voorheen in FR I-sterrestelsels opgespoor is, in teenstelling met die eenwording-model. Die ekwivalente breedte van die [OIII] emissielyn (met betrekking tot die kernligsterkte) onthul die aard van hierdie kerne, wat aandui dat die kerne van HEG vir ons siglyn verduister word en dat slegs verspreide straling waargeneem word. Dit impliseer dat die bevolking van FR II bestaan ​​uit voorwerpe met verskillende kerneienskappe, en dat slegs 'n fraksie daarvan met kwasars verenig kan word. Op grond van waarnemings wat verkry is by die Space Telescope Science Institute, wat bedryf word deur die Association of Universities for Research in Astronomy, Incorporated, onder die NASA-kontrak NAS 5-26555.


Hoe kan ek lynsterkte bepaal uit ekwivalente breedtemetings? - Sterrekunde

Ons het 'n steekproef van 165 radiostelsels uit die literatuur saamgestel om die eienskappe van die uitgebreide uitstootlyngebiede en hul interaksie met die radiobron oor 'n groot verskeidenheid rooiverskuiwing 0 & ltz & lt5.2 te bestudeer. Vir elke bron het ons radio (grootte, lobafstandverhouding en krag) en spektroskopiese parameters (helderheid, lynwydte en ekwivalente breedte) vir die vier helderste UV-lyne versamel. Ons voer ook 'n parameter in A Lyα wat die asimmetrie van die Lyα-lyn meet, met die veronderstelling dat die intrinsieke rooi verskuiwing van die lyn dieselfde is as vir die He II λ 1640-lyn, en toon dat hierdie parameter 'n goeie maatstaf is van die hoeveelheid absorpsie in die Lyα-lyn. Aan die hand van hierdie 18 parameters ondersoek ons ​​die statistiese beduidendheid van al 153 onderlinge korrelasies en vind ons die volgende beduidende korrelasies: (i) Lyα-asimmetrie A Lyα met radiogrootte D en rooi verskuiwing z, (ii) lynligsterkte met radiokrag, (iii) lynligsterkte van Lyα, C IV, He II en C III met mekaar, en (iv) ekwivalente breedtes van Lyα, C IV, He II en C III met mekaar. Ons interpreteer die korrelasie tussen rooiverskuiwing en A Lyα as 'n toename in die hoeveelheid H I rondom radiostelsels by z & gt3. Die feitlik uitsluitlike voorkoms van H I-absorpsie in klein radiobronne kan dui op 'n digter omliggende medium of 'n gebied wat nie onder druk is nie, soos voorgestel deur Binette etal (2000) nocite. Korrelasies (ii) tot (iv) lewer bewys vir 'n gemeenskaplike energiebron vir die radiokrag en totale helderheid van die emissielyn, soos aangetref in monsters van radiobronne wat die vloeistofdigtheid beperk. Die helderheid van die Lyα-lyn relatief tot die ander emissielyne en die kontinuum toon 'n sterk toename by z

gt 3, val saam met die toename in die hoeveelheid gepaardgaande H I-absorpsie. Dit dui op 'n verhoogde hoeveelheid waterstof, beide geïoniseerd en neutraal, wat moontlik die reservoir van oerwaterstof kan wees waaruit die sterrestelsel vorm. Hierdie evolusie van metallisiteit word ook gesien in die stikstof-oorvloed, wat 'n variasie van meer as 'n orde van grootte toon, met die z & gt3-radiostelsels wat slegs die Z & lt2Z-sonstreek beset. Om die ionisasie-meganisme van die uitgebreide emissie-lynstreke in HzRG's te ondersoek, teken ons die UV-emissielyndata in diagnostiese diagramme met lynverhouding. Die diagramme wat die hoë ionisasie C IV, He II en C III lyne bevat, bevestig blykbaar die vorige resultate wat toon dat AGN-foto-ionisasie die beste pas by die data. Hierdie modelle kan egter nie pas by die C II / C III-verhouding nie, wat nader aan die voorspellings vir die skok-ionisasie-modelle met die hoogste snelheid lê. Ons let op dat die C II-lyn vyf keer meer sensitief is vir skokionisasie as die hoë-ionisasie-UV-lyne, en toon dat 'n kombinasie van skok en foto-ionisasie 'n beter algehele pas by die geïntegreerde spektra van HzRG's bied. 'N Aansienlike bydrae van skokionisasie sal eers in skokgevoelige lyne soos C II of Mg II verskyn. Ons bevestig ook die bevindings van Best et al. (2000b) nocite dat skokionisasie byna uitsluitlik in klein radiobronne voorkom, en toon aan dat die hoekgrootteverdeling inderdaad die verskille in drie HzRG saamgestelde spektra kan verklaar. Omdat die meeste HzRG's radiogroottes het


Abstrak. Die profiel, radiale snelheid en ekwivalente breedte van die interstellêre lyne van Na I (5890.0, 5895.9 ˚A) en KI (7699.0 ˚A) is verkry vanaf Echelle + CCD-waarnemings by resolusiekrag λ / △ λ ∼16,500 vir 32 O en vroeë B-sterre ly aan 'n rooi kleur tussen EB − V = 0,06 en 1,57. Die data is gebruik om 'n verband tussen ekwivalente breedte en rooiheid te soek en te kalibreer. Wanneer die interstellêre lyne 'n enkele en skerp komponent toon, is nuttige verwantskappe afgelei om rooiheid van ekwivalente breedtes te skat. Die verhouding vir Na I is die sensitiefste in die reeks 0.0 ≤ EB − V ≤0.4, en die verhouding vir K I neem oor by hoër rooiheid. Met ekwivalente breedte-metings van goeie gehalte kan EB − V geskat word met 'n akkuraatheid van ongeveer 0,05 mag. Vir meerkomponentprofiele van Na I en K I-lyne is die skatting van rooierigheid dubbelsinniger met 'n algemene spreiding van 0,15 mag. Noue mengsels van veelvuldige komponente laat slegs 'n skatting van 'n boonste limiet vir EB − V toe. Sleutelwoorde: interstellêr medium: atome - interstellêr medium: stof, uitwissing 1.


Hoe kan ek lynsterkte bepaal uit ekwivalente breedtemetings? - Sterrekunde

Lesing 15: Sterre atmosfeer, veranderlike sterre

Steratmosfere: Hoe die lae bokant die fotosfeer 'n ster se spektrum beïnvloed

Wat beheer die breedte en sterkte van spektrale lyne?

Die & quotsterkte & quot van 'n spektraallyn is die oppervlakte van die spektraallyn in 'n golflengte versus intensiteitsdiagram - dikwels uitgedruk as & quotequivalente breedte & quot.

Om te verstaan ​​wat die breedte en sterkte van 'n lyn beïnvloed, moet u onthou wat 'n spektrale lyn veroorsaak: individuele atome of molekules wat elektrone bevat wat die wentelbane verander.

As 'n elektron heeltemal verwyder is deur 'n atoom, word gesê dat dit geïoniseer is. & quot Neutraal & quot H, wat beteken dat die elektron daarvan nog steeds vooraf ingestel is, word aangedui as HI terwyl geïoniseerde waterstof HII is. Let daarop dat elemente met meer elektrone waardes soos FeIX kan hê, wat beteken dat 8 elektrone verwyder is.

Sterkte van 'n lyn: hang af van die aantal atome / molekules met elektrone in die beginbaan vir die spektrale lyn wat oorweeg word. Byvoorbeeld, die H-lyn by 656,3 nm behels 'n elektron wat van vlak 2 na vlak 3 beweeg wanneer dit in absorpsie gesien word. Om die H-atome elektrone op vlak 2 te hê, moet hulle reeds 'n foton geabsorbeer het wat hulle van vlak 1 tot vlak 2 verhoog het - 'n baie koue gebied het geen H-absorpsie nie, want daar is geen atome met elektrone in vlak nie 2. Die teks in hoofstuk 4 toon aan hoe 'n tak van die fisika, genaamd & quotstatistiese meganika & quot, gebruik kan word om die relatiewe getalle atome in verskillende toestande te bereken - die getal hang af van die totale aantal atome en die temperatuur.

In die onderstaande figuur is N = totale aantal H-atome, N1= getal met elektrone in grondtoestand, N2= getal met elektrone in vlak 2, N+= aantal geïoniseerde atome.

Die getal in elke toestand is 'n funksie van temperatuur.

Die sterkte van 'n spektrale lyn, gemeet aan die ekwivalente breedte, hang af van die aantal atome langs die siglyn wat in die regte toestand is om 'n foton te absorbeer:

As ons die ekwivalente breedte meet, meet ons hoeveel fotone geabsorbeer is en neem aan dat ons die absorpsie-koëffisiënt vir die betrokke atoom in 'n laboratorium kan meet, kan ons N kry en dus die & quotabundance & quot van die element in die ster. Werklike meting is lastig, want ons ken nie L nie en moet die oppervlakte relatief tot waterstof gee of 'n ingewikkelder skema hê om L. te skat.

Breedte van 'n lyn: hang af van 'n aantal faktore:

  • Natuurlike verbreding is die gevolg van die feit dat kwantummeganika toon dat die energie van 'n elektron nie meer presies (of bekend) gespesifiseer kan word as
  • Termiese verbreding is te wyte aan die bewegings van die atome omdat hulle by 'n sekere temperatuur T is:
  • Verbreiding van botsings is die gevolg van botsings tussen atome - hang af van die frekwensie van botsings en dus van die digtheid van die gas
  • Enige beweging van die atome sal lei tot 'n Doppler-verskuiwing. Dit kan die waargenome golflengte van 'n lyn verander, of as 'n versameling wolke wat lukraak beweeg word waargeneem, kan die lyn ook breër word.

Enige ster waarvan die uitset wissel, ongeag die oorsaak, word 'n veranderlike ster genoem.

Die tradisie vir die benoeming van veranderlike sterre is dat die eerste in 'n konstellasie die naam R ConName kry, waar ConName = naam van die konstellasie. Die tweede is S ConName en dan deur Z gaan die name dan na RR deur RZ, SS na SZ, ensovoorts deur ZZ. Die name gaan dan na AA ensovoorts. As 'n konstellasie baie veranderlikes het, gaan die name na die vorm V335, V336, ensovoorts.

Kategorieë van veranderlike sterre:

Polsende veranderlikes: verander die grootte op 'n herhaalbare manier.

- Pop II Ceps = W Vir sterre, P

- verskillende sterre met periodes gemeet in ure

Die liguitset van polsende veranderlikes verander omdat die ster uitbrei en saamtrek (en dus afkoel en opwarm).

Let op hoe die helderheidsveranderinge verband hou met die veranderinge in temperatuur en radius. Fase verwys na die breukdeel van die ster se periode.

As u die temperatuur telkens kan meet, kan u die verhouding van die radiusse bereken.

U kan ook die PL-verwantskappe vir sulke sterre verstaan: dit is die gevolg van sterre met 'n hoër massa wat hoër helderheid het. Hoe massiewer die ster, hoe langer is die tydperk.

Dink aan die buitenste lae van die ster wat in 'n radiale baan is ten opsigte van die ster se kern. Die buitenste lae moet Kepler se 3de wet gehoorsaam:

Die periode van 'n polsveranderlike is omgekeerd eweredig aan die vierkantswortel van sy digtheid - lae digtheid, rooi reuse het lang tydperke terwyl die Cepheids met baie hoër digtheid kort tydperke het. Onthou dat die sentrale temperatuur van 'n ster eweredig is aan die sentrale druk / digtheid, wat bevestig dat langer periodes gepaard gaan met hoër sentrale temperature wat hoër helderheid lewer.

Nie-polsende veranderlikes sluit in

- T Tauri-sterre wat voorhoofreekssterre is wat nog nie hidrostatiese ewewig bereik het nie. Die wisselvalligheid daarvan is waarskynlik 'n uiterste vorm van magnetiese storms en fakkels.

- Flare-sterre is jong M-dwerge waar 'n gebeurtenis so energiek soos 'n tipiese fakkel op die son die helderheid van hierdie dowwe sterre kan verhoog deur faktore van twee of selfs meer.

Saam dui T Tau-sterre en fakkelsterre aan dat sterre sterker magnetiese velde en verwante aktiwiteit het as ouer sterre. Daar is ook bekend dat jong sterre baie vinniger as die son draai, wat die hoër aktiwiteit kan verklaar. Vertraag sterre wanneer dit ouer is omdat die hoekmomentum na planete oorgedra word?

- Magnetiese veranderlikes het veranderlike spektra en sterk magnetiese velde. Een verklaring kan wees dat die magneet- en rotasie-as nie in lyn is nie.

- RS CVn-sterre is binêre sterre met rotasiesnelhede wat sinchronies aan hul paar dae se wentelperiodes gesluit is. Die vinnige rotasie dryf magnetiese aktiwiteit en fakkels aan.

- Kataklismiese en uitbarstingsveranderlikes sluit novae en supernovas in.

Verduisterende binaries is binêre sterre waar ons die wentelbane amper aan die rand sien. Die vorm van die ligkromme gee 'n aanduiding van die helling van die stelsel:


Die vaagste dwergstelsels

Joshua D. Simon
Vol. 57, 2019

Abstrak

Die Melkweg-satellietstelsels met die laagste helderheid (L) verteenwoordig die uiterste onderste grens van die sterrestelselhelderheidsfunksie. Hierdie ultra-flou dwerge is die oudste, mees materie-oorheersende, metaalarmste en die minste chemies-ontwikkelde sterrestelsels. Lees meer

Aanvullende materiale

Figuur 1: Sensus van Melkweg-satellietstelsels as 'n funksie van tyd. Die voorwerpe wat hier getoon word, bevat alle spektroskopies bevestigde dwergstelsels, sowel as dié wat vermoedelik dwerge is gebaseer op l.

Figuur 2: Verspreiding van Melkwegsatelliete in absolute grootte () en halfligstraal. Bevestigde dwerg sterrestelsels word vertoon as donkerblou gevulde sirkels, en voorwerpe wat vermoedelik dwerg gal is.

Figuur 3: Sneldispersies van die siglyn van ultra-flou melkwegsatelliete as 'n funksie van absolute omvang. Metings en onsekerhede word as blou punte met foutstawe getoon, en 90% c.

Figuur 4: (a) Dinamiese massas ultra-flou Melkweg-satelliete as 'n funksie van die helderheid. (b) Massa-tot-lig-verhoudings binne die halfligstraal vir ultra-flou Melkweg-satelliete as 'n funksie.

Figuur 5: Gemiddelde sterrestelsels van Melkwegsatelliete as 'n funksie van absolute grootte. Bevestigde dwerg sterrestelsels word vertoon as donkerblou gevulde sirkels, en voorwerpe wat vermoedelik dwerg is.

Figuur 6: Metallisiteitsverspreidingsfunksie van sterre in ultra-dowwe dwerge. Verwysings vir die metaalsoorte wat hier getoon word, word in die aanvullende tabel 1 gelys. Ons let op dat hierdie data redelik heterogeen is.

Figuur 7: Chemiese oorvloedpatrone van sterre in UFD's. Hier word onderskeidelik (a) [C / Fe], (b) [Mg / Fe] en (c) [Ba / Fe] verhoudings as funksies van metaalagtigheid getoon. UFD-sterre word geteken as gekleurde diamante.

Figuur 8: Opspoorbaarheid van flou sterrestelsels as funksies van afstand, absolute grootte en meetdiepte. Die rooi kurwe toon die helderheid van die 20ste helderste ster in 'n voorwerp as 'n funksie.

Figuur 9: (a) Kleur-grootte-diagram van Segue 1 (fotometrie van Muñoz et al. 2018). Die skaduwee blou en pienk grootte streke dui die benaderde diepte aan wat met die bestaande medium bereik kan word.


  • APA
  • Standaard
  • Harvard
  • Vancouver
  • Skrywer
  • BIBTEX
  • RIS

4.5. / Zheng, Zhen Ya Wang, Jun Xian Malhotra, Sangeeta Rhoads, James E. Finkelstein, Steven L. Finkelstein, Keely.

Navorsingsuitsette: Bydrae tot tydskrif ›Artikel› portuurbeoordeling

4.5 in die uitgebreide Chandra Deep Field South (ECDFS). Ons toon aan dat ons prosedures vir die seleksie van bronne slegs swak Eddington-tipe vooroordeel lewer in beide die intrinsieke Lyα-helderheidsfunksie en die Lyα EW-verdeling. Die waargenome EW-verspreiding is egter erg bevooroordeeld as 'n mens slegs LAE's met opsporing in die kontinuum in ag neem. Om die breëband nie-waarnemings in ag te neem, moet die verspreiding van die breëband- tot smalband-verhouding gepas word, wat dan 'n groter EW-verspreidingsskaallengte gee. Uitgaande van 'n eksponensiële vorm van die intrinsieke Lyα EW-verdeling dN / dEW = N exp-EW / W0, verkry ons W0 = 167 + 44 -19 < AA> (ongekorrigeer vir IGM-absorpsie van Lya, en sg = 160 + 43 -12 < AA> vir 'n Gaussiese EW-verspreiding). Ons bespreek die waarskynlike reeks IGM-absorpsie-effekte in die lig van onlangse metings van Lyα-lynprofiele en snelheidsverrekenings. Ons data stem ooreen met die feit dat Lyα EW onafhanklik is van UV-helderheid (dit wil sê ons sien nie bewyse vir die 'Ando'-effek nie). Ons simulasies impliseer ook dat breëbandbeelde 0,5-1 mag dieper moet wees as smalbandbeelde vir 'n effektiewe en redelike volledige LAE-opname. In vergelyking met konstante metings by ander rooiverskuiwings, sien ons 'n sterk evolusie in Lyα EW-verdeling met rooiverskuiwing, wat as 'n kragwet van W0 ξ (1 + z) ξ is, met ξ = 1.1 ± 0.1 (0.6 ± 0.1) as geen IGM-regstellings is nie word toegepas op die Lyα-lyn of ξ = 1,7 ± 0,1 (1,2 ± 0,1) nadat 'n maksimale IGM-absorpsiekorreksie op Lyα-lyn toegepas is vir 'n eksponensiële ('n Gaussiese) EW-verdeling van z = 0,3 tot 6,5. ",

T1 - Lyα-ekwivalente breedteverdeling van Lyα-uitgaande sterrestelsels by rooi verskuiwing z

N2 - Lyα-lynekwivalente breedtes (EW's) bied belangrike leidrade vir die fisiese aard van Lyman alfa-emittors (LAE's) met hoëverskuiwing. Die meting van die Lyα EW-verdeling van hoë-z smalband-geselekteerde LAE's kan egter moeilik wees omdat baie bronne nie 'n goed gemete breëband-fotometrie het nie. Ons ondersoek die moontlike vooroordele om die intrinsieke Lya EW-verdeling vir 'n LAE-monster op z te meet

4.5 in die uitgebreide Chandra Deep Field South (ECDFS). Ons toon aan dat ons prosedures vir die seleksie van bronne slegs swak Eddington-tipe vooroordeel lewer in beide die intrinsieke Lyα-helderheidsfunksie en die Lyα EW-verdeling. Die waargenome EW-verspreiding is egter erg bevooroordeeld as 'n mens slegs LAE's met opsporing in die kontinuum in ag neem. Om die breëband nie-waarnemings in ag te neem, moet die verspreiding van die breëband- tot smalbandverhouding gepas word, wat dan 'n groter EW-verspreidingskaallengte gee. Uitgaande van 'n eksponensiële vorm van die intrinsieke Lyα EW-verdeling dN / dEW = N exp-EW / W0, verkry ons W0 = 167 + 44 -19 Å (ongekorrigeer vir IGM-opname van Lya, en sg = 160 + 43 -12 Å vir 'n Gaussiese EW-verspreiding). Ons bespreek die waarskynlike reeks IGM-absorpsie-effekte in die lig van onlangse metings van Lyα-lynprofiele en snelheidsverrekenings. Ons data stem ooreen met die feit dat Lyα EW onafhanklik is van UV-helderheid (dit wil sê ons sien nie bewyse vir die 'Ando'-effek nie). Ons simulasies impliseer ook dat breëbandbeelde 0,5-1 mag dieper moet wees as smalbandbeelde vir 'n effektiewe en redelike volledige LAE-opname. In vergelyking met konstante metings by ander rooiverskuiwings, sien ons 'n sterk evolusie in Lyα EW-verdeling met rooiverskuiwing, wat as 'n kragwet van W0 ξ (1 + z) ξ is, met ξ = 1.1 ± 0.1 (0.6 ± 0.1) as geen IGM-regstellings is nie word toegepas op die Lyα-lyn of ξ = 1,7 ± 0,1 (1,2 ± 0,1) na die toepassing van 'n maksimum IGM-absorpsiekorreksie op Lyα-lyn vir 'n eksponensiële ('n Gaussiese) EW-verdeling van z = 0,3 tot 6,5.

AB - Lyα-ekwivalente wydtes (EW's) bied belangrike leidrade vir die fisiese aard van Lyman alfa-emittors (LAE's) met hoëredigverskuiwing. Die meting van die Lyα EW-verdeling van hoë-z smalband-geselekteerde LAE's kan egter moeilik wees omdat baie bronne nie goed gemete breëband-fotometrie het nie. Ons ondersoek die moontlike vooroordele om die intrinsieke Lya EW-verdeling vir 'n LAE-monster op z te meet


Kyk die video: PEJIĆ TURS (Desember 2022).