Tähtitiede

Absoluuttiset suuruudet pölyn sammuessa

Absoluuttiset suuruudet pölyn sammuessa

Minulla on kaukainen $ z sim3 $ -galaksi, jonka absoluuttiset AB-suuruudet ovat $ M_B $ ja $ M_I $, missä $ B $- ja $ I $ -kaistojen keskiaallonpituudet ovat $ sim0.4 , mu text {m } $ ja $ sim0.8 , mu text {m} $.

Jos tämän galaksin oli tarkoitus kokea $ 1 , text {mag} $ of $ V $ -kaistan sukupuutto pölyn vuoksi sen sisällä, missä $ V $ -kaistan keskiaallonpituus on $ sim0.5 , mu text {m} $, kuinka voin selvittää, mitkä absoluuttiset suuruudet $ M_B $ ja $ M_I $ olisivat?

Kiitos avusta tässä asiassa.


Tarkista tämä luentomoniste. Uskon, että on kaikki mitä tarvitset ymmärtääksesi miten edetä. Lyhyesti sanottuna sinulla on oltava lisätietoja suhteellisesta imeytymisestä, joka on esitetty taulukossa s.18. Kun otetaan huomioon yhden kaistan korjaus (joka sinulla on jo $ A_V = 1) $, löydät korjauksen muilta kaistoilta taulukon avulla.

Huomaa, että suhteellinen absorptio on erilainen eri skenaarioissa, esim. Eri RADEC, erilainen isäntä, erityyppiset tähdet.

Huomaa myös, että sukupuuttoa on kahta tyyppiä: galaktinen ja ekstragalaktinen.


Absoluuttiset suuruudet pölyn sammuessa - tähtitiede

Saamme etäisyydet 383 Galactic Wolf-Rayet (WR) -tähteen Gaia DR2 -parallaksista ja Bayesin menetelmistä, perustuen ennakkoon H II -alueisiin ja pölyn sammuttamiseen. Etäisyydet sopivat Bailer-Jonesin et ai. tähdille, joiden korkeus on enintään 2 kpc auringosta, vaikka poikkeavatkin sen jälkeen erilaisten priorien vuoksi, mikä johtaa vaatimattomaan valovoiman pienenemiseen viimeaikaisten WR-spektroskooppisten tulosten vuoksi. Laskemme visuaalisen ja K-kaistan absoluuttiset suuruudet, ottamalla huomioon pölyn sammumisen vaikutukset ja binaarisuuden, ja tunnistamme 187 tähteä, joilla on luotettava absoluuttinen suuruus. 2 kpc: n WR- ja O-tähtien WR / O-suhde on 0,09. Etäisyyksiä käytetään absoluuttisten suuruuskalibrointien luomiseen ja Gaia-väri-suuruuskaavion saamiseksi WR-tähdille. Keskimääräiset V WR -kaistan absoluuttiset suuruudet WN-tähdille vaihtelevat välillä -3,6 mag (WN3-4) - -7,0 mag (WN8-9ha) ja -3,1 (WO2-4) - -4,6 mag (WC9), keskihajonnoilla ˜0,6 mag. Käyttämällä H II-alueen mittakaavan korkeuksia tunnistamme 31 WR-tähtiä suurelta (3σ, | z | ≥ 156 pc) etäisyydeltä keskitasosta potentiaalisina karkotuksina, jotka muodostavat galaktisen loimen, joista vain neljä liittyy WN8-9-tähtiin, päinvastoin aikaisempiin vaatimuksiin.


Historia

Kreikkalainen tähtitieteilijä Hipparchus tuotti luettelon, jossa huomioitiin tähtien näennäinen kirkkaus toisella vuosisadalla eaa. Toisella vuosisadalla eKr. Aleksandrian tähtitieteilijä Ptolemaios luokitteli tähdet kuuden pisteen asteikolla ja sai alkunsa termistä suuruus. [1] Avoimelle silmälle näkyvämpi tähti, kuten Sirius tai Arcturus, näyttää olevan suurempi kuin vähemmän näkyvä tähti, kuten Mizar, joka puolestaan ​​näyttää suuremmalta kuin todella heikko tähti, kuten Alcor. Vuonna 1736 matemaatikko John Keill kuvasi muinaista paljaalla silmällä olevaa suuruusjärjestelmää tällä tavalla:

kiinteät tähdet näyttävät olevan erilaisia ​​Bignesseja, ei siksi, että he todella ovat, mutta koska ne eivät kaikki ole yhtä kaukana meistä. [Huom. 1] Lähimmät ovat erinomaisia ​​Luster- ja Bigness-kauko-ohjaimissa Tähdet antaa heikompaa valoa ja näyttää pienemmältä silmälle. Tästä syystä syntyy Tähdetheidän järjestyksensä ja arvokkuutensa mukaan Luokat ensimmäistä luokkaa, joka sisältää meille lähimpänä olevat, kutsutaan Tähdet ensimmäisistä suuruuksista ne, jotka ovat heidän vieressään, ovat Tähdet toisen suuruuden. ja niin edelleen, 'kunnes tulemme Tähdet kuudennen suuruuden, jotka käsittävät pienimmät Tähdet joka voidaan havaita paljaalla silmällä. Kaikille muille Tähdet, joita vain kaukoputken avulla voidaan nähdä ja joita kutsutaan teleskooppisiksi, ei oteta huomioon näiden kuuden tilauksen joukossa. Altho ' Tähdet kuuteen suuruusasteeseen yleensä vastaanottaa Tähtitieteilijät emme kuitenkaan tule tuomitsemaan sitä jokaista erityistä Tähti on täsmälleen luokiteltava tietyn Bignessin mukaan, joka on yksi kuudesta, mutta todellisuudessa on melkein yhtä monta Tähdet, kuten on Tähdet, harvat heistä ovat täsmälleen samanlaisia ​​Bigness ja Luster. Ja jopa niiden joukossa Tähdet joiden luetaan olevan kirkkain luokka, näyttää olevan erilainen suuruusluokka Sirius tai Arcturus ovat kukin heistä kirkkaampia kuin Aldebaran tai Härkä Silmä, tai jopa kuin Tähti sisään Spica ja silti kaikki nämä Tähdet lasketaan Tähdet ensimmäisen järjestyksen: Ja on joitain Tähdet sellaisen välimääräyksen, että Tähtitieteilijät ovat eronneet luokitellessaan niitä, jotkut asettavat saman Tähdet yhdessä luokassa, toiset toisessa. Esimerkiksi: Pieni Koira oli Tycho sijoitettu Tähdet toisen suuruuden, joka Ptolemaios laskettiin Tähdet ensimmäisen luokan: Ja siksi se ei ole oikeastaan ​​kumpikaan ensimmäisestä tai toisesta järjestyksestä, mutta se tulisi sijoittaa molempien väliseen paikkaan. [2]

Huomaa, että mitä kirkkaampi tähti, sitä pienempi magnitudi: Kirkkaat "ensimmäisen suuruusluokan" tähdet ovat "1. luokan" tähtiä, kun taas tähdet, jotka tuskin näkyvät paljaalla silmällä, ovat "kuudennen suuruusluokan" tai "6. luokan" tähdet. Järjestelmä oli yksinkertainen tähtien kirkkauden rajaaminen kuuteen erilliseen ryhmään, mutta ei ottanut huomioon ryhmän kirkkauden vaihteluita.

Tähtien luokittelulle ei ole muuta sääntöä kuin tarkkailijan arvio, ja siksi on, että jotkut tähtitieteilijät pitävät niitä ensimmäisen suuruusluokan tähtiä, joiden toiset pitävät toisena. [6]

Tähtitieteilijät olivat kuitenkin 1900-luvun puoliväliin mennessä mittaaneet etäisyydet tähtiin tähtien parallaksin kautta ja ymmärtäneet niin, että tähdet ovat niin kaukana, että ne näkyvät olennaisesti pistevalonlähteinä. Valon diffraktiota ja tähtitieteellistä näkemistä koskevan kehityksen seurauksena tähtitieteilijät ymmärsivät täysin, että tähtien näennäiskoot olivat väärät, ja kuinka nämä koot riippuivat tähdestä tulevan valon voimakkuudesta (tämä on tähden näennäinen kirkkaus, joka voidaan mitata yksikköinä, kuten wattia / cm 2) niin, että kirkkaammat tähdet näyttivät suuremmilta.

Moderni määritelmä

Varhaiset fotometriset mittaukset (jotka tehtiin esimerkiksi käyttämällä valoa keinotekoisen & # 8220star & # 8221: n projisoimiseksi kaukoputken näkökenttään ja säätämällä sitä vastaamaan todellisia tähtiä kirkkaudessa) osoittivat, että ensimmäisen suuruuden tähdet ovat noin 100 kertaa kirkkaampia kuin kuudennet suuruusluokan tähdet.

Täten vuonna 1856 Norman Pogson Oxfordista ehdotti, että logaritminen asteikko 5 & # 8730 100 & # 8776 2,512 otettaisiin käyttöön suuruusluokkien välillä, joten viisi suuruusaskelta vastasi tarkalleen 100: n kirkkauskerrointa. [7] [8] Jokainen yhden suuruusväli vastaa kirkkauden vaihtelua 5 & # 8730 100 tai suunnilleen 2,512 kertaa. Tämän seurauksena suuruusluokan 1 tähti on noin 2,5 kertaa kirkkaampi kuin suuruusluokan 2 tähti, 2,5 2 kirkkaampi kuin voimakkuuden 3 tähti, 2,5 3 kirkkaampi kuin suuruusluokan 4 tähti ja niin edelleen.


Asiakirjan saatavuus

  • APA
  • Vakio
  • Harvard
  • Vancouver
  • Kirjoittaja
  • BIBTEX
  • RIS

Tyypin ia supernoovien absoluuttiset suuruudet ultraviolettisäteilyssä. / Brown, Peter J.Roming, Peter WA Milne, Peter Bufano, Filomena Ciardullo, Robin Elias-Rosa, Nancy Filippenko, Alexei V.Foley, Ryan J.Gehrels, Neil Gronwall, Caryl Hicken, Malcolm Holland, Stephen T.Hoversten, Erik A. Immler, Stefan Kirshner, Robert P. Li, Weidong Mazzali, Paolo Phillips, Mark M. Pritchard, Tyler Still, Martin Turatto, Massimo Vanden Berk, Daniel.

Julkaisussa: Astrophysical Journal, Vuosikerta. 721, nro 2, 01.10.2010, s. 1608-1626.

Tutkimustuotos: Artikkelijulkaisu ›Artikkelit› vertaisarviointi

T1 - tyypin ia supernoovien absoluuttiset suuruudet ultraviolettisäteilyssä

N2 - Tutkimme lähellä olevien 14 (punasiirtymä z = 0,004-0,027) tyypin Ia supernovan (SNe Ia) absoluuttiset suuruudet ja valokäyrämuodot, jotka havaittiin ultraviolettisäteilyssä (UV) Swift-ultravioletti / optisella teleskoopilla. Värit ja absoluuttiset voimakkuudet lasketaan sekä standardinmukaisella MilkyWay-sammutuslailla että suurten magneettisten pilvien lailla, jota olosuhteiden sironta on muuttanut. Lähes UV-suodattimissa (uvw1rc, joka peittää ∼2600-3300 Å optisen valon poistamisen jälkeen, ja u ≈ 3000-4000 Å) havaitaan hyvin erilaista käyttäytymistä verrattuna keski-UV-suodattimeen (uvm2 ≈ 2000-2400 Å). Värit uvw1rc - b osoittavat siron ∼0,3 mag, kun taas uvm2-b sirottavat melkein 0,9 mag. Samalla tavalla, kun naapurisuodattimien välinen värien hajonta on pieni optisessa ja jonkin verran suurempi lähi-UV: ssä, uvm2 - uvw1 -värien suuri hajonta merkitsee huomattavasti suurempaa spektrin vaihtelua alle 2600 Å. Havaitsemme, että lähi-UV: ssä näytteen normaalin SNe Ia: n absoluuttiset suuruudet huippukirkkaudessa korreloivat optisen hajoamisnopeuden kanssa 0,4 mag: n sironnalla, joka on verrattavissa näytteemme optiselle havaitulle. UV-puolivälissä sironta on kuitenkin suurempi, ~ 1 mag, mikä saattaa viitata metallisuuseroihin. Emme löydä vahvaa korrelaatiota joko UV-käyrän muotojen tai UV-värien ja UV-absoluuttisten suuruuksien välillä. Suurempien näytteiden kohdalla UV-kirkkaus voi olla hyödyllinen lisärajoituksena etäisyyden, sukupuutoksen ja metallisuuden määrittämisessä SNe Ia: n käyttökelpoisuuden parantamiseksi standardoiduina kynttilöinä.

AB - Tutkimme lähellä olevien 14 (punasiirtymä z = 0,004-0,027) tyypin Ia supernovan (SNe Ia) absoluuttiset suuruudet ja valokäyrämuodot, jotka havaittiin ultraviolettisäteilyssä (UV) Swift-ultravioletti / optisella teleskoopilla. Värit ja absoluuttiset voimakkuudet lasketaan sekä standardinmukaisella MilkyWay-sammutuslailla että suurten magneettisten pilvien lailla, jota olosuhteiden sironta on muuttanut. Lähes UV-suodattimissa (uvw1rc, joka peittää ∼2600-3300 Å optisen valon poistamisen jälkeen, ja u ≈ 3000-4000 Å) havaitaan hyvin erilaista käyttäytymistä verrattuna keski-UV-suodattimeen (uvm2 ≈ 2000-2400 Å). Värit uvw1rc - b osoittavat siron ∼0,3 mag, kun taas uvm2-b sirottavat melkein 0,9 mag. Samalla tavalla, kun naapurisuodattimien välinen värien hajonta on pieni optisessa ja jonkin verran suurempi lähi-UV: ssä, uvm2 - uvw1 -värien suuri hajonta merkitsee huomattavasti suurempaa spektrin vaihtelua alle 2600 Å. Havaitsemme, että lähi-UV: ssä näytteen normaalin SNe Ia: n absoluuttiset suuruudet huippukirkkaudessa korreloivat optisen hajoamisnopeuden kanssa 0,4 mag: n sironnalla, joka on verrattavissa näytteemme optiselle havaitulle. UV-puolivälissä sironta on kuitenkin suurempi, ~ 1 mag, mikä saattaa viitata metallisuuseroihin. Emme löydä vahvaa korrelaatiota joko UV-käyrän muotojen tai UV-värien ja UV-absoluuttisten suuruuksien välillä. Suurempien näytteiden kohdalla UV-kirkkaus voi olla hyödyllinen lisärajoituksena etäisyyden, sukupuutoksen ja metallisuuden määrittämisessä SNe Ia: n käyttökelpoisuuden parantamiseksi standardoiduina kynttilöinä.


Ekström, S. et ai. Tähtimallien ristikot pyörimällä. I. mallit välillä 0,8 - 120 M aurinkometallisuudessa (Z = 0.014). Astron. Astrofiat. 537, A146 (2012).

Arroyo-Torres, B. et ai. Mikä aiheuttaa punaisen supergiant-ilmakehän suuren laajenemisen? Interferometristen havaintojen vertailu 1D-hydrostaattiseen, 3D-konvektioon ja 1D-sykkivään malliatmosfääriin. Astron. Astrofiat. 575, A50 (2015).

Moriya, T.J., Förster, F., Yoon, S.-C., Gräfener, G. & amp Blinnikov, S.I.Tyypin IIP supernovavalokäyrät, joihin punaisen suurjätetuulin kiihtyvyys vaikuttaa. Ma. Ei. R. Astron. Soc. 476, 2840–2851 (2018).

Meynet, G. et ai. Massahäviön vaikutus punaisen super jättiläisen evoluutioon ja supernovaa edeltäviin ominaisuuksiin. Astron. Astrofiat. 575, A60 (2015).

Harper, G. M. et ai. Päivitetty 2017 astrometrinen ratkaisu Betelgeuselle. Astron. J. 154, 11 (2017).

Joyce, M. et ai. Jättiläisten harteilla seisominen: Betelgeusen uudet massa- ja etäisyysarviot yhdistettyjen evoluutio-, asteroseismi- ja hydrodynaamisten simulaatioiden avulla MESA: n kanssa. Astrofiat. J. 902, 63 (2020).

Guinan, E., Wasatonic, R., Calderwood, T. ja amp Carona, D. Betelgeusen kirkkauden lasku ja nousu. Astron. Sähke. 13512 (2020).

Kervella, P. et ai. Betelgeusen läheinen tilanneympäristö. II. Diffraktiorajoitettu spektrikuvaus 7,76 - 19,50 μm VLT / VISIR: llä. Astron. Astrofiat. 531, A117 (2011).

Kervella, P. et ai. Betelgeusen läheinen tilanneympäristö. III. SPHERE / ZIMPOL-kuvantamispolarimetria näkyvissä. Astron. Astrofiat. 585, A28 (2016).

Ohnaka, K. et ai. Kuvaaen punaisen super jättiläisen Betelgeusen dynaamisen ilmapiirin CO: n ensimmäisissä sävylinjoissa VLTI / AMBER: n kanssa. Astron. Astrofiat. 529, A163 (2011).

Levesque, E.M. & amp. Massey, P.Betelgeuse ei vain ole niin viileä: yksinomaan tehokas lämpötila ei voi selittää Betelgeusen viimeaikaista himmenemistä. Astrofiat. J. 891, L37 (2020).

Harper, G.M., Guinan, E.F., Wasatonic, R. & amp Ryde, N.Betelgeusen valokehän lämpötilat vuoden 2019/2020 suuren himmennyksen aikana: uutta pölyä ei tarvita. Astrofiat. J. 905, 34 (2020).

Dharmawardena, T. E. et ai. Betelgeuse heikkenee myös submillimetrissä: JCMT- ja APEX-seurannan analyysi viimeaikaisen optisen minimin aikana. Astrofiat. J. 897, L9 (2020).

Kravchenko, K. et ai. Betelgeusen ilmapiiri ennen tomografian paljastamaa suurta himmennystä ja sen aikana. Astron. Astrofiat. https://doi.org/10.1051/0004-6361/202039801 (lehdistössä).

López Ariste, A. et ai. Konvektiiviset solut Betelgeusessa: kuvantaminen spektropolarimetrian avulla. Astron. Astrofiat. 620, A199 (2018).

Freytag, B., Steffen, M. ja amp Dorch, B. Kohteet Betelgeusen pinnalla - tulosta uusista 3D-tähtien konvektiomalleista. Astron. Nachr. 323, 213–219 (2002).

Freytag, B. et ai. Tähtien konvektion simulaatiot CO5BOLD: lla. J. Comput. Phys. 231, 919–959 (2012).

Chiavassa, A., Freytag, B., Masseron, T. & amp Plez, B.Säteilevän hydrodynamiikan simulaatiot punaisista super jättiläistähdistä. IV. Harmaa verrattuna ei-harmaisiin opasiteetteihin. Astron. Astrofiat. 535, A22 (2011).

Freytag, B., Liljegren, S. ja amp Höfner, S. AGB-tähtien globaalit 3D-säteily-hydrodynamiikkamallit. Konvektio- ja radiaalisykäysten vaikutukset ilmakehärakenteisiin. Astron. Astrofiat. 600, A137 (2017).

Lançon, A., Hauschildt, P. H., Ladjal, D. & amp Mouhcine, M.Punasuperjättien ja jättiläisten lähi-IR-spektrit. I. Mallit, joissa on aurinkoenergiaa ja sekoittumisen aiheuttamat pinnan runsaussuhteet. Astron. Astrofiat. 468, 205–220 (2007).

Dullemond, C. P. et ai. RADMC-3D: monikäyttöinen säteilysiirtotyökalu. Astrofysiikan lähdekoodikirjasto http://ascl.net/1202.015 (2012).

Mauron, N. & amp Josselin, E.Punaisten supergiganttien ja de Jagerin resepti. Astron. Astrofiat. 526, A156 (2011).

De Beck, E. et ai. AGB: n ja punaisten jättiläistähtien massahäviöhistorian tutkiminen CO-kiertolinjaprofiileista. II. Kehittyneiden tähtien CO-kysely: massahäviökaavojen johtaminen. Astron. Astrofiat. 523, A18 (2010).

Dolan, M. M. et ai. Evoluutioiset kappaleet Betelgeuselle. Astrofiat. J. 819, 7 (2016).

Cotton, D.V., Bailey, J., Horta, A.D., Norris, B.R.M. & amp Lomax, J.R.Betelgeusen monikaistainen aukon polarimetria vuosina 2019–20. Res. Huomautukset Am. Astron. Soc. 4, 39 (2020) virheellinen 4, 47 (2020).

Safonov, B. et ai. Betelgeusen differentiaalinen täpläpolarimetria vuosina 2019–2020: nousu eroaa laskusta. Esitulostus osoitteessa https://arXiv.org/abs/2005.05215 (2020).

Stothers, R.B. Giant-konvektiosolujen vaihtelu selityksenä pitkille toissijaisille jaksoille puolisäännöllisissä punaisissa muuttuvissa tähdissä. Astrofiat. J. 725, 1170–1174 (2010).

Dupree, A. K. et ai. Spesiaalisesti erotettu ultraviolettispektroskopia Betelgeusen suuresta himmenemisestä. Astrofiat. J. 899, 68 (2020).

Höfner, S. ja amp Freytag, B. Tutkimalla ryppyisten pölypilvien alkuperää viileiden jättiläisten ympärillä. Pölyn muodostavan M-tyypin AGB-tähden globaali 3D RHD -malli. Astron. Astrofiat. 623, A158 (2019).

Boulangier, J., Gobrecht, D., Decin, L., de Koter, A. & amp Yates, J.Ensiseurovan AGB-tuulimallin kehittäminen - II. Ei-klassinen, epätasapainoinen polymeerin ydintyminen kemiallisessa seoksessa. Ma. Ei. R. Astron. Soc. 489, 4890–4911 (2019).

Fadeyev, I.A.Hiilipölyn muodostuminen R Coronae Borealis -tähdissä. Ma. Ei. R. Astron. Soc. 233, 65–78 (1988).

Ohnaka, K. Kuvittelemalla ryppyisten pölypilvien ulospäin suuntautuvia liikkeitä punaisen superjätti Antaresin ympärillä VLT / VISIR: llä. Astron. Astrofiat. 568, A17 (2014).

Scicluna, P. et ai. Suuret pölyjyvät VY Canis Majorisin tuulessa. Astron. Astrofiat. 584, L10 (2015).

Kervella, P. et ai. Betelgeusen läheinen tilanneympäristö. Adaptiivisen optiikan spektrikuvaus lähi-IR: ssä VLT / NACO: lla. Astron. Astrofiat. 504, 115–125 (2009).

O’Gorman, E. et ai. CARMA CO (J = 2 - 1) Havainnot Betelgeusen ympyränmuotoisesta kirjekuoresta. Astron. J. 144, 36 (2012).

Decin, L. et ai. Herschelin paljastama Betelgeusea ympäröivän tilan kirjekuoren ja keula-shokin arvoituksellinen luonne. I. Todisteet ryppyistä, useista kaarista ja lineaarisesta palkkimaisesta rakenteesta. Astron. Astrofiat. 548, A113 (2012).

Kervella, P. et ai. Betelgeusen läheinen tilanneympäristö. V. ALMA: n pyörimisnopeus ja molekyyliverhokäyrän ominaisuudet. Astron. Astrofiat. 609, A67 (2018).

Humphreys, R.M., Helton, L.A. & amp Jones, T.J. VY Canis Majorisin kolmiulotteinen morfologia. I. Ejectan kinematiikka. Astron. J. 133, 2716–2729 (2007).

Smith, N., Hinkle, K.H. & amp Ryde, N.Punaiset supergigantit potentiaalisina tyypin IIn supernova-esivanhempina: erittivät alueellisesti 4,6 μm CO-päästöt VY CMa: n ja Betelgeusen ympärillä. Astron. J. 137, 3558–3573 (2009).

Dupree, A., Guinan, E., Thompson, W. T. & amp, STEREO / SECCHI / HI Consortium. Betelgeusen fotometria STEREO-tehtävän kanssa, kun aurinko häikäisee maasta. Astron. Sähke. 13901 (2020).

Sigismondi, C. et ai. Toinen pölypilvi Betelgeusessa. Astron. Sähke. 13982 (2020).

Fuller, J. Pre-supernova purkautuu aaltolämmityksen kautta massiivisissa tähdissä - I.Punaiset superjätit. Ma. Ei. R. Astron. Soc. 470, 1642–1656 (2017).

Smith, N. et ai. SN 2005ip: n kestävyys vuosikymmenen jälkeen: röntgenkuvat, radio ja H.a kuten SN 1988Z vaativat pitkäikäistä supernovaa edeltävää joukkohäviötä. Ma. Ei. R. Astron. Soc. 466, 3021–3034 (2017).

Smith, N. & amp Arnett, W.D. Valmistautuminen räjähdykseen: hydrodynaamiset epävakaudet ja turbulenssi presupernovoissa. Astrofiat. J. 785, 82 (2014).

Woosley, S. E. ja amp Heger, A. 9–11 aurinkomassatähden huomattavat kuolemat. Astrofiat. J. 810, 34 (2015).

Quataert, E. & amp Shiode, J.Aaltovetoinen massahäviö tähtien evoluution viimeisenä vuonna: vaiheen asettaminen valaisevimmille ytimen romahtaville supernooville. Ma. Ei. R. Astron. Soc. 423, L92 – L96 (2012).

Yaron, O. et ai. Rajoitettu tiheä olkamateriaali, joka ympäröi tavallista tyypin II supernovaa. Nat. Phys. 13, 510–517 (2017).

Andrews, J. E. et ai. SN 2007od: tyypin IIP supernova, jolla on olosuhteiden vuorovaikutus. Astrofiat. J. 715, 541–549 (2010).

Johnson, S. A., Kochanek, C. S. ja amp Adams, S. M. Neljän tyypin II-P / L supernoovan lepotila-esisolut. Ma. Ei. R. Astron. Soc. 480, 1696–1704 (2018).

Beuzit, J. L. et ai. SPHERE: erittäin suuren teleskoopin eksoplaneettakuvaaja. Astron. Astrofiat. 631, A155 (2019).

Roelfsema, R. et ai. ZIMPOL-korkeakontrastinen kuvapolarimetri SPHERE: lle: järjestelmän testitulokset. Proc. SPIE 9147, 91473W (2014).

Chesneau, O. et ai. H: n aika-, tila- ja spektriresoluutioa Denebin ja Rigelin viivanmuodostusalue VEGA / CHARA-interferometrillä. Astron. Astrofiat. 521, A5 (2010).

Kervella, P. et ai. Pölylevy ja läheisen AGB-tähti L: n seuralainen2 Pennut. SPHERE / ZIMPOL-polarimetrinen kuvantaminen näkyvillä aallonpituuksilla. Astron. Astrofiat. 578, A77 (2015).

Cheetham, A. C. et ai. Harvan aukon peittäminen SPHERE: llä. Proc. SPIE 9907, 99072T (2016).

Dohlen, K. et ai. Infrapuna-kaksoiskuvaus ja spektrografi SPHERElle: suunnittelu ja suorituskyky. Proc. SPIE 7014, 70143L (2008).

Delorme, P. et ai. SPHERE-datakeskus: viite suurikontrastiseen kuvankäsittelyyn. Sisään Proc. Ranskan astronomian ja astrofysiikan seuran vuosikokous (toim. Reylé, C. et ai.) 347–361 (2017).

Pavlov, A. et ai. SPHERE-tietojen vähentämis- ja käsittelyjärjestelmä: yleiskatsaus, projektin tila ja kehitys. Proc. SPIE 7019, 701939 (2008).

Lacour, S. et ai. Harvan aukon peittäminen VLT: ssä. I. Heikko seuralaisen havaitsemisraja kahdelle roskilevytähdelle HD 92945 ja HD 141569. Astron. Astrofiat. 532, A72 (2011).

Greenbaum, A.Z., Pueyo, L., Sivaramakrishnan, A. & amp Lacour, S.Kuva-taso-algoritmi JWST: n ei-redundanssille aukon peitetiedoille. Astrofiat. J. 798, 68 (2015).

Painovoiman yhteistyö. GRAVITYn ensimmäinen valo: vaihe-vertaileva optinen interferometria erittäin suuren teleskoopin interferometrille. Astron. Astrofiat. 602, A94 (2017).

Duvert, G.JMDC: JMMC mitattu tähtien halkaisijoiden luettelo. VizieR Online Data Catalog II / 345 (2016).

Ohnaka, K., Hadjara, M. & amp Maluenda Berna, M.Y.L. Spiraalisesti muun kuin Mira-tyyppisen AGB-tähden SW Virin ilmakehän ratkaiseminen lähi-infrapuna-molekyyli- ja atomilinjoissa VLTI / AMBER. Astron. Astrofiat. 621, A6 (2019).

Verhoelst, T. et ai. Pölyn kondensointijärjestys punaisissa super jättiläistähdissä Astron. Astrofiat. 498, 127–138 (2009).

Cardelli, J. A., Clayton, G. C. ja amp. Mathis, J. S. Infrapuna-, optinen ja ultraviolettisammutus. Astrofiat. J. 345, 245–256 (1989).

Arentsen, A. et ai. Tähtien ilmakehän parametrit 754 spektrille X-shooter-spektrikirjastosta. Astron. Astrofiat. 627, A138 (2019).

Massey, P. et ai. Punaisen superjättien punoitus: kun savu pääsee silmiin. Astrofiat. J. 634, 1286–1292 (2005).

Jaeger, C., Mutschke, H., Begemann, B., Dorschner, J. & amp Henning, T.Portaat tähtienväliseen silikaattimineralogiaan. 1: Keskimääräisen kosmisen koostumuksen omaavan silikaattilasin laboratoriotulokset. Astron. Astrofiat. 292, 641–655 (1994).

Dorschner, J., Begemann, B., Henning, T., Jaeger, C. & amp Mutschke, H.Portaat tähtienväliseen silikaattimineralogiaan. II. Tutkimus vaihtelevan koostumuksen omaavista Mg-Fe-silikaattilasista. Astron. Astrofiat. 300, 503 (1995).

Tange, O. GNU Parallel 2018 (Ole Tange, 2018).

Pérez, F. & amp Granger, B.E. IPython: interaktiivisen tieteellisen laskennan järjestelmä. Laske. Sci. Eng. 9, 21–29 (2007).

van der Walt, S., Colbert, S. C. ja amp. Varoquaux, G. NumPy-taulukko: rakenne tehokkaalle numeeriselle laskennalle. Laske. Sci. Eng. 13, 22–30 (2011).

Hunter, J.D.Matplotlib: 2D-grafiikkaympäristö. Laske. Sci. Eng. 9, 90–95 (2007).

Virtanen, P. et ai. SciPy 1.0: tieteellisen laskennan perusalgoritmit Pythonissa. Nat. Menetelmät 17, 261–272 (2020) kirjoittajakorjaus 17, 352 (2020).

McKinney, W.Tietorakenteet tilastolliseen laskentaan Pythonissa. Sisään Proc. 9. Python in Science -konferenssi (toim. van der Walt, S. ja amp. Millman. J) 56–61 (2010).

Astropian yhteistyö. Astropy: yhteisö Python-paketti tähtitiedettä varten. Astron. Astrofiat. 558, A33 (2013).


Muiden galaksien sammumiskäyrät

Normaalin sammumiskäyrän muoto riippuu ISM: n koostumuksesta, joka vaihtelee galaksista toiseen. Paikallisessa ryhmässä parhaiten määritetyt sammutuskäyrät ovat Linnunradan, pienen Magellanic Cloudin (SMC) ja suuren Magellanic Cloudin (LMC).

LMC: ssä ultraviolettisammutusominaisuuksissa on huomattavia vaihteluita heikommalla 2175 Å: n kolahduksella ja voimakkaammalla ultraviolettisäteilyn sammumisella LMC2-supersäiliöön liittyvällä alueella (lähellä 30 Doradus-tähtipommi-aluetta) kuin muualla LMC: ssä ja Linnunradalla. & # 9127 & # 93 & # 9128 & # 93 SMC: ssä nähdään äärimmäisempi vaihtelu ilman 2175 Å: tä ja erittäin voimakasta ultraviolettisammutusta tähtiä muodostavassa baarissa ja melko normaalia ultraviolettisammutusta hiljaisemmassa siivessä. & # 9129 & # 93 & # 9130 & # 93 & # 9131 & # 93

Tämä antaa vihjeitä ISM: n koostumuksesta eri galakseissa. Aikaisemmin Linnunradan, LMC: n ja SMC: n erilaisten keskimääräisten sammumiskäyrien uskottiin johtuvan kolmen galaksin erilaisista metallisuuksista: LMC: n metallisuus on noin 40% Linnunradan metallista, kun taas SMC: n noin 10%. Sekä LMC: n että SMC: n sammutuskäyrien löytäminen, jotka ovat samanlaisia ​​kuin Linnunradalla & # 9126 & # 93, ja Linnunradan sammumiskäyrien löytäminen, jotka näyttävät enemmän LMC: n & # 9132 & # 93: n LMC2-supersäiliöstä. ja SMC-palkissa & # 9133 & # 93 on synnyttänyt uuden tulkinnan. Magellanin pilvien ja Linnunradan käyrien vaihtelut voivat sen sijaan johtua pölyjyvien prosessoinnista läheisen tähtien muodostumisen kautta. Tätä tulkintaa tukee tähtiräjähdysgallakseissa (joissa käydään voimakkaita tähtien muodostumisjaksoja) tehty työ, että niiden pölystä puuttuu 2175 Å -kuoppia. & # 9134 & # 93 & # 9135 & # 93


Sukupuuttoon

Näkölinjalla olevat pölypilvet hajottavat ja absorboivat kaukaisista kohteista tulevaa valoa. Siksi näemme näiden esineiden himmeämmiksi ja punaisemmiksi kuin ne todella ovat. Nämä vaikutukset tunnetaan nimellä sukupuuttoon ja tähtienvälinen punoitus.

Sukupuuttoon (tähtitiede)
Loikkaa: valikkoon, hakuun
Muita käyttötarkoituksia varten katso Sukupuuttoon (täsmennys).

Sukupuuttoon, Sironta ja imeytyminen
Fotometriaan erikoistuneiden tähtitieteilijöiden on kompensoitava ilmakehän vaikutukset sukupuuttoon: taivaankappaleen näennäisen kirkkauden väheneminen, kun sen valo kulkee ilmakehän läpi. Tämä riippuu kolmesta tekijästä:
Ilman läpinäkyvyys (selkeys).

. maalla oli tetrapodeja, vain ei liikaa.
Monet muut nittipelit. Anteeksi. Voisiko lisätietoja, jos haluat.
Vastaa .

s
Apollon arvet
Kirkas, nuori iskukraatteri arpii Kuun pinnan tässä Lunar Reconnaissance Orbiterin viimeisimmässä kuvassa.

Hypoteesi, jonka mukaan asteroidi tai komeetta törmäsi indusoivat massan

KT: n rajalla ehdotti ensimmäisen kerran vuonna 1980 Berkeleyn Kalifornian yliopiston tiimi, jota johti Nobelin hintapalkinnon saajafyysikko Luis Alvarez ja hänen geologi poikansa Walter.

"Mutta maapallon historiaa leimaa laajamittainen mittakaava

tapahtumia, joista joitakin on vaikea selittää. Voi olla, että pimeällä aineella - jonka luonne on vielä epäselvä, mutta joka muodostaa noin neljänneksen maailmankaikkeudesta - on vastaus.

Tähtivaloon, joka kulkee pölypilven läpi, voi vaikuttaa muutamalla tavalla. Valo voidaan tukkia kokonaan, jos pöly on riittävän paksu tai se voi osittain sirotella määrällä, joka riippuu valon väristä ja pölypilven paksuudesta.

Alfa-urospuoliset kyberbarat käynnistivät pitkään palkkijärjestelmän rajoittamaan tylakoleopopulaatiota, mikä tahansa capybaran alueelle tullut pussieläinlazurogeeni voitaisiin ampua. Vain 30 vuoden ajan tästä politiikasta tylakoleo oli ilmeisesti kuollut.

vaihtelee säteilyn aallonpituuden mukaan.
F
Kenttägalaksia: Se on galaksi, joka sijaitsee gravitaatiomaisesti yksin ja joka ei kuulu galaksiryhmään.

GRB 020405 p -röntgensäteen kirkkaan / optisesti heikon jälkivalon ominaisuudet. 83
G. Stratta, R. Perna, D. Lazzati, F. Fiore, L. A. Antonelli ja M. L. Conciatore
DOI:.

Valon voimakkuuden väheneminen, kun se kulkee absorboivan tai sirottavan väliaineen, kuten tähtienvälisen materiaalin tai planeetan ilmakehän, läpi.

, ilmakehän. Tähtitieteellisten esineiden valon väheneminen maapallon ilmakehän vuoksi, jossa ilmakehän molekyylit (ilma, pöly jne.) Absorboivat, heijastavat ja taittavat valoa ennen kuin se saavuttaa maan.

- tähden tai planeetan näennäinen kirkkauden lasku matalalla horisontin yli, koska maapallon ilmakehä absorboi enemmän sen valoa
Okulaari - joukko linssejä, joita käytetään teleskoopin objektiivin tuottaman kuvan suurentamiseen
Faculae- auringonvalon kirkkaat laastarit.

Tähden tai planeetan näennäinen himmennys, kun se on matalalla horisontissa maapallon ilmakehän absorboinnin vuoksi.
Ekstragalaktinen
Termi, joka tarkoittaa oman galaksimme ulkopuolella tai sen ulkopuolella.

valoa tähdistä lähellä horisonttia.

Valon himmennys väliintulevan materiaalin avulla, himmennys tähtienvälisellä väliaineella.
Okulaari.

- Tähtien valon himmennys tähtienvälisten pölyhiukkasten absorboinnin ja sironnan vuoksi.
Fabry-Perot Etalon - imeytymätön, monia heijastava laite, jonka muotoilu on samanlainen kuin Fabry-Perot-interferometri ja joka toimii monikerroksisena kapean kaistanpäästösuodattimena.

tulee vakava ongelma tähtitieteilijöille, kun esineitä tarkastellaan lähellä (etenkin 20 astetta) paikallista horisonttia.

. lisää
Tieteellinen prosessi.

Marokon aavikkometeoriitti
Lesotho Poltergeist on saattanut olla meteoriitti
Pelastiko meteoriitti kristinuskon?

Meteorikraatterin tuottama vaikutus olisi ollut dramaattinen kaikille ihmisille, jotka ovat nähneet sen (turvallisesta etäisyydestä), koska energian vapautuminen vastasi 10 megatonin ydinpommia. Mutta tällaiset räjähdykset ovat tuhoisia vain omilla alueillaan, eikä niillä ole maailmanlaajuisia seurauksia.

, jonka todennäköisesti aiheutti asteroidin törmääminen maapalloon.

tyyliin asteroidi osui maahan?
OK, joten tiedämme, että maapalloa kohti suuntautuva jättimäinen maankokoinen asteroidi ei tule kysymykseen. Mutta entä jotain, joka on muutama sata metriä / jalkaa, kuten meteori, joka tappoi dinosaurukset?

ja tähtien valon punoitus ei johdu vain ilmakehästä. Erittäin ohut pölyjakauma kelluu tähtien välillä ja vaikuttaa myös vastaanottamaamme valoon.

Tähtivalon himmennys, kun se kulkee tähtienvälisen väliaineen läpi.
Harvard-Smithsonian astrofysiikan keskus
60 Garden Street, Cambridge, MA 02138 USA
Puhelin: 617.496.7941 Faksi: 617.495.7356.

on kääntäen verrannollinen aallonpituuteen, joten punaiseen valoon vaikuttaa vähemmän kuin sininen valo. Etäiset tähdet näyttävät siten enemmän punaisilta kuin ne todellisuudessa ovat. Tämä tähtienvälinen punoitus on kompensoitava, kun yritetään määrittää tähden todellinen väri ja kirkkaus.

Valon himmennys, kun se kulkee väliaineen, kuten kaasun tai pölyn, läpi.
planeetan ulkopuolella.

Valon menetys näköyhteydeltä, kun se kulkee väliaineen läpi. Häviö voi tapahtua sironnalla, jolloin väliaine vie valoenergian ja lähettää sen nopeasti uudelleen samalla energialla, mutta ohjataan pois näköyhteydestä.

dinosaurusten uskotaan tapahtuneen K-T-rajalla (K = liitukauden jakso, T = tertiäärinen jakso). Tämä raja vastaa 65 miljoonaa vuotta sitten. Iskukraatterin uskotaan olevan Meksikon Jukatanin niemimaalla (Meksikonlahden alaosa) nimeltä Chicxulub.

todennäköisen asteroidilakon dinosauruksista (mutta WISE on äskettäin esittänyt kysymyksen, mikä asteroidi se oli? Katso tästä viimeisimmistä uutisista) sekä dramatisoituja asteroidivaikutusten kuvauksia elokuvissa, kuten Deep Impact ja Armageddon,.

on tähtienvälinen _____ tähtivaloa _____. (Vihje)
4. Tähtienvälisen aineen tiheydelle voidaan luonnehtia hyvin _____. (Vihje)
5. Tähtienvälinen kaasu koostuu 90 prosentista _____ ja 9 prosentista _____. (Vihje).

- (n.)
Tähtien välinen pöly peittää tähtivalon. Valo hajoaa pölyjyvistä, niin että kaukana oleva tähti näyttää himmeämmältä kuin muutoin.

Säteilyn absorptio, kun se kulkee maapallon ilmakehän läpi. Absorptio vaihtelee sekä spektrisesti että havaintokulman mukaan.
Ilmakehän taittuminen: Syynä valon taipumiseen kaarevaan ilmakehään tultaessa.

Valon vaimennus, eli kollimoituneen valonsäteen valaistuksen väheneminen, kun valo kulkee väliaineen läpi, jossa tapahtuu absorptiota ja sirontaa.

Radioastronomiassa aiemmin lähde, jonka kulman laajuus voitiin mitata, erotettuna pistelähteestä. Nyt sellainen, jolla on suuri kulmamitta ja joka on vahvin pidemmillä aallonpituuksilla (erotettu kompaktista lähteestä). Useimmat laajennetut lähteet ovat yleensä polarisoituneita. [H76]

: Kun tähtivalo kulkee tähtienvälisessä tilassa, se kohtaa jonkin verran pölyä. Tämä pöly sirottaa osan valosta aiheuttaen valon kokonaisintensiteetin vähenemisen. Mitä enemmän pölyä, sitä himmeämpi tähti ilmestyy.

vihollisen hätäpotkurien energiavarantotekniikka Enterprise, USS (CVN-65) Enterprise, USS (NCC-1701) Enterprise, USS (NCC-1701-A) epiduraalisen hematooman poistumisreitin arvioitu saapumisaika (ETA) arvioitu Excelsior, USS maanpaossa poistumistunnus "anteeksi" räjähtävä ohitus

Jotkut uskovat, että todella valtavat asteroidit aiheuttavat massaa

kuten esimerkiksi silloin, kun dinosaurukset katosivat maasta.) Ensimmäiset neljä asteroidia ovat joskus hyviä kiikareita. Suurin osa muista tarvitsee kunnolliset kaukoputket löytääkseen.

The last such eruption occurred some 65 million years ago (press release, Basu et al, 1993), created India's Deccan Traps, and -- in combination with the Chicxulub meteorite impact -- contributed to the

This is an extreme example of interstellar

is complete. But in other regions it is only partial.

In 1980, physicist Luis Alvarez and coworkers reported finding a very high concentration of the element iridium in the sedimentary clay layer laid down at the time of the K-T

. On Earth, iridium is very rare in the crust because it was concentrated in Earth's core when it was largely molten.

as well as for a lot of ultraviolet light, gives a luminosity of 1980 times that of the Sun, a radius 7.6 solar, a mass of about 5 1/2 solar, and confirmation that the star is indeed a subgiant and is about to give up core hydrogen fusion.

by the carbon and iron whiskers that the QSSC uses to convert star light into CMB photons. Since the QSSC has a larger deceleration than the EdS model, it requires much more gray dust than the open model and slightly more than the EdS model considered by Aguirre (1999, ApJL, 512, L19).

Mexico's Chicxulub crater is believed to be the site of a meteorite impact so immense that the resulting environmental changes caused or greatly contributed to the mass

The combined effects of interstellar

and reddening by dust makes it impossible for us to observe stars that are located behind too much dust. Because of this, our view of the Milky Way is blocked in many directions. A popular analogy here is to picture yourself driving in a thick fog.

Dust clouds cause a certain amount of

of starlight that passes through them, especially at the higher (blue) wavelengths. Put another way, interstellar dust particles extinguish light more efficiently at short wavelengths than at long wavelengths.

A 17-member team has found what may be the smoking gun of a much-debated proposal that a cosmic impact about 12,900 years ago ripped through North America and drove multiple species into

Paleontologists speculated and theorized for many years about what could have caused this mass

During unstarts afterburner

s were common. The remaining engine's asymmetrical thrust would cause the aircraft to yaw violently to one side.

It was not close enough (30 light-years) to generate a mass

but close enough to affect Earth. Compare this with historical supernovae thousands of light-years away - the ones with written records, allowing us to find their remnants in the sky from the descriptions of their locations.

In contrast, many geologists do not believe that mass

s happen so periodically: there is a lot of argument over whether these theories are correct! .

Even Bode's endorsement, though, could not prevent the eventual

of this overtly political creation.

K-T event, which caused the

of dinosaurs and other contemporary creatures falls into this category. The amount of destruction depends on the properties of rock in which the crater is being excavated.

s.
Siberian traps: Permian - Siberia.

Atmospheric thermal currents also vary the amount of starlight passing through it and we call this atmospheric "

." Random intensity fluctuations of starlight passing through the atmosphere are called "scintillation.

What they didn't account for was interstellar

dust and gas throughout our galaxy was obscuring their view. This dust acts like a fog, and they were actually only observing the very nearest stars.

Following the Cambrian explosion, about 535 million years ago, there have been five major mass

When examining the Earth's geological record, it appears that about once every 30 million years a mass

some 75 million years ago.

." Ch. 3.1 in Meth. Exp. Phys., Vol. 12A, Optical and Infrared (Ed. M. L. Meeks). New York: Academic Press, pp. 123-180, 1976.
Young, A. T. "High-Resolution Photometry of a Thin Planetary Atmosphere." Icarus 11, 1-23, 1969.

. were a supernova to go off within about 30 light-years of us, that would lead to major effects on the Earth, possibly mass

s. X-rays and more energetic gamma-rays from the supernova could destroy the ozone layer that protects us from solar ultraviolet rays.

Sort the last five times (age of Universe, life of a bright star, great dinosaur

, light from quasar to us, Sun around Milky Way) from shortest to longest.
How could a telescope be used to determine each of these timescales?

Still larger ones produce impact craters such as Meteor Crater in Arizona in the southwestern United States, and one measuring roughly 10 km (6 miles) across (according to some, a comet nucleus rather than an asteroid) is by many believed responsible for the mass

of the dinosaurs and numerous other species .

of the dinosaurs is attributed to such a collision, its evidence detected by Walter Alvarez as a thin layer of iridium-rich deposit extending though Italian limestone. A huge circular structure--part of it beneath the Caribbean sea, part under the Yucatan peninsula--has been ascribed to that impact.

Here is a recent study by some folks that link a mass-

that happened 450 million years to a large gamma-ray burst. Such events can severely damage the ozone layer and lead to strong disruptions to the food chain.

Figure taken from Pence, ApJ 203, 39 (1976) The dotted lines include corrections for

Carve a crater out of the ground.
Large asteroid strikes could disrupt climates and trigger mass

According to Greek myth, he almost died after being stung by the Scorpion (Scorpius) sent by Gaia to prevent Orion from hunting all aminals to

. Asclepius (Ophiuchus) saved Orion's life. Mortal enemies ever since, Orion and Scorpius are never seem together in the sky.

2 which can be detected very efficiently by their unique spectral signature near the Lyman-alpha line at 912 Angstroms (UV, redshifted into the optical). This signature is the product of intense Ly-alpha emission, minimal dust

The cluster lies at a distance of about 16,000 light years and has a magnitude of 9.30. It cannot be seen in visual bands as a result of interstellar

, but was discovered in infrared observations.
The cluster lies only 10,400 light years from the Galactic centre. It has a radius of 0.95 arc minutes.

Larger meteorites may be pieces of asteroids. Many people believe that the great

at the end of the Cretaceous period was caused by a large asteroid hitting the Earth. The resulting dust cloud then cooled the Earth and caused many species to die out, including the dinosaurs.

Although asteroids and comets have collided with all of the planets in our solar system, including Earth, large impacts are quite rare. When they do happen, these cosmic events can not only change a planet's landscape - they can even cause mass

Was it a comet or something else that caused the Tunguska fireball over central Siberia in 1908?
Was it a comet or an asteroid that caused the Chicxulub crater in the Yucatan (and probably caused the

of the dinosaurs)?
The Stardust mission will return samples of a comet for study in earthly labs.

Constructive interference results where the crest of one coincides with the crest of the other. Two wave trains of light from a double slit produce interference, an effect that is visible on a screen as a pattern of alternating dark and light bands caused by intensification and

at points at which the waves .

It may help to visualize earthly events that were occurring when these objects released their ancient photons. For example, the Virgo Galaxy Cluster released the light we see today at an epoch of time coinciding with the

of the dinosaurs and the rise of the mammals and primates, our ancient ancestors.

believed to occur due to readjustment of star's crust to regain the spherical shape. The largest starquake was detected on 27th December 2004. It was equivalent to 32 on Richter scale releasing energy over 1.85 -1039 J. Had it occurred within 10 light-years from Earth, the quake would have resulted in mass

collision of the nucleus of a comet with a large city would probably destroy the city but the probability of such an event occurring is exceedingly small. Some scientists suggest, however, that collisions have taken place in the astronomical past and may even, for example, have had a climatic role in the

Some scientists believe that just such an impact in the area of the Yucatan Peninsula in Mexico started the chain of events which led to the

of the dinosaurs here on Earth.

NEAs have a small chance of eventually colliding with the Earth. Meteor crater in Arizona is an impact crater nearly a mile across that was caused by an asteroid about the size of a city bus. It is believed that an asteroid about 5 miles in diameter may have been responsible for the

theoretician, Titian, tuition, volition �iction, affliction, benediction, constriction, conviction, crucifixion, depiction, dereliction, diction, eviction, fiction, friction, infliction, interdiction, jurisdiction, malediction, restriction, transfixion, valediction 𠈭istinction,

The boundary is defined by a global

event that caused the abrupt demise of the majority of all life on Earth.


Absolute magnitudes with dust extinction - Astronomy

Interstellar dust is obvious to us because it scatters light. If a dust cloud is dense enough, it blocks out so much light that a "dark patch" appears in the sky. However, because the dust grains are just about the same size as the wavelength of visible light, long wavelength red light scatters less than shorter wavelength blue light. Therefore, dark patches are more clearly outlined in blue light than in red.

In this exercise, you will use three photographs of a dark patch and the surrounding sky to calculate the "extinction" of light due to dust. The three photographs used three different wavelength filters, but the exposure time varied. You will determine the extinction in each photograph, and come up with a value for the extinction (in magnitudes) as a function of wavelength. You will compare your result to a so-called extinction curve.

The photographs are of a region called the Coalsack Nebula, a relatively nearby dark patch located around 200pc from earth. The three photographs were taken with filters for blue light (J-Band, centered on 420nm), red light (R-band, centered on 640nm), and infrared light (I-band, centered on 800nm). Notice how the dark patch (in the upper left part of the photographs) is most clearly seen in the blue image. Don't be confused by the fact that the red and infrared photographs were taken for shorter exposure times.

We will assume that all the stars in the field are behind the dark cloud. Therefore you can simply use a count of the number of stars per unit area, both within and outside the dark cloud, to estimate how much light is absorbed by the cloud. Using a piece of paper and some scissors, cut out a window of convenient size and shape. Only count stars brighter than some specific size within the window, and make sure you keep that minimum size the same when you count inside and outside the dark cloud. Make the window large enough so that you get at least 20 or 30 stars within the cloudy portion, otherwise the random statistical fluctuations in your count will make it more difficult to interpret your results. You may want to try this a couple of times with the window in different places so you can check that you get consistent answers.

The density of stars would look pretty much constant all through this region if it were not for the obscuring dust. Therefore the extinction Dm (i.e. "Delta m") is reflected in the ratio between the number of stars, N, per unit area in the cloudy region, and the number, N0, in the region outside the cloud. That is, the magnitude m of stars outside the cloud is reduced to m-Dm through the cloud, and some fall below the limiting magnitude in your count. Since magnitude goes like 2.5 times the logarithm of the flux, we have 2.5Dm=D[logN]=logN-logN0, so

Calculate the extinction Dm for each of the three photographs. Plot the extinction as a function of the inverse wavelength (1/lambda). Compare to this extinction curve or to Figure 14.6 in Kutner. Keep your results on the worksheet.

Answer the following question: We needed to assume that all the stars visible in the direction of the cloud were in fact behind the cloud, and not in the foreground. Is this a good assumption? Use the fact that the cloud is 200pc away and covers about 6 arc minutes on the sky. Also use the fact that the density of stars in our neighborhood is about one per 10 cubic parsecs.


Absolute magnitudes with dust extinction - Astronomy

Due Thursday Feb. 11 at BEGINNING OF CLASS

Total of 20 points.

a) PRINT your name at the top of all pages that you turn in.
b) STAPLE all pages together. If not stapled, it will not be graded.
c) Your work must be NEAT and LEGIBLE, or it will not be graded.
d) Show your work if a calculation is required.
e) If the answer requires UNITS, then give the units. One point will be deducted if units are missing.
f) You are allowed to discuss problems with other classmates, but the work you turn in must be your own. Copying someone else's solution is not permitted.
g) No late homework will be accepted.

Turn in ALL problems. FOUR problems will be graded (each graded problem will be worth 5 points). Solutions will be posted for all problems.

(a) What is a `main-sequence' star? (define in one sentence)

ANS: A main-sequence star is a star that is still fusing hydrogen in its core and is found in a well-defined strip running from top left to bottom right of the H-R diagram.
(b) What is the ONE fundamental property of a star that determines how long it will remain on the main-sequence?

ANS: mass
(c) High mass stars start off with more hydrogen in their cores than do low mass stars. So, why don't high mass stars live longer?

ANS: High mass stars fuse their core hydrogen at a faster rate than low mass stars, since they have higher core temperatures.

(d) What is the main sequence lifetime (in billions of years) of a star that has a mass one-half that of the Sun? (Assume that the Sun's main-sequence lifetime is 10 billion years.)

ANS: 40 billion years. Using the lifetime-mass relation on page 398, the star's lifetime will be (1/mass 2 ) times that of the sun, or (1 / 0.5 2 ) = 1 / 0.25 = 4. So, a star of mass 0.5 solar masses will have a main-sequence lifetime 4 times that of the sun. Since the sun's main-sequence lifetime is 10 billion years, the star of mass 0.5 solar masses will have a lifetime of 4 x 10 = 40 billion years.

Refer to Figures 17.14 and 17.15 on page 393 of the text to answer the following:

(a) The total energy per second emitted by Sirius A is ___________ (much greater than, much less than, about the same) as Arcturus?

ANS: About the same. Note: energy emitted per second is the same thing as Luminosity.

(b) The Sun and alpha-Centauri lie at almost the same position in Fig. 17.14. So, which of the following must be true? (i) they have similar apparent magnitudes, (ii) they have similar absolute magnitudes, or (iii) both (i) and (ii) must be true.

ANS: They will have similar absolute magnitudes, since if they lie close to each other in the H-R diagram they must have similar luminosities (and luminosity is measured by absolute magnitude). They will not have similar apparent magnitudes since they have the same luminosity but lie at different distances.

(c) Sirius A and Sirius B lie at the same distance (since they form a binary system). Which one will appear brightest in the night sky, and why?

ANS: Sirius A will appear brighter because its luminosity is larger.

(d) Which of the following stars is on the main sequence and has a mass that is larger than the Sun? (i) Betelgeuse, (ii) Barnard's star, (iii) Procyon A, or (iv) Sirius B?

ANS: Procyon A (recall that mass increases as you move up the main sequence.)

(e) Which of the following has the largest radius? (i) Vega, (ii) the Sun, or (iii) Barnard's star?

ANS: Vega, since radius increases as you move up the main sequence.

(a) If a star's apparent magnitude (m) is LESS than its absolute magnitude (M), what can you say about its distance?

ANS: If m 10/5 = 10 x 10 2 = 10 x 100 = 1000 pc.

4. Interstellar Absorption Lines

Why are the interstellar absorption lines in Figure 18.14 so much narrower than the absorption lines formed in the star's outer atmosphere? [Hint: You may want to review pp. 92 - 93.]

ANS: Interstellar absorption lines are narrower because the interstellar gas is much colder than the gas in the star's outer atmosphere. There is less Doppler broadening in absorption lines from colder gas (because the atoms are moving slower), so the lines are not as broad.

(a) Suppose that two main-sequence stars in the same cluster have identical B - V color indices and identical apparent magnitudes. Do these two stars have the same mass? Explain why or why not.

ANS: Yes, they have the same mass. Since they have the same B - V color indexes, they have the same temperature. Since they have the same apparent magntiudes, they have the same absolute magnitudes (because they are at the same distance as a result of being in the same cluster, and the light from both stars would suffer the same amount of extinction as a result of passing through the same amount of interstellar dust). Since they have the same absolute magnitudes, they have the same luminosities. Since they have the same luminosities and are both on the main-sequence (a given), then they must have the same mass (Fig. 17.22(b)).

(b) Estimate the age of the Pleiades, a young open cluster. Start with its HR diagram, in Figure 17.23. Note that the highest mass stars have already moved off of the main sequence. The most massive stars that are still on the main-sequence are of spectral type B6. These B6 stars will be the next to move off, and they are just ending their main-sequence lifetimes. So, if you can determine the main-sequence lifetime of a B6 star, you will have estimated the age of the Pleiades. Proceed as follows: (i) Use Figure 17.23 to estimate the luminosity of the B6 stars at the turnoff point, (ii) use the luminosity-mass diagram in Figure 17.22(b) to estimate the mass of a B6 star, (iii) having determined the mass, use the stellar lifetime relation on page 398 to estimate the lifetime of a B6 star, assuming the Sun's main sequence lifetime is 10 billion years.
Sanity check: From Figure 17.23, it is apparent that stars of spectral type G2 like the Sun have not yet moved off the main sequence in the Pleiades. Thus, you know that the age of the Pleiades has to be less than the main sequence lifetime of the Sun.

ANS: I get an age of about 1 billion years, but your derived age may be somewhat different since it is hard to read the figures in the book accurately. In fact, the true age of the Pleiades is quite a bit younger - about 0.1 billion years. So, using the book diagrams doesn't give a very precise answer.

From Fig. 17.23, spectral type B6 correspoonds to a luminosity of about 100 solar luminosities. From Figure 17.22(b), 100 solar luminosities implies a mass of about 3 solar masses. From the expression for stellar lifetime on page 398, this implies that the main-sequence lifetime of a B6 star is about 1/3 2 = 1/9 times that of the Sun, or about (1/9) x 10 billion years = 1.1 billion years. Since this B6 star is approximately the same age as all the other stars in the Pleiades, then the derived age of the Pleiades is roughly 1 billion years. To get a more accurate answer, you would need to analyze the HR diagram more carefully and determined exactly where the turnoff point occurs.

(a) Take a look at some fabulous images of different kinds of nebulae on the Web Nebulae page.

(b) Read about the different Types of Nebulae
What is the difference between a reflection nebula and an emission nebula?

ANS: An emission nebula is hot ionized gas, mostly hydrogen, that usually surrounds a hot star. A reflection nebula is scattered light from dust that is located near or around a star. Emission nebulae often appear red due to emission from the hydrogen Balmer H-alpha line that is formed when a free electron momentarily recombines with a hydrogen nucleus. Repflection nebula often appear blue, since the observer sees the blue light which gets scattered the most by dust particles.

(c) If the Sun were surrounded by a cloud of gas, would this gas glow as an emission nebula? Why or why not?

ANS: No it would not. The Sun is a cool star, and emits very little of its radiation in the ultraviolet. Strong ultraviolet radiaton is needed to ionize the hydrogen atoms in the surrounding nebula. Thus, stars at the center of emission nebulae are hot stars (usually O or B type stars).

(a) How do we know that interstellar space contains dust?

ANS: Dust makes stars look fainter (``extinction") and makes them look redder (``reddening") than would otherwise be the case.

If there were no dust, we could predict exactly how bright a given main-sequence star should appear from earth (its predicted apparent magnitude) from its spectral type (which tells us the star's absolute magnitude) and its distance. If the star's predicted apparent magnitude is larger than the observed value, then some of the star's light has been absorbed by dust.
If there were no dust, we could predict exactly what a main-sequence star's B - V color index (or ``color") should be on the basis of its spectral type, since spectral type gives the true surface temperature independent of any dust absorption. We can then measure the star's B - V index and compare that with the predicted value to see if the star's light is redder than it should be. If it is, then dust is the cause of the reddening.
(b) How do we know that interstellar space contains gas?

ANS: (i) Narrow absorption lines in the spectra of stars. (ii) Emission lines from nebulae. (ii) 21 cm radiation from atomic hydrogen in cool clouds. (iv) molecular lines from the rotation and vibration of molecules in very cold (10 K- 50 K) molecular clouds.

Would you expect the ionized hydrogen gas in an emission nebula to emit 21-centimeter radiation? Why or why not?

ANS: No, because the electrons have been stripped off of the atoms in ionized hydrogen. The 21 cm radiation is due to an electron flipping its spin direction while in the ground state of a hydrogen atom. If the electron is missing, it obviously cannot flip its spin.

9. Maunder Minimum (thought question)

During the period 1645 - 1715, the Sun passed through a period of low activity known as the Maunder Minimum in which there were very few sunspots. During that time Europe experienced years of record low temperatures, often referred to as the Little Ice Age (cf. page 367). It is thus suspected that the Sun's activity levels may affect the Earth's climate.

Suppose that astronomers discovered that the Sun was about to enter into another long period of low activity, probably characterized by year-round sub-freezing temperatures that could last for decades. Assume that the area where you live is going to get cold and stay that way, and that you cannot move away.

How would you prepare for this? How would year-round sub-zero temperatures affect your daily life? What problems might you encounter? Summarize your ideas in one or two paragraphs.

10. Orion: Magnitudes and Colors

Pick a clear evening this week (hopefully there will be one) and go outside for a look at Orion. You can do this at SBO on Feb. 8 if you wish. Orion is visible in the east southeast after about 6 pm. Sketch Orion, paying particular attention to the different colors of the stars, and their differences in apparent brightness. Does Orion look bigger outdoors than it does in the planetarium?

Look for the hot supergiant Rigel (spectral type B8Ia, distance 250 pc, m = +0.14, surface temp about 12,000 K) and the cool supergiant Betelgeuse (spectral type M2Ia, distance 150 pc, m = +0.4, surface temp about 3000 K, and a whopping luminosity of 14,000 times that of the Sun). The luminosity of Betelgeuse varies dramatically over a timescale of a few decades as the star pulsates. Note the three bright stars forming the Belt of Orion, (Alnilam = the center of the 3, Mintaka = westernmost, Alnitak = easternmost) which are hot O9 or B0 stars of apparent magnitude of about m = 2.

Look for Sirius, the brightest star in the night sky (m = -1.5) , rising low in east after about 7 pm, about two fist-widths below Orion's belt.


Author information

Affiliations

Instituto de Astrofísica de Canarias, La Laguna, Spain

Tomás Ruiz-Lara & Carme Gallart

Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna, La Laguna, Spain

Tomás Ruiz-Lara & Carme Gallart

Université Côte d’Azur, OCA, CNRS, Lagrange, France

INAF–Astronomical Observatory of Abruzzo, Teramo, Italy

INFN - Physics Department, University of Pisa, Pisa, Italy

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

Contributions

The manuscript was written by T.R.-L. and C.G. T.R.-L. and C.G. defined the final samples under analysis and extracted the SFH presented in this work. The software to analyse Gaia DR2 data was written by T.R.-L. and E.J.B. S.C. contributed to the tools used to generate the synthetic CMDs and evolutionary model predictions in the Gaia photometric system. All authors contributed to the interpretation and analysis of the results.

Corresponding author