Tähtitiede

Miksi Gaia käyttää tähtien radiaalinopeuden mittaamiseen vain kalsiumin NIR-linjoja?

Miksi Gaia käyttää tähtien radiaalinopeuden mittaamiseen vain kalsiumin NIR-linjoja?

Luin tätä Gaia-avaruusalusta koskevaa yleiskatsausartikkelia ja näin seuraavan lausunnon:

Nämä spektrit tarjoavat radiaalisen nopeuden tietoja, joita käytetään Linnunradan kinemaattisen ja dynaamisen evoluution tutkimiseen. Säteisnopeudet saadaan kolmesta eristetystä kalsiumlinjasta nopeuksilla 849,8, 854,2 ja 855,2 nm. Muut linjat alueella 847 - 874 nm voivat antaa tietoja tähtien koostumuksesta, pinnan painovoimasta ja metallien runsaudesta.

merkintä: kuten alla olevissa kommenteissa todettiin, kolmas rivi on 866,2 nm, ei 855,2 nm - tämän ehdotetaan olevan kirjoitusvirhe - 855-numero näkyy myös tällä ESA-sivulla.

Korkean resoluution spektroskopia näyttää toimivan vain välillä 847 - 874 nm, ja "kolmea eristettyä kalsiumlinjaa" käytetään radiaalinopeuden mittaamiseen.

Onko kaikkien tähtien ilmakehässä riittävästi kalsiumia tuottamaan tarpeeksi vahvoja ominaisuuksia säteittäisen nopeuden mittaamiseksi niin tarkasti? Olin ajatellut, että joidenkin tähtipopulaatioiden ilmakehässä on hyvin vähän vetyä ja heliumia lukuun ottamatta.

Ovatko nämä aina päästöviivoja vai absorptioviivoja, vai onko yhdessä tai toisessa tähtiä? Millä tähtien osalla ei yksinkertaisesti ole merkittäviä määriä kalsiumia?

edellä: Gaian radiaalinen nopeusspektrometri täältä, luotto: ESA.

edellä: Gaian kuvantamisjärjestelmä, mukaan lukien peilit 4, 5 ja 6, prismat, diffraktioristikot ja CCD-ryhmä, täältä: luotto: EADS Astrium.

edellä: Gaian optinen moduuli, mukaan lukien radiaalinopeusspektrometri (ritilät) ja polttovälikorrektori, täältä: luotto: SAS Astrium


ESA ilmoittaa sen melko selvästi (vaikka niiden luku 855,2 nm on väärä; sen pitäisi olla 866,2 nm):

RVS-aallonpituusalue, 847-874 nm, on valittu vastaamaan G- ja K-tyyppisten tähtien energiajakautumishuippuja, jotka ovat yleisimpiä RVS-kohteita. Näille myöhästyyppisille tähdille RVS-aallonpituusväli näyttää lukemattomien, pääasiassa Fe: stä, Si: stä ja Mg: stä johtuvien heikkojen viivojen lisäksi kolme vahvaa ionisoitua kalsiumlinjaa (noin 849,8, 854,2 ja 855,2 nm).

Wienin lakia käytettäessä voimme nähdä, että tähdet, joiden huippuaallonpituudet ovat tällä aikavälillä, vastaavat todellisia lämpötiloja välillä 3000-3500 K: $$ T = frac {b} { lambda _ { text {max}}} $$ $$ begin {array} {| c | c |} hline text {Aallonpituus (nm)} & text {Lämpötila (K)} hline 847 & 3431 hline 849.8 & 3409 hline 854.2 & 3392 hline 866.2 & 3345 hline 874 & 3315 hline end {array} $$ Todellisuudessa suurimmalla osalla Gaian tähdistä on voimakkaimmat päästöt tehokkaissa lämpötiloissa, jotka ovat korkeammat kuin tämä; nämä piikit vastaavat kuumia M-tyypin tähtiä, ei K- tai G-tähtiä. Esimerkiksi Auringon todellinen lämpötila on noin 5800 K, ja monien K-tyyppisten tähtien todellinen lämpötila on noin 4000 K. Kohdetähdet takaavat kuitenkin edelleen voimakkaat päästöt spektrin asiaankuuluvissa osissa ja siten havaittavat kalsiumviivat .


Ca-tripletti lähi-infrapunassa on erittäin voimakas resonanssi imeytyminen linjat. Ne ovat ylivoimaisesti vahvimmat piirteet viileiden G-, K-, M-tyyppisten kääpiöiden ja jättiläisten lähi-infrapunaspektrissä, jotka ovat suurin osa Gaia RVS: n havaitsemista tähdistä. Ca-triplettilinjat ovat niin vahvoja, että jopa matalametallisissa halotähdissä, joiden fotopalloissa on vähän Ca: ta, nämä viivat ovat edelleen tarpeeksi vahva mittaamaan säteen nopeudet.

Viivat ovat paljon heikompia ja paljon leveämpiä kuumemmille O-, B- ja A-tähdille, ja näiden säteittäisten nopeuksien mittaaminen on vaikeaa ja paljon epätarkempaa.

Voit tarkastella Gaia Ca -triplettialueen karttaa erilaisten spektrityyppisten tähtien kohdalla Munarin et al. Kuvassa 2. (2001). http://cds.cern.ch/record/531022/files/0109057.pdf

Haluan myös lisätä, että nämä kolme riviä ovat ei Ainoat ominaisuudet, joita käytetään nopeuksien määrittämiseen, ovat vain vahvimmat piirteet useimpien tähtien spektrissä.


Cropperin ja Katz 2011: n osan 2.2 mukaan RVS-työryhmä otti huomioon muut taajuudet, mutta maapallon ilmakehän absorptio ei vaikuta ~ 850 nm: n alueeseen, mikä helpottaa maanpinnan valmistelua ja seurantaa. Vahvan Ca II -tripletin lisäksi tällä kaistalla on runsaasti viivoja, jotka mahdollistavat muiden kuin radiaalinopeuden astrofysikaalisten määrien tutkimuksen, mikä lisää tieteen tuottoa spektrometriinvestoinnista.

B-tyypin ja kuumempien tähtien, pienen vähemmistön väestöstä, he toivovat saavansa radiaalinopeuden Paschen-vety-sarjasta, joka muodostaa Munari 2001 -kuvion 2 huipulla olevat leveät kourut 854,3, 859,6 ja 866,3 nm: ssä.


Rigel

Rigel, nimetty β Orionis (Latinaksi Beta Orionis, lyhennetty Beta Ori, β Ori), on sininen supergiganttinen tähti Orionin tähdistössä, noin 860 valovuoden (260 kpl) päässä Maasta. Rigel on kirkkain ja massiivisin komponentti - ja nimimerkki - vähintään neljän tähden tähtijärjestelmästä, joka näkyy paljaalla silmällä yhtenä sinivalkoisena valopisteenä. Spektrityyppisen B8Ia: n tähden Rigelin lasketaan olevan 61 500 - 363 000 kertaa yhtä valoisa kuin aurinko ja 18 - 24 kertaa massiivisempi käytetystä menetelmästä ja oletuksista riippuen. Sen säde on yli seitsemänkymmentä kertaa aurinkoa suurempi, ja sen pintalämpötila on 12 100 K. Tähtituulen vuoksi Rigelin massan menetys arvioidaan olevan kymmenen miljoonaa kertaa Auringon. Arvioitu ikä seitsemästä yhdeksään miljoonaan vuoteen, Rigel on käyttänyt ydinvetypolttoaineensa loppuun, laajentunut ja jäähtynyt superjätiksi. Sen odotetaan päättävän elämänsä tyypin II supernovana, jättäen neutronitähden tai mustan aukon lopulliseksi jäännökseksi, riippuen tähteen alkuperäisestä massasta.

Rigelin kirkkaus vaihtelee hieman, sen näennäinen suuruus vaihtelee välillä 0,05 - 0,18. Se on luokiteltu Alpha Cygni -muuttujaksi sen kirkkauden vaihtelun amplitudin ja jaksollisuuden sekä spektrityypin vuoksi. Sen sisäinen vaihtelu johtuu sykkeistä sen epävakaassa ilmakehässä. Rigel on yleensä seitsemänneksi kirkkain tähti yötaivaalla ja kirkkain tähti Orionissa, vaikka Betelgeuse onkin sitä toisinaan ohittanut, mikä vaihtelee suuremmalla alueella.

Kolmen tähden järjestelmä erotetaan Rigelistä 9,5 kaarisekunnilla. Sen näennäinen voimakkuus on 6,7, mikä tekee siitä 1/400 yhtä kirkkaan kuin Rigel. Kaksi järjestelmän tähtiä voidaan nähdä suurilla teleskoopeilla, ja kirkkain näistä kahdesta on spektroskooppinen binääri. Nämä kolme tähteä ovat kaikki sinivalkoisia pääjärjestys tähtiä, kukin kolmesta neljään kertaa massiivisempi kuin Aurinko. Rigel ja kolminkertainen järjestelmä kiertävät yhteistä painopistettä, jonka arvioidaan olevan 24 000 vuotta. Kolmoisjärjestelmän sisätähdet kiertävät toisiaan 10 päivän välein, ja ulkotähti kiertää sisäparin 63 vuoden välein. Paljon heikompi tähti, erotettuna Rigelistä ja muista lähes kaariminuutilla, voi olla osa samaa tähtijärjestelmää.


Sisällys

Tähtitieteellistä spektroskopiaa käytetään kolmen suuren säteilykaistan mittaamiseen: näkyvä spektri, radio ja röntgensäde. Vaikka kaikki spektroskopiat tarkastelevat spektrin tiettyjä alueita, signaalin hankkimiseen tarvitaan erilaisia ​​menetelmiä taajuudesta riippuen. Otsoni (O3) ja molekyylihappi (O2) absorboi valoa, jonka aallonpituudet ovat alle 300 & # 160 nm, mikä tarkoittaa, että röntgen- ja ultraviolettispektroskopia edellyttävät satelliittiteleskoopin tai rakettiin kiinnitettyjen ilmaisimien käyttöä. [1]: 27 Radiosignaalien aallonpituudet ovat paljon pidempiä kuin optisilla signaaleilla, ja ne edellyttävät antennien tai radiolautojen käyttöä. Infrapunavalo absorboi ilmakehän vettä ja hiilidioksidia, joten vaikka laitteet ovat samanlaisia ​​kuin optisessa spektroskopiassa käytettävät laitteet, satelliittien on tallennettava suuri osa infrapunaspektristä. [2]

Optinen spektroskopia

Fyysikot ovat katsoneet aurinkospektriä siitä lähtien, kun Isaac Newton käytti ensin yksinkertaista prismaa valon taitekykyjen tarkkailuun. [3] 1800-luvun alussa Joseph von Fraunhofer käytti taitojaan lasinvalmistajana erittäin puhtaiden prismojen luomiseen, minkä ansiosta hän pystyi havaitsemaan 574 tummaa viivaa näennäisesti jatkuvassa spektrissä. [4] Pian sen jälkeen, kun hän yhdisti teleskoopin ja prisman tarkkailemaan Venuksen, Kuun, Marsin ja erilaisten tähtien, kuten hänen yrityksensä Betelgeuse, kirjoa, hän jatkoi korkealaatuisten taittuvien kaukoputkien valmistamista ja myyntiä alkuperäisten malliensa pohjalta sen sulkemiseen vuonna 1884. . [5]: 28–29

Prisman tarkkuutta rajoittaa sen koko, suurempi prisma tarjoaa yksityiskohtaisemman spektrin, mutta massan kasvu tekee siitä soveltumattoman erittäin yksityiskohtaiseen työhön. [6] Tämä ongelma ratkaistiin 1900-luvun alussa kehittämällä korkealaatuisia heijastusritilöitä J.S. Plaskett Dominion Observatoriossa Ottawassa, Kanadassa. [5]: 11 Peiliin törmäävä valo heijastuu samassa kulmassa, mutta pieni osa valosta taittuu eri kulmassa, mikä riippuu materiaalien taitekertoimista ja valon aallonpituudesta. [7] Luomalla "sytytetty" ritilä, joka käyttää paljon rinnakkaisia ​​peilejä, pieni osa valosta voidaan kohdistaa ja visualisoida. Nämä uudet spektroskoopit olivat yksityiskohtaisempia kuin prisma, vaativat vähemmän valoa ja ne voitiin kohdistaa tiettyyn spektrin alueeseen kallistamalla ritilää. [6]

Liekattuun ritilään on rajoitettu peilien leveys, joka voidaan jauhaa vain rajallinen määrä ennen tarkennuksen menetystä. Enimmäismäärä on noin 1000 viivaa / mm. Tämän rajoituksen voittamiseksi kehitettiin holografiset ritilät. Tilavuusvaiheen holografisissa ritilöissä käytetään ohut kalvo dikromoitua gelatiinia lasipinnalla, joka altistetaan sitten interferometrin luomalle aaltokuviolle. Tämä aaltokuvio muodostaa heijastuskuvion, joka on samanlainen kuin palavat ritilät, mutta käyttää Braggin diffraktiota, prosessia, jossa heijastuskulma riippuu atomien järjestelystä gelatiinissa. Holografisten ritilöiden koko voi olla jopa 6000 viivaa / mm, ja ne voivat olla jopa kaksi kertaa tehokkaampia valon keräämisessä kuin palavat ritilät. Koska ne on suljettu kahden lasilevyn väliin, holografiset ritilät ovat hyvin monipuolisia, mahdollisesti kestävät vuosikymmeniä ennen kuin ne tarvitsevat vaihdon. [8]

Radiospektroskopia

Radiotähtitiede perustettiin Karl Jansky -työllä 1930-luvun alussa Bell Labsin palveluksessa. Hän rakensi radioantennin tarkastelemaan transatlanttisten radiolähetysten mahdollisia häiriölähteitä. Yksi löydetyistä melulähteistä ei tullut maasta, vaan Linnunradan keskustasta, Jousimiehen tähdistössä. [9] Vuonna 1942 JS Hey sieppasi auringon radiotaajuuden sotilastutkavastaanottimien avulla. [1]: 26

Radiointerferometria oli edelläkävijä vuonna 1946, jolloin Joseph Lade Pawsey, Ruby Payne-Scott ja Lindsay McCready käyttivät yhtä antennia meren kallion päällä havaitakseen 200 & # 160 MHz: n aurinkosäteilyä. Kaksi tulevaa sädettä, yksi suoraan auringosta ja toinen heijastuu merenpinnasta, aiheutti tarvittavat häiriöt. [10] Ensimmäisen monivastaanottimen interferometrin rakensivat samana vuonna Martin Ryle ja Vonberg. [11] [12] Vuonna 1960 Ryle ja Antony Hewish julkaisivat aukon synteesimenetelmän interferometritietojen analysoimiseksi. [13] Aukon synteesiprosessi, johon sisältyy autokorrelaatio ja diskreetti Fourier-muunnos saapuvasta signaalista, palauttaa sekä paikkatiedot että taajuuden vaihtelut vuossa. [14] Tuloksena on 3D-kuva, jonka kolmas akseli on taajuus. Tästä työstä Ryle ja Hewish saivat yhdessä vuoden 1974 fysiikan Nobel-palkinnon. [15]

Röntgenspektroskopia


Nimeä arvoinen tutkija palkinnoksi

[Päivitetty vastaamaan uutta nimitysprosessia, joka ei enää salli kirjainten nimeämistä.]

Lokakuussa 1978 Israelin pääministerille Menachem Beginille ja Egyptin presidentille Anwar Sadatille myönnettiin rauhan Nobel-palkinto heidän työstään vain kuukautta aikaisemmin tehdessään ja allekirjoittamalla Camp David -sopimuksen, joka johti vuoden 1979 Egyptin ja Israelin rauhansopimukseen. Sopimukset aloitti ja välitti presidentti Jimmy Carter.

Nobelin saa jakaa kolmeen tapaan, ja monet huomasivat räikeän laiminlyönnin: miksi Nobelin komitea ei pitänyt sopivana sisällyttää presidentti Carter palkintoon? Oliko tämä jonkinlainen viesti? Huijaus?

Vastaus oli paljon yksinkertaisempi: Carteria ei yksinkertaisesti ollut nimitetty, ja et voi voittaa, jos et ole ehdolla. Carter tietysti voitti myöhemmin vuoden 2002 Nobelin rauhanpalkinnon elinikäisistä saavutuksista, mutta sitä pidettiin laajalti korjaavana palkintona (tavallaan kuten Peter O & # 8217Toole & # 8217s kunnia Oscar tai Denzel Washington & # 8217s paras näyttelijä -palkinto 2001). Itse asiassa Nobelin komitea myönsi käytännössä saman lainauksessaan.

Jotkut tähtitiede / fysiikan osastot ovat erittäin hyviä nimittämään erinomaisen tiedekuntansa AAS-palkinnoille, mutta toiset eivät. Tämän seurauksena nimitysjoukko ei heijasta tarkasti kelvollisten tähtitieteilijöiden kykyjä.

AAS on käsitellyt tätä jossain määrin sallimalla itsenäiset ehdokkaat kaikkiin palkintoihin, mutta tietysti jotkut tähtitieteilijät eivät ole tyytyväisiä nimeämään itseään. Joten meidän kaikkien on löydettävä nuo pitkään unohdetut jättiläiset kentältä, nousevat tähdet laitoksissa, jotka eivät nimitä aggressiivisesti, ja hiljaiset mutta syvälliset kentänmuuttajat, jotka eivät aaltoile, ja saada heille ansaitsemansa tunnustus.

Monien palkintojen (mukaan lukien viimeisimmät & # 8220 mikä vei ne niin kauan? & # 8221 -palkintoja) voittajien etsiminen monet palkintojen arvoisista, jotka on jätetty huomiotta, ovat valkoisia naisia ​​ja värejä. Osa tästä saattaa olla tajutonta ennakkoluuloa palkitsemisvaliokunnissa, mutta osa siitä on ehdottomasti nimityspooli. Kuten Nobelin komitea jättää Carterin pois, komitean on annettava palkinto valkoiselle miehelle, jos vain valkoiset miehet nimitettäisiin.

Mutta jonkun nimittäminen ei ole niin yksinkertaista kuin ampua sähköposti AAS: n sihteerille. Se on paljon kovaa työtä. Olen tehnyt kolme onnistunutta AAS-palkintoehdoketta (neljästä!), Joten mielestäni strategiani toimii melko hyvin. Tässä on sinun tehtävä:

    . Katso kuka voitti heidät. Aivoriihi ihmisiä, jotka on unohdettu. Mitkä ovat tähtitieteen tärkeimmät näkökohdat? Tietyllä alalla? Viimeisten x vuoden aikana? Arvaa kenen pitäisi olla jokaisessa palkintolistassa ja katso jos he ovat siellä.
  1. Tutki ehdokkaan historiaa ja CV: tä, kaivaa anekdootteja, puhu ehdokkaan ja # 8217: n entisten opiskelijoiden kanssa. Valitse kirjeessä ja nimityspaketissa parhaat korostettavat paperit.
  2. Lisää kirjanmerkkiin palkinnon nimitysten tarkistuslista ja tarkista se kolmesti. Sinun on löydettävä ehdokkaan ansioluettelo ja bibliografia.
  3. Hanki erinomaisia ​​kirjeitä.
    • Aivoriihi, kenen tulisi kirjoittaa tukikirjeet:
      • Hanki palautetta alan ihmisiltä.
      • Harkitse, kuka on ehdokkaiden & # 8217s-kentän vanhimmat, palkituimmat, arvostetuimmat ja korkean h-indeksin henkilöt.
      • Katso ideoiden edelliset voittajat.
      • Katso palkintolautakunnan kokoonpano: se ei voi olla yksi heistä, mutta se voi olla ihmisiä, jotka tiedät kunnioittavansa.
    • Kysy kirjeen kirjoittajilta, ovatko he halukkaita kirjoittamaan erinomaisen tukikirjeen ehdokkaallesi.
    • Anna kirjeen kirjoittajille joitain parametreja kirjaimille:
      • Tutki palkinnon kieli ja pyydä kirjoittajia käyttämään niitä kirjojensa kehyksenä.
      • Varmista, että lyöt kaikki palkinnon edellyttämät elementit.
      • Käytä todisteita jokaiselle pisteelle.
      • Ole korostunut. Löydä ehdokkaiden työn superlatiivisimmat näkökohdat ja korosta heitä.
    • Muistuta kirjeen kirjoittajille määräaika geometrisesti lyhyemmillä aikaväleillä määräajan lähestyessä. Zenon & # 8217s -nuolen tavoin, jos muistutat heitä puolivälissä viimeisen muistutuksen ja määräajan välillä, he eivät koskaan voi jättää määräaikaa väliin, koska he ovat liian kiireisiä lukemaan loputonta määrää sähköpostiviestejä, joita he saavat sinulta väliaikaisesti.
    • Löydä osastonsa jäseniä, jotka voivat auttaa sinua.
  4. Aloita aikaisin. Useimpien palkintojen määräaika on 30. kesäkuuta. Jos aloitat kuukausia etukäteen, et pääse huolimattomiin kirjeisiin määräajassa. Jos haluat nimetä tänä vuonna, sinun täytyy murtautua nyt.

Tässä skenaariossa jakson suorittamisen aika tai pituus on 687 päivää (maapallolla). Tämä johtuu siitä, että 687 päivää on aika, jonka Mars tarvitsee yhden singlen valmistamiseen.

NGC 584 ja NGC 596 kuuluvat useiden hienojen galaksiryhmien joukkoon Cetuksessa. Merihirviö Cetus on yksi suurimmista tähtikuvioista alueittain. Pää on määritelty.

Kuiperin vyö sijaitsee Neptunuksen kiertoradan ohi ja on täynnä miljoonia pieniä jäisiä kappaleita, joiden uskotaan jääneen muodostumiseen.

Venus on niin kirkas, että u voi nähdä sen päivällä, että joskus se näyttää kirkkaalta tähdeltä aamu- tai iltataivaalla, koska tämä johtuu Venistä.

Ensimmäinen laki on, että kaikki kiertää aurinkoa, kaikki planeetat kiertävät auringon ekliptikassa, mikä ratkaisee paljon tycho-mallin i ongelmia.

Tämän mallin havainto oli, että tähdet, aurinko, kuu ja planeetat kiertivät ympäri maata kerran päivässä. 6. vuosisadalla eKr. Anaximander tuli esiin.

Maan muodostumisen aikana taivaankappale törmäsi maahan, mikä aiheutti roskien lentämisen kiertoradalle, joka sitten hitaasti kokoontui ja muodostui.

P tunnistaa lyhytaikaiset komeetat, joilla on vakiintunut kiertorata auringon ympäri ja joiden kuluminen aurinkokierrosta kestää alle 200 vuotta. Numbe.

Saturnus: Natalie James Saturnus on yksi kauimpana olevista planeetoista auringosta, ollessa kuudes. Saatuaan ensimmäisen huomion vuonna 1610 Galileo Galilei, Saturnus w.

Yläpistettä pääjärjestyksessä, joka on tiheimmin täynnä tähtiä, joissa punaiset jättiläiset näyttävät alkavan, kutsutaan tarkalleen kääntymispisteeksi.


PHYS - 1301 Tentti 3

- Tähtien kulmakoko on pienempi kuin edes suurten yksittäisten teleskooppien diffraktioraja.

- Tarkkailu avaruusteleskoopilla maapallon ilmakehän yläpuolella

- Absorptiolinjat antavat tähtitieteilijöille mahdollisuuden kertoa tähden koostumus.

- näyttää kohteen pintalämpötilasta riippuvat vaikutukset

Tähti: Erittäin vahvat vetylinjat

K- ja M-tähdet: Molekyyliviivat

- Binaaritähdet kiertävät toisiaan yhteisen massakeskipisteensä ympäri.

- Tähtitieteilijät käyttävät binääritähtiä tähtien massojen laskemiseen.

Binaarinen tähti: Kaksi tähteä kiertävät toisiaan

Pimenevä binaarinen: Binaarijärjestelmä nähdään edestä maasta

Spektroskooppinen binääri: binääri, jossa tähtiä ei voida nähdä erikseen, mutta spektrimittaukset osoittavat kaksi Doppler-siirtymää

tähtien Doppler-muutos

Valovoima: Piirretty Y-akselille (Y)

Kasvaa kohti vasenta alakulmaa (LL): Lämpötila

suhteellisen viileä tähdille

Paineaalto läheiseltä supernovalta

Piilossa usein pölypilvissä

Protostar: Nuori tähti, joka loistaa lähinnä infrapunassa

Deuterium: Vetyatomi, joka sisältää neutronin ja protonin ytimessä


2 TEOREETTISET NÄKÖKOHDAT

Seuraavassa esitellään malleja, joissa tähtipopulaatiot, joilla on erilainen alkutason kinematiikka, mutta identtinen tiheysjakauma, erottuvat palkin muodostuessa ja kasvaessa. Me kutsumme tätä käyttäytymistä nimellä kinemaattinen fraktiointi, analogisesti faasisiirtymien tuottaman kemiallisen fraktioinnin kanssa. Näiden simulaatioiden keskeinen tulos on, että populaatiot, joilla on suurempi alku tasossa oleva satunnaisliike, muuttuvat paksummiksi ja vähemmän maapähkinän muotoisiksi ja isännöivät heikompia palkkia.

Tämä erilaisten kinemaattisten populaatioiden erottaminen ei pääty vääntymisen epävakauteen. Palkit siirtävät kulmamomentin haloon, joka hidastuu prosessissa (Weinberg 1985 Debattista & amp Sellwood 1998, 2000 Athanassoula 2002 O’Neill & amp Dubinski 2003). Ω: llas laskussa ja σR nousee, yhtälön (1) oikea puoli putoaa, jolloin useampi tähti voi reagoida vaiheittain uusilla häiriöillä. Niin kauan kuin palkki on hidastumassa, kiekko sakeutuu edelleen eri nopeuksilla eri säteittäisdispersiopopulaatioille, jolloin populaatioiden erottaminen voi jatkua myöhemmässä evoluutiossa. Esimerkkeinä tästä käyttäytymisestä Martinez-Valpuesta, Shlosman & amp Heller (2006) havaitsivat, että vääntyneet hidastuvat tangot voivat jo solkiutua taas, kun taas Debattista et ai. (2006) pystyi aiheuttamaan taipumisen muuten vakaassa tangossa hidastamalla sitä impulssilla asetetulla vääntömomentilla.


Mikä on aurinkoa lähinnä oleva musta aukko? ☆

Tutkitaan kahden galaktisen mikrokvasiarin GRO J1655–40 ja A 0620–00 etäisyyttä, jotka ovat mahdollisesti kaksi lähintä mustaa aukkoa auringolle. Pyrimme tarjoamaan kuvan mahdollisimman laajasta ja täydellisestä ongelmasta, joka koskee mikrokvaasareiden etäisyyden mittaamista galaksissamme. Tämän työn tarkoituksena on tarkastella oikeudenmukaisesti ja kriittisesti erittäin yksityiskohtaisesti jokaista näissä kahdessa mikrokvasiirissa käytettyä etäisyysmenetelmää osoittaakseen, että todennäköisesti kaikkien galaksissamme olevien mikrokvaarien etäisyydet ovat paljon epävarmemmat kuin tällä hetkellä sallitaan. Lisäksi osoitamme, että monet kvantitatiivisten tulosten vahvistukset kietoutuvat usein ja perustuvat hyvin epävarmoihin mittauksiin. Esitämme myös uuden määrityksen GRO J1655–40: n maksimietäisyydestä käyttämällä punaisia ​​kasaantuneita tähtiä, ja osoitamme, että se vahvistaa aikaisemman tuloksen, jonka etäisyys on alle 2 kpc 3,2 kpc: n sijasta. Koska tällöin on todennäköisempää, että GRO J1655–40 voisi olla peräisin tähtiklusterista NGC 6242, joka sijaitsee nopeudella 1,0 kpc, tarkastelemme etäisyysarvioita A 0620–00: sta, joka on toistaiseksi lähin musta aukko, jonka keskimääräinen etäisyys on noin 1,0 kpc. Osoitamme, että myös A 0620–00: n etäisyysmenetelmät ovat ongelmallisia. Lopuksi esitämme uuden analyysin spektroskooppisista ja astrometrisistä arkistotiedoista tälle mikrokvasarille ja käytämme Foellmi et ai. [Foellmi, C., Depagne, E., Dall, T.H., Mirabel, I.F., 2006b. A & amp; 457, 249]. Vaikuttaa siltä, ​​että 0620–00 voisi todellakin olla vielä lähempänä aurinkoa kuin nykyisin arvioidaan, ja olisi siten lähinnä tunnettua mustaa aukkoa auringolle.


Pourquoi Gaia hyödyntää NIR-kalkkikivien yksilöintiä raies uniquement des raies?

Je lisais set artikkeli sur le vaisseau spatial Gaia et j'ai vu la déclaration suivante:

Ces -spektrit neljänlaiset tiedot sur la vitesse radiale qui sont utilisées pour étudier l'évolution cinématique et dynamique de la Voie lactée. Les vitesses radiales sont dérivées de trois lignes de kalsium isolaatit 849,8, 854,2 ja 855,2 nm. D'autres raies dans la gamme de 847 à 874 nm peuvent fournir des données sur la composition des étoiles, la gravité de la surface et l'abondance des métaux.

Remarque: comme indiqué dans les commentaires ci-dessous, la troisième ligne est à 866,2 nm ja muu kuin 855,2 nm - il s'agit d'une faute de frappe - le numéro «855» apparaît également sur cette page de l'ESA.

La spectroscopie haute resolution no semble fonctionner qu'entre 847 et 874 nm and "trois lignes de kalium isolées" sont utilisées pour mesurer la vitesse radiale.

Toutes les étoiles ont-elles suffisamment de calcium dans leur atmosphère pour produire des caractéristiques suffisamment fortes pour mesurer la vitesse radiale avec une telle précision? J'avais pensé qu'il y a des populations stellaires qui ont très peu en plus de l'hydrogène et de l'hélium dans leur atmosphère.

S'agit-il toujours de raies d'émission ou d'absorption, ou y aura-t-il des étoiles avec l'une et l'autre? Quelle fraktio d'étoiles n'aura täydentää kalsiumin pas de quantités tärkeitä?

ci-dessus: Spectromètre de vitesse radiale de Gaia d 'ici, kirkko: ESA.

ci-dessus: Gaia, système d'imagerie de Gaia, y compris les miroirs 4, 5 et 6, les prismes, les réseaux de diffraction et le réseau CCD, d 'ici, crédit: EADS Astrium.

ci-dessus: Gaia-moduulin optique, y compris le spektromètre de vitesse de Ravial (uudelleensuunnittelu) et le correcteur de champ afocal, d 'ici, crédit: SAS Astrium.


Teoria ja havainto

Jatkamme otesarjaamme (ja keskustelua) George F.R.Ellisin erinomaisesta kyselyjulkaisusta, Kosmologian filosofian kysymykset.

Opinnäytetyö F1: Filosofiset valinnat ovat väistämättä kosmologisen teorian taustalla.
Jotkut kosmologit jättävät yleensä huomiotta teorioidensa taustalla olevat filosofiset valinnat, mutta yksinkertaistetut tai tutkimattomat filosofiset näkökulmat ovat silti filosofisia näkökulmia!

Kosmologia ja kaikki ihmiskyselyt perustuvat (ainakin) kahteen todistamattomaan (tosin varmasti kohtuullinen) oletukset:

  1. Universumi on olemassa.
  2. Ihmisen mieli pystyy ainakin jossain määrin havaitsemaan ja ymmärtämään maailmankaikkeutta.

Kaikilla kosmologisilla teoreilla on muita perustamattomia oletuksia. Näitä kutsutaan aksioomiksi. Ellis kehottaa meitä ainakin olemaan tietoisia niistä ja myöntämään heille.

8.1 Teorioiden perusteet
Hyvän tieteellisen teorian kriteerien osalta tyypillisiä ovat seuraavat neljä arviointia: (1) Tyydyttävä rakenne: (a) Sisäinen johdonmukaisuus, (b) yksinkertaisuus (Ockham & # 8217s partakone) ja (c) esteettinen vetovoima (& # 8216kauneus & # 8217 tai & # 8216eleganssi & # 8217) (2) Luontainen selittävä voima: (a) looginen tiiviys, (b) teorian laajuus - kyky yhdistää muuten erilliset ilmiöt ja (c) teorian tai mallin todennäköisyys suhteessa johonkin hyvin määriteltyyn mittariin (3) Ulkoinen selittävä voima tai sukulaisuus: (a) yhteys muuhun tieteeseen, (b) laajennettavuus - perusta jatkokehitykselle (4) Havainnointi- ja kokeellinen tuki, (a) - testattavuus: kyky tehdä määrällisiä ja laadullisia ennusteita, jotka voidaan testata ja - (b) vahvistus: missä määrin teoriaa tukevat tehdyt testit.

Kuten näette, teoria on ei mielipide. Sitä on tuettava tosiseikoilla. Sen on oltava sisäisesti johdonmukainen. Sen on oltava selittävä. Venäläinen fyysikko A. I. Kitaĭgorodskiĭ (1914-1985) sanoi sen ytimekkäästi: & # 8220A ensiluokkainen teoria ennustaa toisen luokan teoria kieltää, ja
kolmannen luokan teoria selittää tapahtuman jälkeen. & # 8221 Einsteinin erityinen ja yleinen suhteellisuusteoria ovat upeita esimerkkejä ensiluokkaisista teorioista. Yli 100 vuoden ajan tiukempien ja kehittyneempien kokeiden ja havaintojen aikana suhteellisuusteoria ei ole koskaan osoittautunut virheelliseksi.

Ellis korostaa tarkkailun ja kokeellisen tuen merkitystä missä tahansa tieteellisessä teoriassa.

Erityisesti jälkimmäinen luonnehtii tieteellistä teoriaa, toisin kuin muuntyyppiset teoriat, jotka väittävät selittävän maailmankaikkeuden piirteitä ja miksi asiat tapahtuvat samalla tavalla. On huomattava, että nämä kriteerit ovat luonteeltaan filosofisia, koska niiden itsensä ei voida osoittautua oikeiksi missään kokeessa. Pikemminkin heidän valintansa perustuu aikaisempaan kokemukseen yhdistettynä filosofiseen pohdintaan. Voidaan yrittää muotoilla perusteita tieteellisten teorioiden hyville kriteereille, mutta tietysti näidenkin on oltava filosofisesti perusteltuja. Yritys päättyy loputtomaan taantumiseen, ellei se lopeteta jossain vaiheessa yksinkertaisesti hyväksymällä tietty kriteeripaketti.

Joten jopa kriteerimme siitä, mikä saa hyvän tieteellisen teorian perustumaan aksioomiin, joita ei voida todistaa. Mutta toisin kuin uskonto, tieteelliset teoriat eivät koskaan myönnä minkään olemassaoloa yliluonnollinen kokonaisuus.

Opinnäytetyö F3: Konflikteja syntyy väistämättä soveltamalla kriteerejä tyydyttäviin kosmologisiin teorioihin.
Paljon viimeaikaisen kehityksen painopiste on ollut kaukana havainnointikokeista kohti vahvasti teoreettisesti perustuvia ehdotuksia, tosin joskus melkein alentamalla havaintokokeita. Tällä hetkellä tätä korjataan siirtymällä ehdotettujen teorioiden seurausten yksityiskohtaiseen tarkkailuanalyysiin, mikä merkitsee aiheen kypsyyttä. Kaikkien havaintojen ja testauksen rajoitusten vuoksi kosmologisessa kontekstissa meidän on silti luotettava voimakkaasti muihin kriteereihin, ja joillakin useimmissa tieteissä tärkeillä kriteereillä ei ehkä ole mitään järkeä.

Säieteoria? Kosminen inflaatio? Multiversumi? Jos teoria ei ole tällä hetkellä testattavissa eikä sitä tueta suoraan havainnoilla, onko se tiedettä vai jotain muuta?