الفلك

كيف يمكنني تحديد لمعان الخط من قياسات العرض المكافئة؟

كيف يمكنني تحديد لمعان الخط من قياسات العرض المكافئة؟


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.

لدي مجموعة من قياسات العرض المكافئة لخطوط الانبعاث المختلفة. كيف يمكنني استخدامها لتحديد لمعان الخط المقابل؟


اذا أنت أيضا لديها قياس ضوئي ، ثم هناك تحويل دقيق بشكل معقول بين الحجم الظاهري والتدفق المستمر (لكل فاصل طول موجي للوحدة) عند الطول الموجي للقياس الضوئي.

بمجرد حصولك على عامل التحويل هذا ، يمكنك ضرب العرض المكافئ به للحصول على تدفق.


كيف يمكنني تحديد لمعان الخط من قياسات العرض المكافئة؟ - الفلك

نحن نحقق في تباين خط الامتصاص الواسع (BAL) في C IV ضمن عينة من 46 كوازارًا عالي الصوت (RLQs) ، تم اختيارها من مسح Sloan الرقمي للسماء (SDSS) / صور باهتة لراديو سكاي عند عشرين سنتيمترا (FIRST) بيانات لتشمل كل من الكائنات التي يهيمن عليها اللب (39) والأجسام التي يهيمن عليها الفص (7). تتكون العينة بشكل أساسي من كوازارات BAL عالية التأين ، ولجزء كبير سرعات BAL كبيرة أو عروض مكافئة تمتد لمعانها الراديوي وقيم جهارة الراديو ∼2.5 من حيث الحجم. لقد حصلنا على 34 من أطياف Hobby-Eberly Telescope الجديدة من 28 BAL RLQs للمقارنة ببيانات SDSS السابقة ، كما ندمج أيضًا تغطية أرشيفية (بشكل أساسي SDSS ثنائي العهد) لمجموعة إجمالية من 78 زوجًا من قياسات العرض المكافئة لـ 46 BAL RLQs ، سبر المقاييس الزمنية لإطار الراحة من -80-6000 د (الوسيط 500 د). بشكل عام ، لوحظت تغييرات متواضعة فقط في أعماق قطاعات أحواض الامتصاص ، على غرار تلك التي شوهدت في الدراسات السابقة للكوازارات الراديوية الهادئة BAL (RQQs). على غرار النتائج السابقة لـ RQQs ، من المرجح أن تعرض RLQs التي تمت دراستها هنا تباين BAL على نطاقات زمنية أطول لإطار الراحة. ومع ذلك ، فإن القيم النموذجية لـ |<δ>الحرب الإلكترونية | و |<δ>EW | / & ltEW & gt أقل بنسبة 40 ± 20 في المائة لـ BAL RLQs عند مقارنتها بعينة BAL RQQs المطابقة لمقياس الوقت. تباين الاستمرارية البصرية له نفس السعة في BAL RLQs و BAL RQQs لكل من RLQs و RQQs ، يميل التباين المستمر إلى أن يكون أقوى على النطاقات الزمنية الأطول. من الواضح أن تباين BAL في RLQs لا يعتمد على لمعان الراديو أو قيم جهارة الصوت الراديوي ، لكننا نجد دليلًا مؤقتًا على تباين BAL كسري أكبر داخل RLQs التي يهيمن عليها الفص. يدعم تباين BAL المحسن داخل RLQs (التي يهيمن عليها الفص) بعض الاعتماد الهندسي على بنية التدفق الخارجي.


موضوعات مشابهة للعرض المكافئ أو ما شابه

يشير التحليل الطيفي للامتصاص إلى تقنيات التحليل الطيفي التي تقيس امتصاص الإشعاع ، كدالة للتردد أو الطول الموجي ، بسبب تفاعله مع عينة. تمتص العينة الطاقة ، أي الفوتونات ، من المجال المشع. ويكيبيديا

زيادة في الطول الموجي ، وما يقابلها من انخفاض في التردد وطاقة الفوتون للإشعاع الكهرومغناطيسي. يُعرف باسم الانزياح الأحمر السلبي أو التحول الأزرق. ويكيبيديا

خط طيفي أحمر عميق محدد في سلسلة Balmer بطول موجي 656.28 نانومتر في الهواء يحدث عندما ينخفض ​​إلكترون الهيدروجين من المستوى الثالث إلى الثاني من أدنى مستوى للطاقة. ألمع خط هيدروجين في النطاق الطيفي المرئي. ويكيبيديا

رسم بياني لمعدل الفعالية البيولوجية مرسوم مقابل الطول الموجي للضوء. تتعلق بطيف الامتصاص في العديد من الأنظمة. ويكيبيديا

ذروة مكثفة في منطقة الطول الموجي الأزرق للطيف المرئي. سميت على اسم مكتشفها ، جاك لويس سوريت. ويكيبيديا

الخط الطيفي للإشعاع الكهرومغناطيسي الناتج عن تغيير في حالة الطاقة لذرات الهيدروجين المحايدة. عند التردد الدقيق 1،420،405،751.767 هرتز ، وهو ما يعادل الطول الموجي للفراغ البالغ 21.106 سم في الفضاء الحر. ويكيبيديا

قياس مدى شدة توهين نوع كيميائي من الضوء عند طول موجي معين. الملكية الجوهرية للأنواع. ويكيبيديا

في الفيزياء والبصريات ، خطوط فراونهوفر هي مجموعة من خطوط الامتصاص الطيفي سميت على اسم الفيزيائي الألماني جوزيف فون فراونهوفر (1787-1826). لوحظت الخطوط في الأصل على أنها سمات مظلمة (خطوط امتصاص) في الطيف الضوئي للشمس. ويكيبيديا

يشير الاختصار إلى الكثافة الضوئية لعينة تم قياسها بطول موجة يبلغ 600 نانومتر. يشيع استخدامها في قياس الطيف الضوئي لتقدير تركيز البكتيريا أو الخلايا الأخرى في سائل ما لأن الطول الموجي 600 نانومتر لا يضر أو ​​يعيق نموها. ويكيبيديا

الخط الطيفي للهيدروجين ، أو بشكل عام أيونات الإلكترون الواحد ، في سلسلة لايمان ، المنبعثة عندما يسقط الإلكترون من المدار n = 2 إلى المدار n = 1 ، حيث n هو الرقم الكمي الرئيسي. يمتصه الهواء. ويكيبيديا

مصدر طبيعي لانبعاث الخط الطيفي المحفز ، عادةً في جزء الميكروويف من الطيف الكهرومغناطيسي. قد ينشأ هذا الانبعاث في السحب الجزيئية أو المذنبات أو الغلاف الجوي للكواكب أو الغلاف الجوي النجمي أو ظروف أخرى مختلفة في الفضاء بين النجوم. ويكيبيديا

طريقة غير مباشرة لإيجاد الكواكب خارج المجموعة الشمسية والأقزام البنية من قياسات السرعة الشعاعية من خلال ملاحظة تحولات دوبلر في طيف الكوكب والنجم الأم. تم اكتشاف 880 كوكبًا خارج المجموعة الشمسية (حوالي 21.0٪ من الإجمالي) باستخدام التحليل الطيفي دوبلر ، اعتبارًا من فبراير 2020. ويكيبيديا

ثلاثة من ثلاثة خطوط طيفية للكالسيوم المؤين بأطوال موجية 8498 Å و 8542 Å و 8662 Å. لوحظ بشكل بارز في امتصاص النجوم من النوع الطيفي G و K و M. ويكيبيديا

وظيفة تقيد كتلة المكون غير المرئي في نجم ثنائي طيفي أحادي الخط أو في نظام كوكبي. يمكن حسابها من الكميات التي يمكن ملاحظتها فقط ، وهي الفترة المدارية للنظام الثنائي ، والسرعة الشعاعية القصوى للنجم المرصود. ويكيبيديا

شكل التحليل الطيفي للأشعة السينية الذي يتم فيه قياس أطياف خط الأشعة السينية بدقة طيفية كافية لتحليل تأثير البيئة الكيميائية على طاقة خط الأشعة السينية وعلى نسب التفرع. يتم ذلك عن طريق إثارة الإلكترونات خارج غلافها ثم مشاهدة الفوتونات المنبعثة من الإلكترونات المعاد تركيبها. ويكيبيديا

التحليل الطيفي للامتصاص المعزز بالتجويف عريض النطاق غير المتماسك (IBBCEAS) ، والذي يُطلق عليه أحيانًا مطياف الانقراض المعزز بالتجويف العريض (IBBCEES) ، يقيس انتقال شدة الضوء من خلال تجويف بصري ثابت يتكون من مرايا عالية الانعكاس (عادةً R & gt99.9٪) يتحقق باستخدام مصادر غير متماسكة للإشعاع ، على سبيل المثال مصابيح قوس زينون أو مصابيح LED أو أشعة الليزر الفائقة ، ومن هنا جاءت تسميتها. ويكيبيديا

اختلاف شدة طيف الاستمرارية النجمية على جانبي حد سلسلة Balmer للهيدروجين عند 364.6 نانومتر. ناتج عن تأين الإلكترونات تمامًا مباشرة من مستوى الطاقة الثاني لذرة الهيدروجين ، مما يخلق امتصاصًا مستمرًا بأطوال موجية أقصر من 364.6 نانومتر. ويكيبيديا

خط داكن أو ساطع في طيف منتظم ومستمر ، ناتج عن انبعاث أو امتصاص الضوء في نطاق تردد ضيق ، مقارنة بالترددات القريبة. غالبًا ما تستخدم الخطوط الطيفية لتحديد الذرات والجزيئات. ويكيبيديا

نوع الصبغة مع شريط امتصاص يتحول إلى طول موجي أطول مع زيادة الحدة (معامل امتصاص أعلى) عندما يتجمع تحت تأثير مذيب أو مادة مضافة أو تركيز نتيجة للتنظيم الذاتي فوق الجزيئي. يمكن تمييز الصبغة بشكل أكبر من خلال تحول صغير في Stokes مع شريط ضيق. ويكيبيديا

قياس تفاعل الأشعة تحت الحمراء مع المادة عن طريق الامتصاص أو الانبعاث أو الانعكاس. يستخدم لدراسة وتحديد المواد الكيميائية أو المجموعات الوظيفية في أشكال صلبة أو سائلة أو غازية. ويكيبيديا

تستخدم في التحليل الطيفي للأشعة السينية لتسمية الخطوط الطيفية التي تتميز بها العناصر. قدمه Manne Siegbahn. ويكيبيديا

تحدث سلسلة من الخطوط الطيفية في طيف الانبعاث الذري عندما تقفز الإلكترونات بين أدنى مدار p ومدارات s للذرة. تتضمن الخطوط الطيفية بعضها في الضوء المرئي ، وتمتد إلى الأشعة فوق البنفسجية. ويكيبيديا

الخط الطيفي المرتبط بامتصاص أو انبعاث الفوتونات بواسطة النوى الذرية أو الذرات أو الجزيئات التي تمر بمرحلة انتقالية لا تسمح بها قاعدة اختيار معينة ولكن يُسمح بها إذا لم يتم إجراء التقريب المرتبط بهذه القاعدة. مسموح ولكن بسعر أقل بكثير. ويكيبيديا

قياس حدوث العناصر الكيميائية بالنسبة لجميع العناصر الأخرى في بيئة معينة. تُقاس بإحدى الطرق الثلاث: عن طريق كسر الكتلة عن طريق الكسر الجزيئي (جزء الذرات بالعدد العددي ، أو أحيانًا جزء الجزيئات في الغازات) أو بالجزء الحجمي. ويكيبيديا

تقنية تُستخدم بشكل أساسي لقياس علاقة التشتت للإثارة الجماعية ، عبر منطقة Brillouin بأكملها. موجات الدوران هي اضطرابات جماعية في مادة صلبة مغناطيسية. ويكيبيديا

التعميم التجريبي الذي اقترحه فالتر ريتز عام 1908 لوصف علاقة الخطوط الطيفية لجميع الذرات. ينص المبدأ على أن الخطوط الطيفية لأي عنصر تتضمن ترددات إما مجموع أو اختلاف ترددات خطين آخرين. ويكيبيديا

تقنية قياس النبضات فائقة القصر تعتمد على البوابات الضوئية لحل التردد (FROG). تم اختيارها بسبب تقنية & # x27s لعلاقة FROG grenouille هي الفرنسية بالنسبة للضفدع. ويكيبيديا

تتكون سلسلة Pickering (المعروفة أيضًا بسلسلة Pickering-Fowler) من ثلاثة أسطر من الهيليوم المتأين الفردي الموجود ، عادة في الامتصاص ، في أطياف النجوم الساخنة مثل نجوم Wolf-Rayet. يأتي الاسم من إدوارد تشارلز بيكرينغ وألفريد فاولر. ويكيبيديا

نوع من التحليل الطيفي للامتصاص الذي يشير إلى الميزات في أطياف امتصاص الأشعة السينية (XAS) للمادة المكثفة بسبب المقطع العرضي للامتصاص الضوئي للتحولات الإلكترونية من مستوى النواة الذرية إلى الحالات النهائية في منطقة الطاقة من 50-100 فولت فوق النطاق المحدد طاقة التأين على مستوى النواة الذرية ، حيث يكون الطول الموجي للإلكترون الضوئي أكبر من المسافة بين الذرات بين الذرة الممتصة وذرات جارتها الأولى. كل من XANES و NEXAFS شروط مقبولة لنفس التقنية. ويكيبيديا


كيف يمكنني تحديد لمعان الخط من قياسات العرض المكافئة؟ - الفلك

نقدم طريقة جديدة لتوحيد سطوع المستعر الأعظم من النوع Ia (SN Ia) إلى ⪉0.13 ماج باستخدام نسب التدفق من طيف واحد معاير التدفق لكل SN. باستخدام مطياف Supernova Factory القريب من 58 SNe Ia ، أجرينا بحثًا غير متحيز عن نسب التدفق التي ترتبط مع لمعان SN Ia. بعد تطوير الطريقة واختيار أفضل النسب من عينة تدريب ، تحققنا من النتائج على عينة منفصلة للتحقق ومع البيانات من الأدبيات. حددنا نسب التدفق المتعددة التي تكون ارتباطاتها مع اللمعان أقوى من تلك الخاصة بشكل ولون منحنى الضوء ، أو نسب الميزات الطيفية المحددة مسبقًا ، أو قياسات العرض المكافئة. على وجه الخصوص ، نسبة التدفق R 642/443 = F (642

نانومتر) له ارتباط 0.95 مع الأحجام المطلقة SN Ia. ينتج عن استخدام هذه النسبة الفردية كعامل تصحيح مخطط هابل مع الانحراف المعياري المتبقي للتشتت 0.125 ± 0.011 ماج ، مقارنة بـ 0.161 ± 0.015 ماج عندما تتلاءم مع شكل منحنى الضوء SALT2 ومعلمات اللون × 1 و c. تعتبر النسبة R 642/443 عامل تصحيح فعال لكل من احمرار الغبار الخارجي والاختلافات الداخلية مثل SNe 1991T-like و SN 1999aa-like SNe. عند دمجها مع قياسات الألوان ذات النطاق العريض ، يمكن لنسب التدفق الطيفي توحيد مقادير SN Ia إلى

0.12 ماج. هذه هي المقاييس الطيفية الأولى التي تقدم تحسينات قوية على طرق التطبيع القياسية بناءً على شكل ولون منحنى الضوء ، وهي توفر من بين أقل مخططات هابل انتشارًا على الإطلاق.


كيف يمكنني تحديد لمعان الخط من قياسات العرض المكافئة؟ - الفلك

نوسع دراستنا لنواة المجرات الراديوية 3CR FR II من خلال الصور البصرية HST حتى z = 0.3. تم العثور في معظمهم على نواة لم يتم حلها (النواة المدمجة المركزية ، CCC). نقوم بتحليل موقعها في الطائرة التي شكلتها الإشعاعات النووية الضوئية والراديو فيما يتعلق بخصائصها الطيفية البصرية. الأجسام ذات الخطوط العريضة (BLO) لها نوى أكثر سطوعًا: فهي موجودة فقط في اللمعان البصري nu L nu & gt

4x 10 42 erg s -1 التي نقترح أنها قد تمثل عتبة في الكفاءة الإشعاعية مجتمعة مع نطاق صغير من كتل الثقب الأسود. حوالي 40 ٪ من مجرات الإثارة العالية والمنخفضة (HEG و LEG) تظهر CCC والتي تشبه تلك التي تم اكتشافها سابقًا في مجرات FR I ، في تناقض واضح مع نموذج التوحيد. يكشف العرض المكافئ لخط الانبعاث [OIII] (فيما يتعلق بالسطوع النووي) عن طبيعة هذه النوى ، مما يشير إلى أن نوى HEG محجوبة أمام خط رؤيتنا ولا يُلاحظ سوى الإشعاع المتناثر. هذا يعني أن مجتمع FR II يتكون من كائنات ذات خصائص نووية مختلفة ، ولا يمكن توحيد سوى جزء صغير منها مع أشباه النجوم. بناءً على الملاحظات التي تم الحصول عليها في معهد علوم التلسكوب الفضائي ، والذي تديره رابطة الجامعات لأبحاث علم الفلك ، إنكوربوريتد ، بموجب عقد ناسا NAS 5-26555.


كيف يمكنني تحديد لمعان الخط من قياسات العرض المكافئة؟ - الفلك

قمنا بتجميع عينة من 165 مجرة ​​راديوية من الأدبيات لدراسة خصائص مناطق خط الانبعاث الممتد وتفاعلها مع مصدر الراديو على مدى واسع من الانزياح الأحمر 0 & ltz & lt5.2. لكل مصدر ، قمنا بجمع الراديو (الحجم ونسبة مسافة الفص والقوة) والمعلمات الطيفية (اللمعان وعرض الخط والعرض المكافئ) لألمع أربعة خطوط للأشعة فوق البنفسجية. نقدم أيضًا معلمة A Lyα تقيس عدم تناسق خط Lyα ، بافتراض أن الانزياح الأحمر الجوهري للخط هو نفسه بالنسبة لخط He II λ 1640 ، ونبين أن هذه المعلمة هي مقياس جيد لمقدار الامتصاص في خط Lyα. باستخدام هذه المعلمات الـ 18 ، نفحص الأهمية الإحصائية لجميع الارتباطات المتبادلة البالغ عددها 153 ، ونجد الارتباطات المهمة التالية: (1) عدم تناسق Lyα A Lyα مع حجم الراديو D والانزياح الأحمر z ، (2) لمعان الخط مع طاقة الراديو ، (3) لمعان خط Lyα و C IV و He II و C III مع بعضها البعض ، و (4) عروض مكافئة لـ Lyα و C IV و He II و C III مع بعضها البعض. نفسر العلاقة بين الانزياح الأحمر و A Lyα على أنها زيادة في كمية H I حول المجرات الراديوية عند z & gt3. يمكن أن يشير التكرار الحصري تقريبًا لامتصاص H I في مصادر الراديو الصغيرة إلى وجود وسط محيط أكثر كثافة أو منطقة غير مضغوطة ومنخفضة الكثافة ، كما هو مقترح بواسطة Binette etal (2000) n الموقع. توفر الارتباطات من (2) إلى (4) دليلًا على مصدر طاقة مشترك للطاقة الراديوية وإضاءة خط الانبعاث الكلي ، كما هو موجود في عينات محدودة التدفق من المصادر الراديوية. يُظهر لمعان خط Lyα بالنسبة لخطوط الانبعاث الأخرى والتواصل زيادة قوية عند z

gt 3 ، تتزامن مع زيادة كمية امتصاص HI المصاحب. يشير هذا إلى زيادة وفرة الهيدروجين ، المؤين والمحايد ، والذي قد يكون خزانًا للهيدروجين البدائي الذي تتشكل منه المجرة. يظهر هذا التطور المعدني أيضًا في وفرة النيتروجين ، مما يُظهر تباينًا بأكثر من ترتيب من حيث الحجم ، مع احتلال المجرات الراديوية z & gt3 فقط منطقة الشمس Z & lt2Z. لفحص آلية التأين لمناطق خط الانبعاث الممتد في HzRGs ، نرسم بيانات خط انبعاث الأشعة فوق البنفسجية في مخططات تشخيصية لنسبة الخط. يبدو أن المخططات التي تتضمن خطوط التأين العالية C IV و He II و C III تؤكد النتائج السابقة التي توضح أن تأين صور AGN يوفر أفضل ملاءمة للبيانات. ومع ذلك ، لا يمكن لهذه النماذج أن تتلاءم مع نسبة C II / C III ، والتي تقع أقرب إلى تنبؤات نماذج تأين الصدمات عالية السرعة. نلاحظ أن خط C II أكثر حساسية لتأين الصدمات بخمس مرات من خطوط الأشعة فوق البنفسجية عالية التأين ، ونظهر أن مزيجًا من الصدمات والتأين الضوئي يوفر ملاءمة شاملة أفضل للأطياف المدمجة لـ HzRGs. ستظهر مساهمة كبيرة من تأين الصدمة أولاً في الخطوط الحساسة للصدمات مثل C II أو Mg II. نؤكد أيضًا نتائج Best et al. (2000 ب) n موقعا يحدث تأين الصدمة بشكل حصري تقريبًا في المصادر الراديوية الصغيرة ، ويظهر أن توزيع الحجم الزاوي يمكن أن يفسر بالفعل الاختلافات في ثلاثة أطياف مركبة HzRG. لأن معظم HzRGs لها أحجام راديو


الملخص. تم الحصول على المظهر الجانبي والسرعة الشعاعية والعرض المكافئ للخطوط البينجمية لـ Na I (5890.0 ، 5895.9 ˚A) و KI (7699.0 ˚A) من ملاحظات Echelle + CCD عند حل القدرة λ / △ λ ∼16500 لـ 32 O و نجوم B المبكرة يعانون من احمرار بين EB − V = 0.06 و 1.57. تم استخدام البيانات للبحث عن علاقة بين العرض المكافئ والاحمرار ومعايرتها. عندما تُظهر الخطوط بين النجوم مكونًا واحدًا وحادًا ، فقد تم اشتقاق علاقات مفيدة لتقدير الاحمرار من العروض المكافئة. العلاقة لـ Na I هي الأكثر حساسية في النطاق 0.0 EB − V ≤0.4 ، والعلاقة لـ K I تتولى عند زيادة الاحمرار. تسمح قياسات العرض المكافئة ذات الجودة الجيدة بتقدير EB-V بدقة تبلغ حوالي 0.05 ماج. بالنسبة للملفات الشخصية متعددة المكونات لخطوط Na I و K I ، يكون تقدير الاحمرار أكثر غموضًا مع تشتت عام يبلغ 0.15 ماج. تسمح الخلطات الوثيقة لمكونات متعددة فقط بتقدير الحد الأعلى لـ EB-V. الكلمات المفتاحية: وسط بين نجمي: ذرات - وسط بين نجمي: غبار ، انقراض 1.


كيف يمكنني تحديد لمعان الخط من قياسات العرض المكافئة؟ - الفلك

المحاضرة 15: الأجواء النجمية ، النجوم المتغيرة

الغلاف الجوي النجمي: كيف تؤثر الطبقات الموجودة فوق الغلاف الضوئي على طيف النجم

ما الذي يتحكم في عرض وقوة الخطوط الطيفية؟

& quotst Strength & quot للخط الطيفي هي منطقة الخط الطيفي في مخطط الطول الموجي مقابل الكثافة - غالبًا ما يتم التعبير عنها بـ & quot؛ عرض مكافئ & quot.

لفهم تأثير عرض وقوة الخط ، تذكر ما الذي يسبب الخط الطيفي: الذرات الفردية أو الجزيئات التي تحتوي على إلكترونات تغير المدارات.

إذا تمت إزالة إلكترون من الذرة تمامًا ، فيُقال إنها متأينة. & quotNeutral & quot H ، مما يعني أن إلكترونها لا يزال مضبوطًا مسبقًا ، تم تعيينه على أنه HI بينما الهيدروجين المتأين هو HII. لاحظ أن العناصر التي تحتوي على عدد أكبر من الإلكترونات يمكن أن تحتوي على قيم مثل FeIX مما يعني إزالة 8 إلكترونات.

قوة الخط: تعتمد على عدد الذرات / الجزيئات التي تحتوي على إلكترونات في مدار البداية للخط الطيفي قيد الدراسة. على سبيل المثال ، الخط H- عند 656.3 نانومتر يتضمن إلكترونًا يتحرك من المستوى 2 إلى المستوى 3 عندما يُرى في الامتصاص. لكي تحتوي ذرات H على إلكترونات في المستوى 2 ، يجب أن تكون قد امتصت بالفعل فوتونًا مما رفعها من المستوى 1 إلى المستوى 2 - المنطقة شديدة البرودة لن يكون لها أي امتصاص H- لأنه لا توجد ذرات بها إلكترونات في المستوى 2. يوضح النص الموجود في الفصل 4 كيف يمكن استخدام فرع من فروع الفيزياء يسمى & quot؛ ميكانيكا إحصائية & quot لحساب الأعداد النسبية للذرات في حالات مختلفة - يعتمد العدد على العدد الإجمالي للذرات الموجودة ودرجة الحرارة.

في الشكل أدناه ، N = إجمالي عدد ذرات H ، N1= العدد مع الإلكترونات في الحالة الأرضية ، N2= عدد الإلكترونات في المستوى 2 ، N+= عدد الذرات المتأينة.

الرقم في كل حالة هو دالة لدرجة الحرارة.

تعتمد قوة الخط الطيفي ، المقاسة بالعرض المكافئ ، على عدد الذرات الموجودة على طول خط البصر والتي تكون في الحالة الصحيحة لامتصاص الفوتون:

إذا قمنا بقياس العرض المكافئ ، فنحن نقيس عدد الفوتونات التي تم امتصاصها ونفترض أنه يمكننا قياس معامل الامتصاص للذرة المعنية في المختبر ، ويمكننا الحصول على N ومن ثم & quotabundance & quot للعنصر في النجم. القياس الفعلي صعب لأننا لا نعرف L وعلينا إما إعطاء aubndace بالنسبة للهيدروجين أو أن يكون لدينا مخطط أكثر تعقيدًا لتقدير L.

عرض الخط: يعتمد على عدد من العوامل:

  • ينتج التوسع الطبيعي عن حقيقة أن ميكانيكا الكم تُظهر أن طاقة الإلكترون لا يمكن تحديدها (أو معرفتها) بدقة أكبر من
  • يرجع التوسع الحراري إلى حركات الذرات نظرًا لكونها في درجة حرارة معينة T:
  • ينتج التوسع الاصطدام عن الاصطدامات بين الذرات - ويعتمد على تواتر الاصطدامات وبالتالي على كثافة الغاز
  • ستؤدي أي حركة للذرات إلى حدوث انزياح دوبلر. يمكن أن يؤدي هذا إما إلى تغيير الطول الموجي الملحوظ لخط ما أو في حالة ملاحظة مجموعة من السحب الصغيرة المتحركة بشكل عشوائي ، فقد يتسع الخط أيضًا.

أي نجم يختلف نتاجه ، بغض النظر عن السبب ، يسمى نجمًا متغيرًا.

تقليد تسمية النجوم المتغيرة هو أن أول ما يتم العثور عليه في كوكبة يُعطى الاسم R ConName حيث ConName = اسم الكوكبة. والثاني هو S ConName ثم من خلال Z الأسماء ، ثم انتقل إلى RR عبر RZ ، و SS إلى SZ ، وهكذا عبر ZZ. ثم تذهب الأسماء إلى AA وما إلى ذلك. إذا كانت مجموعة النجوم تحتوي على العديد من المتغيرات ، فستنتقل الأسماء إلى الشكل V335 و V336 وما إلى ذلك.

فئات النجوم المتغيرة:

المتغيرات النابضة: قم بتغيير الحجم بشكل قابل للتكرار.

- Pop II Ceps = نجوم W Vir ، P

- نجوم مختلفة بفترات تقاس بالساعات

يتغير ناتج الضوء من المتغيرات النابضة لأن النجم يتوسع ويتقلص (وبالتالي يبرد ويسخن).

لاحظ كيف ترتبط تغييرات السطوع بالتغيرات في درجة الحرارة ونصف القطر. مرحلة يشير إلى جزء من فترة النجم.

إذا كان بإمكانك قياس درجة الحرارة في كل مرة ، يمكنك حساب نسبة نصف القطر.

يمكنك أيضًا فهم علاقات P-L لمثل هذه النجوم: إنها ناتجة عن نجوم ذات كتلة أعلى ذات لمعان أعلى. كلما زاد حجم النجم ، زادت الفترة الزمنية.

فكر في الطبقات الخارجية للنجم في مدار شعاعي فيما يتعلق بنواة النجم. يجب أن تمتثل الطبقات الخارجية لقانون كبلر الثالث:

فترة المتغير النبضي تتناسب عكسياً مع الجذر التربيعي لكثافته - كثافة منخفضة ، العمالقة الحمراء لها فترات طويلة في حين أن Cepheids ذات الكثافة العالية لها فترات قصيرة. تذكر أن درجة الحرارة المركزية للنجم تتناسب مع الضغط / الكثافة المركزية مما يؤكد أن الفترات الأطول تتماشى مع درجات الحرارة المركزية الأعلى التي تنتج لمعانًا أعلى.

تشمل المتغيرات غير النابضة

- نجوم T Tauri وهي نجوم تسلسل ما قبل الرئيسي لم تصل بعد إلى التوازن الهيدروستاتيكي. من المحتمل أن يكون تقلبها شكلًا متطرفًا من العواصف والتوهجات المغناطيسية.

- النجوم المضيئة هي أقزام M صغيرة حيث يمكن لحدث نشط مثل التوهج النموذجي على الشمس أن يزيد من سطوع هذه النجوم الخافتة بعاملين أو أكثر.

تشير نجوم Tau والنجوم المتوهجة معًا إلى أن النجوم تمتلك مجالات مغناطيسية أقوى ونشاطًا مرتبطًا بها مقارنة بالنجوم القديمة. من المعروف أيضًا أن النجوم الشابة تدور بسرعة أكبر بكثير من الشمس مما قد يفسر النشاط الأعلى. هل تتباطأ النجوم عندما تتقدم في السن لأن الزخم الزاوي ينتقل إلى الكواكب؟

- المتغيرات المغناطيسية لها أطياف متغيرة ومجالات مغناطيسية قوية. قد يكون أحد التفسيرات هو عدم محاذاة المحاور المغناطيسية والدورانية.

- نجوم RS CVn هي نجوم ثنائية بمعدلات دوران مقفلة بشكل متزامن على فتراتها المدارية القليلة أيام. يحرك الدوران السريع النشاط المغناطيسي والتوهجات.

- تشمل المتغيرات الكارثية والانفجارية المستعرات والمستعرات الأعظمية.

- الثنائيات الكسوف هي نجوم ثنائية حيث نرى المدارات تقريبًا على الحافة. يعطي شكل منحنى الضوء مؤشرا على ميل النظام:


أضعف المجرات القزمة

جوشوا د.سيمون
المجلد. 57 ، 2019

الملخص

تمثل المجرات الساتلية لمجرة درب التبانة أدنى لمعان (L) الحد الأدنى الأقصى لوظيفة لمعان المجرة. هذه الأقزام الخافتة للغاية هي أقدم الأنظمة النجمية وأكثرها مظلمة ، ومعظمها فقير بالمعادن ، وأقلها تطورًا كيميائيًا. اقرأ أكثر

المواد التكميلية

الشكل 1: تعداد المجرات التابعة لمجرة درب التبانة كدالة للوقت. تشمل الكائنات الموضحة هنا جميع المجرات القزمة المؤكدة طيفيًا وكذلك تلك التي يشتبه في كونها أقزامًا استنادًا إلى l.

الشكل 2: توزيع أقمار درب التبانة بالمقدار المطلق () ونصف قطر الضوء. يتم عرض المجرات القزمة المؤكدة على شكل دوائر مملوءة باللون الأزرق الداكن ، ويشتبه في أنها مجرات قزمة.

الشكل 3: تشتت سرعة خط البصر لأقمار درب التبانة فائقة الخفة كدالة ذات الحجم المطلق. تظهر القياسات وأوجه عدم اليقين كنقاط زرقاء مع أشرطة خطأ ، و 90٪ ج.

الشكل 4: (أ) الكتل الديناميكية لسواتل مجرة ​​درب التبانة شديدة الباهتة كدالة للسطوع. (ب) نسب الكتلة إلى الضوء ضمن نصف قطر نصف الضوء لأقمار درب التبانة فائقة الخفة كوظيفة.

الشكل 5: متوسط ​​المعادن النجمية لأقمار درب التبانة كدالة ذات حجم مطلق. يتم عرض المجرات القزمة المؤكدة كدوائر ممتلئة باللون الأزرق الداكن ، والأجسام المشتبه في كونها قزمة.

الشكل 6: دالة توزيع المعادن للنجوم في الأقزام الخافتة للغاية. مراجع المعادن الموضحة هنا مدرجة في الجدول التكميلي 1. نلاحظ أن هذه البيانات غير متجانسة تمامًا.

الشكل 7: أنماط الوفرة الكيميائية للنجوم في UFDs. تظهر هنا النسب (أ) [C / Fe] ، (ب) [Mg / Fe] ، و (ج) [Ba / Fe] كوظائف معدنية ، على التوالي. يتم رسم نجوم UFD على شكل ديامو ملون.

الشكل 8: قابلية الكشف عن الأنظمة النجمية الباهتة كوظائف للمسافة والقدر المطلق وعمق المسح. يُظهر المنحنى الأحمر سطوع النجم العشرين الأكثر سطوعًا في كائن ما كوظيفة.

الشكل 9: (أ) مخطط اللون والحجم للقسم 1 (القياس الضوئي من Muñoz et al. 2018). تشير مناطق الحجم المظللة باللون الأزرق والوردي إلى العمق التقريبي الذي يمكن الوصول إليه باستخدام الوسط الموجود.


  • APA
  • اساسي
  • هارفارد
  • فانكوفر
  • مؤلف
  • BIBTEX
  • RIS

4.5. / زينج ، زين يا وانج ، جون زيان مالهوترا ، سانجيتا رودس ، جيمس إي فينكلستين ، ستيفن إل فينكلستين ، كيلي.

مخرجات البحث: المساهمة في المجلة ›المقال› مراجعة الأقران

4.5 في Extended Chandra Deep Field South (ECDFS). لقد أظهرنا أن إجراءات اختيار المصدر لدينا تنتج فقط تحيزًا ضعيفًا من نوع Eddington في كل من وظيفة لمعان Lyα الجوهرية وتوزيع Lyα EWdistribution. ومع ذلك ، فإن توزيع الحرب الإلكترونية المرصود يكون متحيزًا بشدة إذا أخذ المرء في الاعتبار فقط LAEs مع اكتشافات في السلسلة المتصلة. يتطلب أخذ عدم الكشف عن النطاق العريض في الاعتبار ملاءمة توزيع نسبة النطاق العريض إلى النطاق الضيق ، مما يعطي بعد ذلك طولًا أكبر لمقياس توزيع الحرب الإلكترونية. بافتراض الشكل الأسي للتوزيع الجوهري Lyα EWdistribution dN / dEW = N exp-EW / W0 ، نحصل على W0 = 167 + 44 -19 < AA> (غير مصحح لامتصاص IGM لـ Lya ، و sg = 160 + 43-12 < AA> لتوزيع غاوسي للحرب الإلكترونية). نناقش النطاق المحتمل لتأثيرات امتصاص IGM في ضوء القياسات الأخيرة لملفات تعريف خط Lyα وتعويضات السرعة. تتوافق بياناتنا مع استقلال Lyα EW عن لمعان الأشعة فوق البنفسجية (أي أننا لا نرى دليلاً على تأثير "Ando"). تشير عمليات المحاكاة التي أجريناها أيضًا إلى أن الصور ذات النطاق العريض يجب أن تكون أعمق بمقدار 0.5-1 ماجيك من الصور ضيقة النطاق لإجراء مسح LAE فعال وكامل بشكل معقول. بالمقارنة مع القياسات المتسقة في الانزياحات الحمراء الأخرى ، نرى تطورًا قويًا في توزيع Lyα EW مع الانزياح الأحمر الذي يتحول إلى شكل قانون القوة من W0 ξ (1 + z) ξ ، مع ξ = 1.1 ± 0.1 (0.6 ± 0.1) إذا لم تكن هناك تصحيحات IGM يتم تطبيقها على خط Lyα أو ξ = 1.7 ± 0.1 (1.2 ± 0.1) بعد تطبيق أقصى تصحيح لامتصاص IGM على خط Lyα لتوزيع EW أسي (غاوسي) من z = 0.3 إلى 6.5. "،

T1 - توزيع عرضي مكافئ لـ Lyα للمجرات الباعثة لـ Lyα عند الانزياح الأحمر z

توفر عروض N2 - خط Lyα المكافئة (EWs) أدلة مهمة على الطبيعة الفيزيائية لبواعث ألفا ليمان عالية الانزياح (LAEs). ومع ذلك ، قد يكون قياس توزيع Lyα EW لـ LAEs المختارة ذات النطاق الضيق عالي z صعبًا لأن العديد من المصادر لا تحتوي على قياس ضوئي واسع النطاق جيد القياس. نحن نحقق في التحيزات المحتملة في قياس توزيع Lya EW الجوهري لعينة LAE عند z

4.5 في Extended Chandra Deep Field South (ECDFS). لقد أظهرنا أن إجراءات اختيار المصدر لدينا تنتج فقط تحيزًا ضعيفًا من نوع Eddington في كل من وظيفة لمعان Lyα الجوهرية وتوزيع Lyα EWdistribution. ومع ذلك ، فإن توزيع الحرب الإلكترونية المرصود يكون متحيزًا بشدة إذا أخذ المرء في الاعتبار فقط LAEs مع اكتشافات في السلسلة المتصلة. يتطلب أخذ عدم الكشف عن النطاق العريض في الاعتبار ملاءمة توزيع نسبة النطاق العريض إلى النطاق الضيق ، مما يعطي بعد ذلك طولًا أكبر لمقياس توزيع الحرب الإلكترونية. بافتراض الشكل الأسي للتوزيع الجوهري Lyα EWdistribution dN / dEW = N exp-EW / W0 ، نحصل على W0 = 167 + 44 -19 (غير مصحح لامتصاص IGM لـ Lya ، و sg = 160 + 43-12 Å لـ Gaussian توزيع الحرب الإلكترونية). نناقش النطاق المحتمل لتأثيرات امتصاص IGM في ضوء القياسات الأخيرة لملفات تعريف خط Lyα وتعويضات السرعة. تتوافق بياناتنا مع استقلال Lyα EW عن لمعان الأشعة فوق البنفسجية (أي أننا لا نرى دليلاً على تأثير "Ando"). تشير عمليات المحاكاة التي أجريناها أيضًا إلى أن الصور ذات النطاق العريض يجب أن تكون أعمق بمقدار 0.5-1 ماجيك من الصور ضيقة النطاق لإجراء مسح LAE فعال وكامل بشكل معقول. بالمقارنة مع القياسات المتسقة في الانزياحات الحمراء الأخرى ، نرى تطورًا قويًا في توزيع Lyα EW مع الانزياح الأحمر الذي يتحول إلى شكل قانون القوة من W0 ξ (1 + z) ξ ، مع ξ = 1.1 ± 0.1 (0.6 ± 0.1) إذا لم تكن هناك تصحيحات IGM يتم تطبيقها على خط Lyα أو ξ = 1.7 ± 0.1 (1.2 ± 0.1) بعد تطبيق تصحيح امتصاص IGM الأقصى لخط Lyα لتوزيع EW الأسي (Gaussian) من z = 0.3 إلى 6.5.

توفر العروض المكافئة لخط AB - Lyα (EWs) أدلة مهمة على الطبيعة الفيزيائية لبواعث ألفا ليمان عالية الانزياح (LAEs). ومع ذلك ، قد يكون قياس توزيع Lyα EW لـ LAEs المختارة ذات النطاق الضيق عالي z صعبًا لأن العديد من المصادر لا تحتوي على قياس ضوئي واسع النطاق جيد القياس. نحن نحقق في التحيزات المحتملة في قياس توزيع Lya EW الجوهري لعينة LAE عند z


شاهد الفيديو: شرح لمعان النص (كانون الثاني 2023).