Astronomie

Basieren die Subspektraltypen (1,…9) auf Temperatur- oder Spektrallinien?

Basieren die Subspektraltypen (1,…9) auf Temperatur- oder Spektrallinien?

Der Spektraltyp von Sternen hat eine OBAFGKM-Klasse zusammen mit einer Zahl von 0 bis 9. Laut Wikipedia (Beispiel unten) gilt: Je niedriger die Zahl, desto heißer und massereicher der Stern, aber Absorptionslinien sind nicht enthalten. Wenn wir uns dann das zweite Bild ansehen, können wir sehen, dass verschiedene Spektraltypen unterschiedliche Absorptionslinien haben. Ich frage mich also, ob die subspektralen Typen (Zahlen) auf basieren Temperatur und/oder Masse oder Absorptions-/Spektrallinien?


Die Spektralklassen (O, B, A, F, G, K, M) und ihre 10 Subtypen (0 bis 9) waren anfänglich nur als Unterscheidungsmerkmale des Spektraltyps gedacht. Annie Jump Cannon war die Schöpferin dieses Systems. Durch ihre Arbeit für/mit Edward Pickering hat sie über einige Jahrzehnte hinweg fast ein Drittel von einer Million Sterne klassifiziert. Sie (und viele andere) wussten nicht, dass dies tatsächlich eine Temperaturskala war – die Klassifizierungen basierten auf den Spektrallinien, die Cannon beobachtete und in Kategorien einsortierte. Erst durch die Arbeit von Cecilia Payne und vor allem durch ihre Doktorarbeit wurde allen klar, dass das OBAFGKM-System (und die dazugehörigen Unterklassen) tatsächlich eine Temperaturskala waren.

Paynes Arbeit zeigte, dass der Unterschied im Spektraltyp nicht auf unterschiedliche Mengen an Elementen zurückzuführen war, sondern hauptsächlich auf die Temperaturen von Sternen. Dies führte auch zu der Erkenntnis, dass Sterne aus weit mehr Helium und Wasserstoff bestehen als andere Elemente. Der Professor, der ihre Dissertation überprüfte, Henry Russell, wies ihre Ergebnisse jedoch als unmöglich zurück, da die Implikationen zu dieser Zeit einem Großteil des zeitgenössischen Wissens widersprachen. Nach ein paar Jahren erkannte Russell, dass Payne Recht hatte, und lobte ihre Arbeit und schrieb ihr die Entdeckung zu.

(Randnotiz: Es gibt eine tolle Folge der TV-Serie Kosmos - die neue mit Neil DeGrasse Tyson - genannt "Sisters of the Sun", die sich gut in diese Geschichte einfügt. Wenn Sie die Zeit haben, würde ich es auf jeden Fall empfehlen - es ist eine großartige Uhr.)


Basieren die Subspektraltypen (1,…9) auf Temperatur- oder Spektrallinien? - Astronomie

  1. Überprüfung der Atomstruktur
    • Ebenen (Orbits) gekennzeichnet mit nein = 1,2,3.
    • Wasserstoff-Bohrradius: r = 0,0529 nm nein^2
    • Wasserstoff-Energieniveaus: E = -13,6 eV / nein^2
    • Wellenlängen: 91,18 nm/ L = 1/nein_niedrig^2 - 1/nein_hoch^2
    • Ionisation = Entfernung von Elektron
    • Wasserstoffionisation bei einer Energie von gt 13,6 eV (91,18 nm)
    • Helium-Einzelionisation bei 24,6 eV (50,4 nm)
    • Helium vollständig ionisiert bei 54,4 eV (22,8 nm)
    • Sie können 2 . passennein^2 Elektronen auf der Schale der Ebene nein
    • Unterscheide und beschrifte Elektronen nach Quantenzahlennein (radial), l und ich (eckig) und Spin so
    • Sie können 2 Elektronen in jedes Orbital (nein,l, ich) solange sie entgegengesetzte Spins haben so=+/- 1/2
    • Die Nummer l bezeichnet die Elektronenbahnen, oder wo auf der Schale das Elektron lokalisiert ist:
      1. l=0 ist das s-Orbital, das 2 Elektronen enthält. Das s-Elektron ist in jedem Winkel auf der Schale mit gleicher Wahrscheinlichkeit zu finden.
      2. l=1 ist das p-Orbital, das 6 Elektronen enthält. Die p-Elektronen sind an beiden Enden von 3 senkrechten Achsen konzentriert.
      3. Die anderen Orbitale sind d (l=2), f (l=3) usw.
      • Heißes Zeug glüht
      • Je heißer das Zeug ist, desto heller leuchtet es
      • Je heißer das Zeug ist, desto blauer leuchtet es
      • Die Temperatur misst die mittlere quadratische Geschwindigkeit (kinetische Energie) der Atome in einem Stoff, die herumwackeln
      • Die Temperatur in der Astronomie wird in Grad Kelvin (K) gemessen. Eine Änderung von 1 K entspricht einer Änderung von 1 C. 0 K ist der absolute Nullpunkt (keine Atombewegung), 273 K = 0 C (Wasser gefriert), 373 K = 100 C (Wasser kocht).
      • Das charakteristische Spektrum, das von einem heißen undurchsichtigen Feststoff, einer Flüssigkeit oder einem Gas erzeugt wird, wird als . bezeichnet thermisches Schwarzkörperspektrum
      • Das Schwarzkörperspektrum erreicht eine maximale Helligkeit bei einer Wellenlänge von 3x10^6 nm / T
      • Die von einem Schwarzkörperstrahler bei der Temperatur T emittierte Gesamtenergie ist proportional zu T^4
      • Das Maß für die abgestrahlte Energie pro Zeiteinheit ist das Watt (W), mit 1 W = 1 J/s.
      • Ein heißer dichter (undurchsichtiger) Feststoff, eine Flüssigkeit oder ein Gas erzeugt ein kontinuierliches Spektrum -> thermische Schwarzkörperstrahlung
      • Ein durch Strahlung oder Kollisionen angeregtes Gas geringer Dichte emittiert Spektrallinien -> Emissionslinienspektrum
      • Ein kühleres Gas niedriger Dichte vor einer heißen Kontinuumsquelle absorbiert Spektrallinien -> Absorptionslinienspektrum
      • Kann nach der Oberflächentemperatur T . klassifiziert werden
      • Die Wellenlänge des Peaks des thermischen Kontinuums kann einen ungefähren Wert für die Temperatur angeben
      • Die im Spektrum zu sehenden Linientypen sind ein besserer Indikator für die Temperatur
      • Jede spezifische Linie ist bei einer bestimmten Temperatur am stärksten, so dass die Übergangsenergie etwas höher ist als die mittlere thermische kinetische Energie. Zu niedrige Temperatur, zu wenig Atome auf der unteren Übergangsebene, weil sie sich auf niedrigeren Ebenen befinden. Zu hohe Temperatur, sie sind auf höheren Niveaus.
      • Kann ionisierte Spezies von Mehrelektronenatomen bei den richtigen Temperaturen sehen.
      • Bei den höchsten Temperaturen wird der Wasserstoff ionisiert und Heliumlinien dominieren.
      • Bei den niedrigsten Temperaturen können sich Moleküle in den kühlsten äußeren Teilen bilden und molekulare Absorptionslinien dominieren das Spektrum.
      • Für die meisten Sterne mittlerer Temperatur sind die Balmer-Linien von Wasserstoff das auffälligste spektrale Merkmal
      • Spektralklassen: O, B, A, F, G, K, M (abnehmende Temperatur)
      • Jede Spektralklasse unterteilt in Unterklassen 0-9
      • Die Sonne ist vom Spektraltyp G2 (T = 5800 K)
      • Linien können verwendet werden, um uns über die Geschwindigkeit des Gases zu informieren, das es ausgestoßen hat.
      • Da Licht eine Welle ist und die Lichtgeschwindigkeit konstant ist, kann die Bewegung der Lichtquelle nur die Wellenlänge ändern.
      • Wenn sich eine Quelle auf Sie zubewegt, sehen Sie eine kürzere Wellenlänge.
      • Wenn sich eine Quelle von Ihnen entfernt, sehen Sie eine längere Wellenlänge.
      • Wenn sich eine Quelle senkrecht zu Ihnen bewegt, sehen Sie keine Wellenlängenänderung.
      • Der Bruchteil der Wellenlängenänderung ist gleich der Geschwindigkeit dividiert durch die Lichtgeschwindigkeit (v/c), zumindest für v viel kleiner als c. Wenn v ein signifikanter Bruchteil von c wird, müssen Sie Einsteins Relativitätstheorie verwenden, um es richtig zu machen.
      • Wenn Sie eine Linie, von der Sie wissen, dass sie eine bestimmte Wellenlänge hat (wie Lyman Alpha bei 91,18 nm) bei einer etwas anderen Wellenlänge messen, können Sie die Geschwindigkeit der Quelle relativ zu uns ableiten!
      • Diese geschwindigkeitsinduzierte Wellenlängenänderung wird als bezeichnet Doppler-Effekt.
      • Der Doppler-Effekt ist der Grund dafür, dass Zugpfeifen und Autohupen beim Annähern eine höhere Tonlage haben, dann eine niedrigere Tonlage beim Überholen und Wegfahren.

      Es ist bekannt, dass wenn Sie etwas erhitzen, es glüht! Wenn Sie den Brenner Ihres Elektroherds auf hoch drehen, beginnt er rot zu leuchten. Eine Flamme ist hell und brennende Kohlen glühen rot. Wenn Sie jemals gesehen haben, wie Eisen oder Stahl in einem Ofen erhitzt wurde, wissen Sie, dass es beim Erhitzen auf immer höhere Temperaturen rot, gelb, bläulich, dann weißglühend und gleichzeitig heller und heller glüht.

      Es besteht offensichtlich ein Zusammenhang mit Temperatur und Lichtemission. Je heißer etwas ist, desto heller leuchtet es und desto "blauer" ist das Licht, das es ausstrahlt.

      Die Temperatur eines Körpers ist ein Maß dafür, wie schnell die Atome und Moleküle darin wackeln. Eine höhere Temperatur bedeutet eine höhere Durchschnittsgeschwindigkeit (eigentlich eine durchschnittliche Quadratgeschwindigkeit). In der Physik wird die Temperatur mit einer Skala namens Kelvin-Skala (K) gemessen. Dies sind die gleichen Grade in der Celsius- oder Celsius-Skala (C) (eine Änderung von 1 K = 1 C), aber gemessen vom absoluten Nullpunkt (Geschwindigkeit Null, 0 K = -273 C = -460 F) anstatt vom Gefrierpunkt aus Wasser (0 Celsius = 273 Kelvin = 32 F). Somit siedet Wasser bei 373 K (100 C = 212 F).

      Bei der Diskussion der Energieniveaus von Wasserstoff haben wir uns die Tatsache zunutze gemacht, dass die kinetische Energie eines Teilchens proportional zum Quadrat der Geschwindigkeit ist:

      Wenn Sie die Verteilung der kinetischen Energien von Atomen in einem Gas bei einer Temperatur T angeben, finden Sie eine Verteilung mit einer charakteristischen kinetischen Energie mit wenigen Atomen bei niedrigen Energien (Geschwindigkeiten) und wenigen Atomen bei hohen Energien (Geschwindigkeiten). Die durchschnittliche kinetische Energie (wir bezeichnen eine durchschnittliche Größe X mit < X >):

      wobei k die Boltzmann-Konstante ist (k=8,6 x 10^-5 eV/K). Nützlicher gesagt,

      Da die elektrische Kraft durch Photonen übertragen wird, stellt sich heraus, dass jedes Mal, wenn Sie eine Kraft auf ein Elektron ausüben und es beschleunigt wird, es ein Photon emittiert. Die Tatsache, dass beschleunigende Elektronen immer Strahlung aussenden, ist in der Astronomie wichtig, und wir werden mehr als einmal darauf zurückkommen. An dieser Stelle ist es wichtig, dass Kollisionen zwischen Atomen dazu führen können, dass die Elektronen in den äußeren Schalen beschleunigt werden und damit Strahlung emittieren. Das Spektrum dieser „thermischen“ Strahlung hängt von der thermischen Geschwindigkeitsverteilung und damit von der kinetischen Energie der Atome im Material ab.

      Wenn ein Material undurchsichtig ist, das heißt, wenn fast alle von einem Atom im Inneren der Materie emittierten Photonen von anderen Atomen in der Substanz absorbiert und wieder emittiert werden, bevor sie durch die Oberfläche entweichen, dann kommt die Energie der Strahlung zum Gleichgewicht mit der Energie in den thermischen Bewegungen der bewegten Elektronen.


      Spektrale Eigenschaften von Elementtypen höherer Ordnung für die implizite Simulation großer Wirbel

      Die Verwendung von Schemata höherer Ordnung nimmt weiter zu, wobei aktuelle Verfahren robuster und zuverlässiger werden. Die Auflösung komplexer turbulenter Strömungen mit Large Eddy Simulation (LES) und Direct Numerical Simulation (DNS) kann mit Methoden höherer Ordnung wie dem Flux Reconstruction-Ansatz effizienter berechnet werden. Wir verwenden die implizite Form von LES, die als ILES bezeichnet wird, bei der die numerische Dissipation des räumlichen Schemas Hochfrequenzmoden passiv filtert und kein Turbulenzmodell auf Subgrid-Skala explizit implementiert ist. Angesichts des inhärenten dreidimensionalen Verhaltens turbulenter Strömungen ist es daher wichtig, die spektralen Eigenschaften räumlicher Diskretisierungen in drei Dimensionen zu verstehen. Die Dispersions- und Dissipationseigenschaften von hexaedrischen, prismatischen und tetraedrischen Elementtypen werden mit Hilfe der Von-Neumann-Analyse verglichen. Dieser Vergleich wird auf einer Basis pro Freiheitsgrad durchgeführt, um ihre Eignung für ILES im Hinblick auf die Rechenkosten zu bewerten. Wir beobachten Dispersionsrelationen, die für tetraedrische und prismatische Elemente ein nicht glattes Verhalten zeigen. Außerdem wird die Periodizität der Dispersionsrelationen in einer Dimension in dreidimensionalen Konfigurationen im Allgemeinen nicht beobachtet. Es werden halblogarithmische Plots des numerischen Fehlers dargestellt. Wir beobachten, dass die Menge an numerischer Dissipation und Dispersion durch hexaedrische Elemente am geringsten ist, gefolgt von Prismen und schließlich Tetraedern. Wir validieren unsere Analyse, indem wir Ergebnisse aus Computerdomänen mit vergleichbaren Rechenkosten mit DNS-Daten vergleichen. Hexaederelemente stimmen mit den Referenzdaten am besten überein, gefolgt von prismatischen und schließlich tetraedrischen Elementen, was mit der Spektralanalyse konsistent ist.

      Dies ist eine Vorschau von Abonnementinhalten, auf die Sie über Ihre Institution zugreifen können.


      Partnernamen:

      Lesen Sie die über die beiden Zahlen. Hast du das getan?     J / N    

        Sie schauen durch das Beobachtungsobjektiv am schmalen Ende und richten die quadratische Blende (die eigentlich eine Schlitzblende darin hat) auf die Quelle, die als weiße Linie erscheint.

      In dieser Aufgabe untersuchen wir das Linienspektrum, das von einem verdünnten Natriumgas (Na) in einer Natriumdampflampe erzeugt wird.

      Ein Linienspektrum besteht aus einem diskreten Satz von Linien, die eine Art Bilder der Spaltöffnung des Spektroskops sind.

        Sie blicken durch die Beobachtungslinse am schmalen Ende und zeigen rund um die schwarze Blende auf die Quelle, die als gelbe Linie erscheint.

      Sie sollten möglicherweise bis zu 8 atomare Spektrallinien sehen, von denen alle wahrscheinlich unaufgelöste Mehrfachlinien sind. Einige Linien können ziemlich schwach sein.

      Beachten Sie, ob Sie das gelbe Na I-Dublett (d. h. Natrium (Na I) D-Linien) auflösen können. Eventuell müssen Sie die Backen der Blende mit der oben genannten Schraube einstellen.

      Lesen Sie die über die beiden Zahlen. Hast du das getan?     J / N    

      Ein vereinfachtes synthetisches Sonnenspektrum (in Bilddarstellung) mit den Fraunhofer-Linien ist in der folgenden Abbildung dargestellt (lokaler Link / allgemeiner Link: fraunhofer_lines.html).

      Die Fraunhofer-Linien sind die bekanntesten solaren Absorptionslinien und wurden als erste entdeckt.

      Da sie entdeckt wurden, bevor sie mit Atomen und Molekülen identifiziert werden konnten, wurden sie mit Buchstaben bezeichnet. Die Briefe sind hängengeblieben.

      Hast du es gelesen?     J / N    

        Hinweis: Mizar ist ein schwieriger Fall, da er aus einem Doppelstern mit den Komponenten "Sternen" Mizar A und Mizar B besteht und jede Komponente "Stern" ein spektroskopisches Binärsystem ist: Mizar A bestehend aus Mizar Aa und Mizar Ab Mizar B bestehend aus Mizar Ba und Mizar Bb. Mizar A ist viel heller als Mizar B und seine beiden binären Begleiter sind A2V-Sterne mit einer Photosphärentemperatur T = 9000(200) K.

        Gehen Sie auf dem Desktop Ihres Computers VIREO/Datei/Login und geben Sie den Namen Ihres Gruppenleiters als Gruppennamen ein.

      Das KLASSIFIZIERUNGSFENSTER hat drei Diagramme von Intensität gegen Wellenlänge mit Wellenlänge in Angström (Å). Beachten Sie, dass 1 nm = 10 Å und der Referenzbereich des sichtbaren Bandes = 4000--7000 Å sind.

      Eine Liste mit Standard-Hauptreihensternen erscheint rechts neben dem KLASSIFIZIERUNGSFENSTER.

      Die Liste ist NICHT Komplett: NICHT alle spektralen Subtypen werden angezeigt: normalerweise nur spektrale Subtypen 0 und 5. Sie müssen so gut wie möglich interpolieren, um die spektralen Subtypen zu klassifizieren NICHT aufgelistet. Vielleicht ist mit etwas Fantasie eine Einteilung in die spektralen Subtypen 1-3 und 6-9 möglich.

      Die Spektren des hervorgehobenen Standardsterns in der Liste und der darunter liegende werden jeweils in der oberen und unteren Grafik angezeigt.

      Die Spektren sind Absorptionslinienspektren. Die Täler sind die Absorptionen in der Intensitätsdarstellung eines Spektrums.

      Scrollen Sie durch die verfügbaren Standard-Sternspektren, indem Sie auf den Standard-Sternnamen klicken: O-Stern bis M-Stern.

      Dinge, die Sie mit dem machen können KLASSIFIZIERUNGSFENSTER (CW) und SPECTRAL LINE TABLE (SLT):

      1. Linksklick auf eine Spektrallinie im SLT um eine vertikale rote Linie in den Grafiken auf dem . zu erstellen/zu verschieben CW zur Spektrallinienwellenlänge. Die Spektrallinie im SLT ist blau markiert. Befindet sich ein Fadenkreuz in einem Diagramm, wird es durch diese Aktion zerstört.
      2. Doppelklick mit der linken Maustaste auf die Spektrallinie im SLT erstellt eine Informationsbox über diese Spektrallinie. Die Infobox-Information aktualisiert sich mit Informationen über neu ausgewählte Spektrallinien und verschwindet nur, wenn sie explizit geschlossen wird.
      3. Klicken Sie mit der linken Maustaste auf einen Punkt in einem Diagramm, um ein Fadenkreuz an/zu diesem Punkt zu erstellen/zu verschieben und die vertikale rote Linie durch den Punkt zu ziehen. Eine Kiste auf dem CW zeigt die normalisierte Intensität an dem Punkt. Die Normalisierung ist auf 1 auf der vertikalen Achse der Grafiken (nur durch das größte Häkchen angezeigt), auf die die höchste Intensität im gezeigten Sternspektrum (sofern vorhanden) normalisiert ist. Die der Wellenlänge des Fadenkreuzes am nächsten liegende Spektrallinie im SLT ist blau markiert.

      Sein Spektrum wird in der mittleren Grafik angezeigt.

      Gehen Datei/Anzeige/Unterschied anzeigen. Der obere Graph zeigt das Standard-Sternspektrum und der untere Graph zeigt das Differenzspektrum: d.h. oberes Spektrum minus mittleres Spektrum.

      Scrollen Sie nun in der Standard-Sternenliste nach oben und unten. Wenn die Differenz nach Augenmaß so flach wie möglich ist, haben Sie die beste Anpassung eines Standardsterns an HD 124320.

      Was ist, wenn Sie zwei gleich gute Passformen haben. Diese müssen für benachbarte Standardsterne sein? Dann muss HD 124320 im Spektraltyp zwischen diesen beiden Standardsternen liegen

      Tatsächlich bekommt die HD 124320 vom A1-Stern und dem A5-Stern etwa eine gleich gute Passform. Man interpoliert also, um den Untertyp zu finden. Es scheint, dass HD 124320 etwas näher an A1 als an A5 liegt, und daher lautet unsere Schätzung A2.

      Wir geben A2 für HD 124320 in Tabelle: Best Fit Spectral Types unten ein.

      In dieser Aufgabe beantworten Sie Fragen zu dem katalogidentifizierten Stern, den Sie in Tabelle: Spektraltypen mit der besten Anpassung in Aufgabe 8 klassifiziert haben. Denken Sie daran, dass alle diese Sterne Hauptreihensterne sind.

      1. ist am hellsten/am wenigsten leuchtend?     ________________ / ________________    
      2. hat die höchste/niedrigste Oberflächentemperatur?     ________________ / ________________    
      3. hat den größten/kleinsten Radius?     ________________ / ________________    
      4. ist die Sonne am ähnlichsten? HINWEIS: Klicken Sie auf Sonne, um die Sonnenklassifizierung zu finden.     ________________    

      Concert A (Frequenz 440 Hz) ist der allgemeine Musik-Stimmungsstandard für die musikalische Tonhöhe. Angenommen, Sie haben eine 1 Meter lange vibrierende Saite, die als Grundton einen Konzert-A-Sound aussendet. Wie groß ist die Phasengeschwindigkeit der schwingenden Saitenwellen? Beachten Sie, dass Sie einen Zahlenwert und seine Einheit angeben müssen.

      HINWEIS: Sie müssen den Abschnitt Quantisierte Zustände bis zu diesem Punkt gelesen haben --- wie Sie es tun sollten --- und Sie müssen ein wenig Algebra über die Frequenzformel in der obigen Abbildung durchführen (lokaler Link, allgemeiner Link: standing_waves.html). um eine Formel mit v_phase = etwas in algebraischen Symbolen zu erhalten. Beachten Sie auch, dass Einheiten genau wie algebraische Symbole behandelt werden, da sie algebraische Symbole sind.

      Angenommen, ein harmonischer Quantenoszillator macht einen Übergang zwischen den Energieniveaus n = 7 und n = 3 und emittiert ein Photon (ein Lichtteilchen), das die verlorene Energie abtransportiert. Wie viel Energie hat das Photon in Einheiten von ħ&omega? HINWEIS: Sie müssen die in der obigen Abbildung gezeigte Formel verwenden (Loca-Link / allgemeiner Link: qm_harmonic_oscillator.html).

        Lesen Sie den obigen Unterabschnitt Starke Atomübergänge und die Abbildung mit dem in der obigen Abbildung gezeigten Grotrian-Diagramm mit neutralem Wasserstoff (lokaler Link / grotrian_01_00_H_I.html). Hast du das getan?     J / N    

      Was sind Ihrer Meinung nach die stärksten und schwächsten atomaren Wasserstofflinien in der Emission im sichtbaren Band (Referenzbereich 0,4 bis 0,7 &mgr;m), die den Referenzbereich etwas erweitern? HINWEIS: Erinnern Sie sich an Aufgabe 6, Unterabschnitt Starke Atomübergänge, und das Grotrian-Diagramm für neutralen Wasserstoff, das in der obigen Abbildung gezeigt wird (lokaler Link / grotrian_01_00_H_I.html).     _____________________ , _____________________

      Das untere Energieniveau der He I 5876 Å-Linie ist das obere Energieniveau der _____________________ Linie, die im ________________ Wellenlängenband liegt. HINWEIS: Sie müssen das Grotrian-Diagramm von He I oben konsultieren (lokaler Link / grotrian_02_00_He_I.html).

      Atomlinien, die aus dem Grundzustand ihres Mutteratoms hervorgehen, sind normalerweise sehr stark, da der Grundzustand normalerweise das am stärksten besetzte Energieniveau überwältigt.

      Nun entstehen die Ca II H & K-Linien und die Ca II 7291 Å und 7323 Å Linien beide aus dem Grundzustand von Ca II. Allerdings sind die Ca II H & K-Linien normalerweise viel stärker. ERKLÄREN warum mit der kurzen Antwort in Satzform. HINWEIS: Sie sollten den Unterabschnitt Starke Atomübergänge und Grotrian-Diagramm von Ca II (lokaler Link / allgemeiner Link: grotrian_20_01_Ca_II.html) lesen.

      Bei welcher Ordnungszahl Z würden Sie erwarten, dass die Elemente oben relativ schwache Spektrallinien in astrophysikalischen Spektren aufweisen? Warum? HINWEIS: Sie sollten den Unterabschnitt Die kosmische Zusammensetzung und die solare Zusammensetzungsabbildung oben (lokaler Link / allgemeiner Link: solar_composition.html) konsultieren und feststellen, wo ein allgemeiner Rückgang zu einem eindeutig niedrigeren Häufigkeitsverhalten auftritt (außer knapp über Z = 1).

      Beachten Sie, dass die Erwartung schwächerer Spektrallinien für ein ausreichend hohes Z nur allgemeiner Natur ist. Intrinsische Eigenschaften einiger Atome für den hohen Z-Bereich können einige ihrer Spektrallinien unter bestimmten Umständen sehr stark machen.


      3 Spektroskopische Methoden

      [11] In diesem Abschnitt werden die drei verwendeten spektroskopischen Methoden zusammen mit ihrem Anwendungsbereich beschrieben, um die Rotations-(Gas-)Temperatur von Laborluftplasmen zu bestimmen, die bei Drücken (0,1 mbar (≃70 km) ≤ p ≤2 mbar (≃45 km)), ähnlich denen, unter denen TLE-Luftplasmen in der Erdatmosphäre erzeugt werden.

      3.1 Gastemperatur durch Spektralanalyse von Niederdruckluft und N2Plasmas

      3.1.1 Rotationsstruktur von

      3.1.2 Teilband-Kopfspitzen von Schwingungsübergängen

      [13] Bei einer bestimmten (v ′ , v ″ ) Band der ersten positiven Gruppe von N2, das heißt, (oder einfach N2- 1PG), Simek und DeBenedictis [ 1995 ] schlug eine Methode zur Abschätzung der Gastemperatur vor. Es basiert auf der Verwendung der Verhältnisse der Intensitäten von drei ausgewählten Peaks (ich1, ich2, und ich3) gebildet durch die drei Teilbandköpfe des (3,0)-Übergangs. Die obere N2(B 3G) Zustand, mit Spin- und Orbitalquantenzahlen S=1 und Λ=1, besteht aus (2-δ0,Λ) (2 S + 1) = 6 elektronische Unterzustände , wobei (e,f) bezeichnet die Parität des Zustands und Ω= |Λ+Σ| wobei Σ (2 S + 1) Werte von −S bis +S annimmt. Das δ0,Λ ist ein Kronecker-Delta (gleich 1 wenn Λ= 0 und 0 für alle anderen Werte).

      [14] Die Methode von Simek und DeBenedictis [ 1995 ] macht sich zwei wesentliche Tatsachen zunutze: (i) die relativen Populationen der Unterstaaten in der N2(B 3G) elektronische Zustände sind temperaturabhängig und (ii) die durch einzelne Zweige gebildeten Teilbandköpfe sind in Wellenlängen gut getrennt [Simek, 1994 ].

      [15] Die Methode wurde für andere 1PG-Banden erweitert [Simek, 1994 ] und erlaubt tatsächlich die Verwendung von drei (v ′ , v ″ ) Bänder der N2 - 1PG entspricht (2,0), (1,0) und (0,0) Übergängen, die im 1PG-Spektrum normalerweise stärkere Intensitäten aufweisen als das (3,0)-Band. Das Wellenlängenintervall für jede der ausgewählten (v ′ , v ″ )-Banden ist (678–690 nm) für (3,0), (760–780 nm) für (2,0), (870–900 nm) für (1,0) und (1020–1060 nm) für (0,0).

      [16] Bei der Anwendung der Methode mit den (3,0)- oder (2,0)-Bändern muss man die Intensitätsverhältnisse der zweiten (ich2) und drittens (ich3) erreicht die Intensität des ersten Subbandkopfes (ich1) einer gegebenen Bande, d. h. man muss experimentell schätzen R21=ich2/ich1 = f1λ,TR) und R31=ich3/ich1 = f2λ,TR) in jedem Fall. Will man stattdessen die (1,0)- oder (0,0)-Bänder verwenden, dann zusätzlich zu R21 und R31, kann man auch bestimmen R41=ich4/ich1 = f3λ,TR), d. h. das Verhältnis der vierten Spitzenintensität (ich4) zur Intensität des ersten Subbandkopfes (ich1) der (1,0)- bzw. (0,0)-Bande. Einmal R21, R31, und R41 sind für jede dieser beiden Bands bekannt, Simek [ 1994 ] stellte ein Verfahren zur Berechnung von T21=T21(R21λ), T31=T31(R31λ) und T41=T41(R41λ) so, dass bei gegebener spektraler Auflösung (Δλ), der Mittelwert von T21, T31, und T41 liefert die Rotations-(Gas-)Temperatur. Alle Daten und Koeffizienten, die benötigt werden, um dies schnell zu implementieren TR Schätzmethode finden Sie in Simek und DeBenedictis [ 1995 ] für das (3,0)-Band und in [Simek, 1994] für die (2,0)-, (1,0)- und (0,0)-Banden. Die Position des ich1, ich2, ich3, und ich4 Spitzen wurden gegeben von Simek [ 1994 ] und sind nun in Tabelle 1 wiedergegeben.

      Band ich1 ich2 ich3 ich4
      (0,0) 1050.0–1051.2 1047.5–1048.5 1045.6–1046.4 1053.0–1054.5
      (1,0) 890.5–891.5 888.8–889.4 887.5–888.1 893.4–894.0
      (2,0) 774.8–775.4 773.5–774.1 771.0–771.6 -
      (3,0) 687.0–687.6 686.0–686.6 685.2–685.8 -

      [17] Die Methode von Simek und DeBenedictis [ 1995 ] kann von großem Nutzen sein, da die N2 - 1PG ist eines der am besten zugänglichen Bandsysteme von N2vom Roten bis zum nahen Infrarot. Da sich das Verfahren mit optischen Emissionen aus dem N2 - 1PG kann es zur Bestimmung der Rotations-(Gas-)Temperatur in einer Vielzahl von Luftplasmen verwendet werden, die in einem weiten Druckbereich von 0,03 mbar (≃ 75 km Höhe) bis zu hohen Drücken (sogar Atmosphärendruck) erzeugt werden, solange die Rotation -Translationsrelaxationszeit bei dem betrachteten Druck bleibt viel kleiner als die charakteristische Zeit (τq) der Kollisions-(Quenching-)Entregung. Darüber hinaus ermöglicht es die Berechnung der Rotations-(Gas-)Temperaturen im Bereich von 200–1500 K (mit einer Stufe von dT=25 K) mit mittleren spektralen Auflösungen, die vom N on abhängen2- 1PG (v ′ , v ″ ) Band ausgewählt. Insbesondere wird die beste Empfindlichkeit des Verfahrens erreicht, wenn spektrale Auflösungen in den Bereichen 0,1–0,2 nm für das (3,0)-Band und 0,2–0,3 nm für das (2,0), (1,0) und verwendet werden (0,0) Bänder. Niedrigere spektrale Auflösungen können verwendet werden, obwohl die Empfindlichkeit des Verfahrens abnimmt. Die niedrigsten empfohlenen spektralen Auflösungen sind 0,5, 0,6, 0,68 bzw. 0,76 nm für die Bänder (3,0), (2,0), (1,0) und (0,0) [Simek, 1994 ].

      [18] Seit 1995 lieferten TLE-Spektroskopiekampagnen verschiedene Spektren des N2 - 1PG optische Emissionen im sichtbaren und nahen Infrarotbereich, die den Spektralbereich zwischen 540 und 900 nm abdecken. Diese spektroskopischen Aufnahmen wurden mit spektralen Auflösungen von 13 nm (bei 900 nm) und 9 nm (bei 620 nm) durchgeführt. Morrillet al. [ 1998 ] für das Sprite-Spektrum in 57 km Höhe und 7 nm (über den gesamten analysierten Bereich von 619–897 nm) für das Sprite-Spektrum in 53 km Höhe, 9 nm (540–800 nm) [Mendeet al., 1995 ], 10 und 6 nm (540–840 nm) [Hamptonet al., 1996 ] und 3 nm (640–820 nm) die bisher beste Auflösung [Kanmaeet al., 2007]. Die Papiere von Morrillet al. [ 1998 ] und Bucselaet al. [ 2003 ] befasste sich mit Spriteranken (53 und 57 km) spektroskopischen Beobachtungen und lieferte vorläufige Spektraldaten des N2 - 1PG (1,0)-Band bis ≃ 900 nm. Wie von den Autoren anerkannt, waren ihre Ergebnisse zu 57 km Höhenspektren jedoch durch Empfindlichkeitskalibrierungsfehler beeinflusst, während die des 53 km Höhenspektrums im gleichen Spektralbereich sicherer waren [Bucselaet al., 2003]. Diese Ergebnisse legen nahe, dass die (3,0)- und (2,0)-Banden der N2 - 1PG sind die am besten zugänglichen Bänder, um die Rotations-(Gas-)Temperatur mit der von . vorgeschlagenen Methode abzuleiten Simek und DeBenedictis [ 1995 ]. Allerdings werden spektrale Auflösungen benötigt, die um eine Größenordnung höher sind als die bisher in TLE-Spektroskopiekampagnen verwendeten, um die Rotationsstruktur der verschiedenen N teilweise aufzulösen2 - 1PG (v ′ , v ″ ) Bänder ausgewählt.

      3.1.3 Spektrale Anpassung von Rovibronic-Bändern

      [22] Für die elektronischen Zustände N2(B 3G) und , jede Rotationsebene Nein ist in drei Unterebenen mit Quantenzahlen unterteilt J korrespondierend zu J=Nein−1, J=Nein und J=Nein+1 entsprechend den Rotationsenergien , , und . Für die Rotationsenergien jedes der drei Unterzustände von 3 Π-Zuständen haben wir die durch given gegebenen Ausdrücke verwendet Budo [ 1935 ], gültig für jeden Grad der Spinentkopplung [Herzberg, 1950]. Für die drei Unterzustände des unteren 3 Σ elektronischen Zustands haben wir die Formeln für die Rotationsenergieterme aus Mulliken [ 1930 ] & Rouxet al. [ 1990 ]. Um , , und zu berechnen, haben wir die Spin-Bahn (EINv = 0 für ) Rotations- und Zentrifugalspektroskopiekonstanten des N2(B 3G) und Zustände gegeben durch Rouxet al.[ 1983 ]. Die elektronischen Energien Te'und Te″ bzw. der N2(B 3G) und elektronische Zustände zusammen mit den spektroskopischen Konstanten (ωe, ωexe, ωejae und ωeze), die benötigt wird, um die Schwingungsenergieterme des N2(B 3G) und elektronische Zustände, wurden entnommen aus Naghizadeh-Kashaniet al. [ 2002 ]. Für ein gegebenes (v ′ ,v ″ ) Übergang innerhalb des N2- 1PG, die Wellenlängen jeder der 27 Rotationslinien, die an einem (J ′ ,J ″ ) Rotationsband sind , wobei νev(cm −1 ) = (Te′−Te″)+G ′ (v ′ )−G ″ (v ″ ) mit 1 ≤k,l≤ 3 und ΔJ=J ′ −J . Angesichts der Rotationsniveaus J ' und J ″ , die drei möglichen Übergänge zwischen den Subrotationsebenen (k,l) von bzw. (J ′ ,J ″ ), entsprechen denen, die . erfüllenJ=−1 (Zweig P), 0 (Zweig Q) und +1 (Zweig R) Auswahlregeln. Am Ende haben wir also drei erlaubte Rotationsübergänge in jedem der neun Paare (k,l).

      3.2 Experimentelle Quantifizierung von Schwingungsverteilungsfunktionen

      [24] Um experimentell die VDF von N2(B 3G) aus Labordaten haben wir synthetische Spektren von N2 1PG zu den experimentellen Spektren, die mit verschiedenen Drücken (0.1–2 mbar) bei niedriger Auflösung (2 nm) aufgenommen wurden. Für eine solche Anpassung haben wir die Rotationstemperatur (Gas) verwendet, die sich aus der vorherigen Anpassung bestimmter rovibronischer Bänder wie (3,0) und (2,0) bei mittlerer (0,45 nm) spektraler Auflösung von Labor-HC-Entladungsspektren ergibt.

      [25] Die resultierenden VDFs wurden mit denen für Sprites von bzw. Bucselaet al. [ 2003 ] bei 53 km und Kanmaeet al. [ 2007 ] bei 53 und 74 km. Darüber hinaus werden wir die aktuellen VDF-Laborergebnisse mit verfügbaren Sprite- und Halo-VDF-Modellvorhersagen vergleichen [Gordillo-Vázquez, 2010 Luque und Gordillo-Vázquez, 2011 Gordillo-Vázquez et al., 2011 Gordillo-Vázquez et al., 2012 ] wobei eine Gastemperatur von 220 K angenommen wird.


      HIC - Hipparcos Input-Katalog

      Der Hipparcos Input Catalog wurde als Beobachtungsprogramm für die Hipparcos-Astrometrie-Mission der Europäischen Weltraumorganisation erstellt. Die Anforderungen des Projekts an Vollständigkeit, Himmelsabdeckung, astrometrische und photometrische Genauigkeit sowie die notwendige Optimierung des wissenschaftlichen Impacts führten zu einem erweiterten Aufwand, vorhandene Daten zusammenzustellen und zu homogenisieren, Quellen und Identifizierungen zu klären und ggf erforderlich, um neue Daten zu sammeln, die der erforderlichen Genauigkeit entsprechen.

      Dies hat zu einem beispiellosen Katalog stellarer Daten geführt, der aktuelle Informationen zu Positionen, Eigenbewegungen, Helligkeiten und Farben sowie (wo verfügbar) Spektraltypen, Radialgeschwindigkeiten, Multiplizität und Variabilitätsinformationen enthält. Der Katalog ist bis auf genau definierte Größengrenzen vollständig und enthält eine umfangreiche Auswahl der wichtigsten Sternkategorien, die in der solaren Nachbarschaft jenseits dieser Grenzen vorhanden sind. Die Helligkeiten variieren von 7,3 bis 9 mag als Funktion der galaktischen Breite und des Spektraltyps, und es gibt keine Sterne, die schwächer als etwa V=13 mag sind.

      Die 118209 Sterne des Hipparcos Input Catalog wurden aus etwa 214000 verschiedenen Kandidaten ausgewählt, die in etwa 214 Beobachtungsprogrammen enthalten sind.

      Katalog Bibcode

      Verweise

      Parameter

      Hic_Number
      Die laufende Nummer des Hipparcos Input Catalog. Die Sterneinträge sind nach steigender HIC-Zahl geordnet, die im Wesentlichen der Rektaszensionsreihenfolge des Objekts (Equinox J2000) unabhängig von der Deklination folgt. Für jedes Satellitenziel gibt es einen Eintrag im Hauptkatalog, unabhängig von der möglichen Multiplizität des Sterns. Ist der Stern Bestandteil eines bekannten Doppel- oder Mehrfachsystems, so liefern die Parameter `Komponente` und `Ziel` weitere Informationen.

      Name
      Ein Name für den Stern basierend auf Kreuzidentifikationen mit anderen Katalogen und/oder Referenzen wie folgt: Wenn der Stern ein variabler Stern ist, dann ist der `Name` sein variabler Sternname (`Vstar Name`), andernfalls wird der Stern benannt entweder mit seiner HD/HDE-Nummer, SAO-Nummer, BD-Nummer, AGK3/CPC-Nummer, FK*/IRS-Nummer, CD-Nummer, CPD-Nummer, CCDM-Nummer oder einer Nummer aus einem anderen Katalog wie unter dem Parameter `Erste ID` aufgeführt , in dieser Reihenfolge, wenn eine gegeben ist. Wenn für einen Stern keine Kreuzbezeichnungen angegeben sind, wird der Name leer gelassen.

      Komponente
      Die betrachtete(n) Komponente(n). Ein Buchstabe (oder Buchstaben) in diesem Feld zeigt an, dass der Stern Teil eines bekannten Doppel- oder Mehrfachsystems ist. Bei einem Doppelsystem mit gut getrennten Komponenten zeigt 'A' oder 'B' an, dass der Eintrag dieser Komponente entspricht. Bei einem "Joint"-Eintrag geben Buchstaben an, welche der Komponenten des Systems berücksichtigt werden (z. B. "AB", "AC", "APB" usw.).

      Ziel
      Das Satellitenziel bei gemeinsamem Eintritt: Komponente, Fotozentrum (j) oder geometrisches Zentrum (g). Während die Position des "Satellitenziels" (der Teil des Himmels, auf dem der Detektor für die jeweilige Beobachtung zentriert ist) für einzelne Sterne gut definiert ist, ist die Situation die beste Schätzung der Position des Sterns in der Epoche der Satellitenbeobachtung: nicht so einfach für Doppel- oder Mehrfachsysteme. Bei solchen Systemen kann die Wahl der Zielposition sein:

      RA
      Die Rektaszension des Sterns.

      Dezember
      Die Deklination des Sterns.

      Epoche
      Die Epoche für die Position.

      RA_Fehler
      Der mittlere Fehler der Rektaszension.

      Dec_Error
      Der mittlere Fehler der Deklination.

      Pos_Quelle
      Die Quelle der Positionsinformationen.

      Die im HIC enthaltenen Positionen und auch Eigenbewegungen stammen aus folgenden Quellen:

      CRA_2000
      Die Rektaszension in Std. Min. Sek. für J2000.

      CDec_2000
      Die Deklination in deg min sec für J2000.

      LII
      Der galaktische Längengrad in Dezimalgrad.

      BII
      Die galaktische Breite in Dezimalgrad.

      Ekliptik_Längengrad
      Der Längengrad der Ekliptik in Dezimalgrad.

      Ecliptic_Latitude
      Der Breitengrad der Ekliptik in Dezimalgrad.

      CRA_1950
      Die Rektaszension in Std. Min. Sek. für B1950.

      CDec_1950
      Die Deklination in Grad arcmin arcsec für B1950.

      RA_1950_Grad
      Die Rektaszension in Dezimalgrad für B1950.

      Dec_1950_Deg
      Die Deklination in Dezimalgrad für B1950.

      Prop_RA
      Die Eigenbewegung in Rektaszension, in Bogensekunden pro Jahr, J2000.

      Prop_Dec
      Die Eigenbewegung in Deklination, in Bogensekunden pro Jahr, J2000.

      Error_RA_Prop
      Der Fehler der Eigenbewegung bei Rektaszension, in Bogensekunden pro Jahr.

      Error_Dec_Prop
      Der Fehler der Eigenbewegung in Deklination, in Bogensekunden pro Jahr.

      Prop_Source
      Die Quelle der richtigen Bewegungsinformationen.

      Die im HIC enthaltenen Eigenbewegungen und auch Positionen stammen aus folgenden Quellen:

      Hmag
      Die Magnitude im photometrischen System von Hipparcos. Die "Hipparcos-Magnitude" wird durch den Durchlassbereich der Hipparcos-Hauptdetektionskette definiert, der von 340 bis 850 nm reicht. Dieses Breitbandsystem liefert Magnituden nahe der visuellen V-Magnitude, zeigt jedoch Residuen bezüglich V, insbesondere für rote Sterne.

      Var_Code1
      Die erste Ziffer des Variabilitätscodes. Der Variabilitätscode gibt Auskunft über bekannte oder vermutete veränderliche Sterne. Die erste Ziffer kann folgende Werte haben:

      Var_Code2
      Das zweite Element des Variabilitätscodes. Es werden zwei Kategorien von Lichtschranken unterschieden:

      Vmag_Error
      Der Fehler der V-Größe.

      BV_Fehler
      Der Fehler der B-V-Farbe.

      Fotoquelle
      Die Quelle der photometrischen Informationen. Die im HIC angegebenen photometrischen Daten stammen aus folgenden Quellen:

      Spect_Type
      Der Spektraltyp und die Helligkeitsklasse.

      Spektraltypen wurden entweder aus SIMBAD oder aus anderen diversen Quellen entnommen und folgen somit verschiedenen Klassifikationssystemen (MK, HD, etc.). Beim MK-Klassifikationssystem von Morgan et al. (1943) werden Spektraltyp, Leuchtkraftklasse und Besonderheitscode mit folgenden Bezeichnungen angegeben:

      Für die Leuchtkraftklasse werden folgende Bezeichnungen verwendet: Ia0, Ia, Iab, Ib für Überriesen II für helle Riesen III für Riesen IV für Unterriesen und V für Zwerge. Die Unterzwerge werden entweder mit "sd" gefolgt von Spektraltyp oder Klasse IV bezeichnet.

      Besonderheiten der Spektren sind in Kleinbuchstaben angegeben: `e` für Emissionslinien `m` für verstärkte metallische Linien `n` für nebulöse Linien `p` für Besonderheiten in der chemischen Zusammensetzung `s` für scharfe Linien `sh` für die Existenz einer Schale `v` für Variationen im Spektrum `w` für schwache Linien. `CN` bezeichnet Sterne mit einer Anomalie in der Häufigkeit von Cyan.

      Außerdem werden folgende Zeichen verwendet:

      Spect_Source
      Die Quelle der Spektraltypdaten. Die Informationen zu Spektraltyp und Leuchtkraftklasse im HIC stammen aus den folgenden Quellen:

      Parallaxe
      Die Parallaxe in Millibogensekunden.

      Fehler_Parallaxe
      Der wahrscheinliche Fehler der Parallaxe in Millibogensekunden.

      Typ_Parallaxe
      Die Art der Parallaxe: „T“ für trigonometrisch, „D“ für dynamisch.

      Radial_Vel
      Die Radialgeschwindigkeit in km/sec. Positive Werte weisen auf eine Rezession hin.

      Quality_Radial_Vel
      Die angegebene Qualität der Radialgeschwindigkeit wird aus Informationen im GCRV (Wilson 1953) und dem Katalog von Evans (1978) abgeleitet, wonach die geschätzten mittleren wahrscheinlichen Fehler "auf drei Faktoren basieren: der Anzahl der Beobachtungen, der Streuung des verwendeten Spektrographen". , und das Zusammenwirken von Einzelbestimmungen.“ Die Radialgeschwindigkeiten werden wie folgt durch fünf Werte charakterisiert:

      Source_Radial_Vel
      Die Quelle der Radialgeschwindigkeitsdaten. Die Radialgeschwindigkeitsinformationen wurden aus den folgenden Quellen zusammengestellt:

      Vstar_Name
      Der variable Sternname, GCVS oder NSV.

      Var_Typ
      Die Art der Variabilität.

      Die Daten zur Variabilitätsart werden den Katalogen GCVS und NSV entnommen. Die Abkürzungen folgen aus den Hauptklassen der Variabilität: eruptiver, pulsierender, rotierender, kataklysmischer, verfinsternder und röntgenvariabler Stern. Der Schlüssel zu den Variabilitätscodes ist bei der HEASARC erhältlich.

      Var_Periode
      Der Variationszeitraum in Tagen.

      Vmag_Max
      Die V-Größe bei maximaler Leuchtkraft.

      Vmag_Min
      Die V-Größe bei minimaler Leuchtkraft.

      Code_Vmag_Error
      Der codierte Fehler der V-Größe bei maximaler und minimaler Leuchtkraft. Dieser Code gibt eine Schätzung der Genauigkeit der V-Magnituden bei maximaler und minimaler Helligkeit in Vmag_Max und Vmag_Min an. Der Code kann die folgenden Werte annehmen:

      Anderer_Code
      Der Code, der die Größen und Farben für Hmag, Vmag und B-V angibt. Diese Angaben werden für Sterne mit einem Variabilitätscode von '3' oder '4' gegeben, wenn die notwendigen Informationen der Leuchtkraftkurve verfügbar waren. Es ist wie folgt codiert:

      Die Daten für `CCDM Number`, `CCDM Component`, `Pos Angle`, `Separation`, `Mag Diff` und `System Code` wurden einer vorläufigen Version des "Catalog of the Components of Double and Multiple Stars" (CCDM) entnommen , Dommanget et al., in Vorbereitung). Die CCDM- und HIC-Nummern stellen die Verbindung zwischen dem Hauptkatalog und dem Annex 1 her, der die Daten für einzelne Komponenten von Doppel- und Mehrfachsystemen enthält, für die mindestens eine Komponente im Hauptkatalog enthalten ist.

      CCDM_Komponente
      Die betrachteten CCDM-Komponenten. Der erste Buchstabe entspricht der "Referenz"-Komponente, bezüglich derer der Abstand und die Größendifferenz berechnet werden.

      CCDM_Pos_Angle
      Der Positionswinkel in Grad zwischen den betrachteten CCDM-Komponenten. "N", "S", "F", "P", "NP", "SP", "NF", "SF" können verwendet werden.

      CCDM_Trennung
      Die Trennung in Bogensekunden zwischen den betrachteten CCDM-Komponenten.

      CCDM_Mag_Diff
      Der Größenunterschied zwischen den betrachteten Komponenten.

      Die hier angegebene "Größendifferenz" wird aus der verfügbaren vorläufigen Version des CCDM berechnet und stimmt möglicherweise nicht mit den für die V-Größe ("Vmag") angegebenen Daten überein. Wenn die "Referenz"-Komponente schwächer als die zweite ist, ist diese Differenz negativ.

      CCDM_System_Code
      Informationen zu Orbitalsystemen:

      DM-Identifikationsnummern für Sterne in der Bonner Durchmusterung, der Cordoba Durchmusterung und der Cape Photographic Durchmusterung werden nach der HD Konvention vergeben. Wenn die Zone der DM-Nummer zwischen +90 Grad und -22 Grad liegt, wird die BD-Nummer verwendet.

      DM-Identifikationsnummern für Sterne in der Bonner Durchmusterung, der Cordoba Durchmusterung und der Cape Photographic Durchmusterung werden nach der HD Konvention vergeben. Wenn die Zone der DM-Nummer zwischen -23 Grad und -51 Grad liegt, wird die CD-Nummer verwendet.

      DM-Identifikationsnummern für Sterne in der Bonner Durchmusterung, der Cordoba Durchmusterung und der Cape Photographic Durchmusterung werden nach der HD Konvention vergeben. Wenn die Zone der DM-Nummer zwischen -52 Grad und -90 Grad liegt, wird die CPD-Nummer verwendet.

      Im HD-Katalog (Cannon & Pickering 1918-24) und seinen beiden Erweiterungen werden die Sterne mit Kreuzidentifikationen versehen. HD-Nummern reichen von 1 bis 225300 HDE-Nummern liegen im Bereich von 225301 bis 272150 (Cannon 1925-36) und von 272151 bis 359083 (Cannon & Walton Mayall 1949).

      Fk_ID
      Die Nummer FK5/FK5 Ext/FK4 Sup oder IRS (AGK3R/SRS).

      Kreuzidentifikationen werden den Sternen im Fifth Fundamental Catalog (FK5, Fricke et al. 1988), seiner Erweiterung (FK5 Ext, Fricke et al. 1991), dem FK4-Supplement (FK4 Sup, Fricke 1963) und dem International Reference Stars (IRS), bestehend aus den Katalogen AGK3R (Smith 1980) und SRS (Smith et al. 1990) mit den folgenden Codes:

      Kreuzidentifikationen werden Sternen im AGK3-Katalog für Delta größer als -2,5 Grad (Dieckvoss et al. 1975) und ansonsten Sternen im CPC-Katalog (Jackson & Stoy 1954-68) wie folgt gegeben:

      Im SAO-Katalog (Smithsonian Institution 1966) werden die Sterne mit Kreuzidentifikationen versehen.

      Erste_ID
      Der erste von zwei ausgewählten Bezeichnern. Die Abkürzungen und Hierarchie für die Identifikatoren sind wie folgt: GL, GJ, G, LHS, LTT, LP, L, BPM, CF, McC.

      Zweite_ID
      Der zweite von zwei ausgewählten Bezeichnern. Abkürzungen und Hierarchie für die Bezeichner sind die gleichen wie bei der `Ersten ID`.

      Star_ID
      Ein Bezeichner für Sterne in galaktischen offenen Sternhaufen LMC/SMC und C, IRC, PK und WD. Der Schlüssel zu den Identifikatoren ist bei der HEASARC erhältlich.

      Erste_Hinweis
      Der Buchstabe "S" steht für einen Vermessungsstern. "C" zeigt an, dass eine Identifizierungskarte innerhalb des schwachen Sternatlas (Anhang 2) bereitgestellt wird und "T" zeigt an, dass der Stern ein Vermessungsstern ist und dass eine Identifizierungskarte bereitgestellt wird. `S` und `C`.


      Labor 10: Sternspektren

      Kredit/Genehmigung: Für Text kopieren Sie David Jeffery. Für Abbildungen etc., wie bei Abbildung etc. angegeben / Nur zur Lektüre und Verwendung durch die Lehrenden und Studenten des UNLV-Astronomie-Labors.

      Dies ist eine Laborübung ohne Beobachtungen.

        (nur RMI) : RMI-Qualifikation: Wenn Sie dies tun NICHT einen Drucker haben oder NICHT Papier verschwenden möchten, müssen Sie das Berichtsformular für Ihren eigenen Gebrauch ausreichend detailliert von Hand ausdrucken. : Zugang nur für Laborlehrer. : Zugang nur für Laborlehrer.
    • Vorbereitungsaufgabe: Aufgabe 10: Berechnung der Phasengeschwindigkeit. : Zugang nur für Laborlehrer. : Zugang nur für Laborlehrer. : Zugang nur für Laborlehrer.
    • Einige der Aufgaben können vor dem Praktikum abgeschlossen werden. Es wäre hilfreich, einige davon vor der Laborzeit zu machen.

      Sie können jedoch eine Kopie im Voraus drucken, wenn Sie möchten, insbesondere wenn Sie einige Teile im Voraus erledigen möchten. In diesem Fall müssen Sie möglicherweise Updates kompensieren.

      Die Laborübung selbst ist itself NICHT jemals im Labor gedruckt. Das würde Wälder töten, und die Lab-Übung ist als aktives Webdokument konzipiert.

      Allgemeine Hinweise zur Quizvorbereitung finden Sie unter .

      Für die Laborabschnitte von DavidJ führt die Quiz-Vorbereitung alle hier aufgeführten Punkte durch und testet selbst mit dem Vorbereitungs-Quiz, falls vorhanden.

      Um die Lektüre zu ergänzen und/oder zu ergänzen, sollten Sie jedoch zumindest das Intro eines Beispiels der Artikel lesen, die mit den folgenden Schlüsselwörtern usw. verknüpft sind, damit Sie einige Schlüsselwörter usw. auf der Ebene unserer Klasse definieren und/oder verstehen können.

      Eine weitere Liste von Schlüsselwörtern, die Sie sind NICHT zum Anschauen erforderlich --- aber es wäre nützlich, dies zu tun --- ist:

      Es dauert etwa 20 Minuten, bis die Natriumdampflampe aufgewärmt ist.

      Die Natriumdampflampe ist meist sicher eingeschlossen. Trotzdem sollten Sie vorsichtig sein, wenn es warm ist.

      Lesen Sie die über die beiden Zahlen. Hast du das getan?     J / N    

        Sie schauen durch das Beobachtungsobjektiv am schmalen Ende und richten die quadratische Blende (die eigentlich eine Schlitzblende darin hat) auf die Quelle, die als weiße Linie erscheint.

      In dieser Aufgabe untersuchen wir das Linienspektrum, das von einem verdünnten Natriumgas (Na) in einer Natriumdampflampe erzeugt wird.

      Ein Linienspektrum besteht aus einem diskreten Satz von Linien, die eine Art Bilder der Spaltöffnung des Spektroskops sind.

        Sie blicken durch die Beobachtungslinse am schmalen Ende und zeigen rund um die schwarze Blende auf die Quelle, die als gelbe Linie erscheint.

      Sie sollten möglicherweise bis zu 8 atomare Spektrallinien sehen, von denen alle wahrscheinlich unaufgelöste Mehrfachlinien sind. Einige Linien können ziemlich schwach sein.

      Beachten Sie, ob Sie das gelbe Na I-Dublett (d. h. Natrium (Na I) D-Linien) auflösen können. Eventuell müssen Sie die Backen der Blende mit der oben genannten Schraube einstellen.

      Lesen Sie die über die beiden Zahlen. Hast du das getan?     J / N    

      Ein vereinfachtes synthetisches Sonnenspektrum (in Bilddarstellung) mit den Fraunhofer-Linien ist in der folgenden Abbildung dargestellt (lokaler Link / allgemeiner Link: fraunhofer_lines.html).

      Die Fraunhofer-Linien sind die bekanntesten solaren Absorptionslinien und wurden als erste entdeckt.

      Da sie entdeckt wurden, bevor sie mit Atomen und Molekülen identifiziert werden konnten, wurden sie mit Buchstaben bezeichnet. Die Briefe sind hängengeblieben.

      Beachten Sie, dass die Klassifizierung von Sternen nach Sternspektren (genauer nach ihren Absorptionslinienspektren) der beste empirische Weg (d. h. auf Beobachtung basierende) zur Klassifizierung von Sternen ist. Das Sternspektrum ist ein direktes Observables und enthält eine Fülle von Informationen über einen Stern.

      Die Spektraltypen werden im Zusammenhang mit dem HR-Diagramm in der folgenden Abbildung diskutiert (lokaler Link / allgemeiner Link: star_hr_lum.html)

      Hast du es gelesen?     J / N    

        Hinweis: Mizar ist ein schwieriger Fall, da er aus einem Doppelstern mit den Komponenten "Sternen" Mizar A und Mizar B besteht und jede Komponente "Stern" ein spektroskopisches Binärsystem ist: Mizar A bestehend aus Mizar Aa und Mizar Ab Mizar B bestehend aus Mizar Ba und Mizar Bb. Mizar A ist viel heller als Mizar B und seine beiden binären Begleiter sind A2V-Sterne mit einer Photosphärentemperatur T = 9000(200) K.

        Gehen Sie auf dem Desktop Ihres Computers VIREO/Datei/Login und geben Sie den Namen Ihres Gruppenleiters als Gruppennamen ein.

      Das KLASSIFIZIERUNGSFENSTER hat drei Diagramme von Intensität gegen Wellenlänge mit Wellenlänge in Angström (Å). Beachten Sie, dass 1 nm = 10 Å und der Referenzbereich des sichtbaren Bandes = 4000--7000 Å sind.

      Eine Liste mit Standard-Hauptreihensternen erscheint rechts neben dem KLASSIFIZIERUNGSFENSTER.

      Die Liste ist NICHT Komplett: NICHT alle spektralen Subtypen werden angezeigt: normalerweise nur spektrale Subtypen 0 und 5. Sie müssen so gut wie möglich interpolieren, um die spektralen Subtypen zu klassifizieren NICHT aufgelistet. Vielleicht ist mit etwas Fantasie eine Einteilung in die spektralen Subtypen 1-3 und 6-9 möglich.

      Die Spektren des hervorgehobenen Standardsterns in der Liste und der darunter liegende werden jeweils in der oberen und unteren Grafik angezeigt.

      Die Spektren sind Absorptionslinienspektren. Die Täler sind die Absorptionen in der Intensitätsdarstellung eines Spektrums.

      Scrollen Sie durch die verfügbaren Standard-Sternspektren, indem Sie auf den Standard-Sternnamen klicken: O-Stern bis M-Stern.

      Dinge, die Sie mit dem machen können KLASSIFIZIERUNGSFENSTER (CW) und SPECTRAL LINE TABLE (SLT):

      1. Linksklick auf eine Spektrallinie im SLT um eine vertikale rote Linie in den Grafiken auf dem . zu erstellen/zu verschieben CW zur Spektrallinienwellenlänge. Die Spektrallinie im SLT ist blau markiert. Befindet sich ein Fadenkreuz in einem Diagramm, wird es durch diese Aktion zerstört.
      2. Doppelklick mit der linken Maustaste auf die Spektrallinie im SLT erstellt eine Informationsbox über diese Spektrallinie. Die Infobox-Information aktualisiert sich mit Informationen über neu ausgewählte Spektrallinien und verschwindet nur, wenn sie explizit geschlossen wird.
      3. Klicken Sie mit der linken Maustaste auf einen Punkt in einem Diagramm, um ein Fadenkreuz an/zu diesem Punkt zu erstellen/zu verschieben und die vertikale rote Linie durch den Punkt zu ziehen. Eine Kiste auf dem CW zeigt die normalisierte Intensität an dem Punkt. Die Normalisierung ist auf 1 auf der vertikalen Achse der Grafiken (nur durch das größte Häkchen angezeigt), auf die die höchste Intensität im gezeigten Sternspektrum (sofern vorhanden) normalisiert ist. Die der Wellenlänge des Fadenkreuzes am nächsten liegende Spektrallinie im SLT ist blau markiert.

      Sein Spektrum wird in der mittleren Grafik angezeigt.

      Gehen Datei/Anzeige/Unterschied anzeigen. Der obere Graph zeigt das Standard-Sternspektrum und der untere Graph zeigt das Differenzspektrum: d.h. oberes Spektrum minus mittleres Spektrum.

      Scrollen Sie nun in der Standard-Sternenliste nach oben und unten. Wenn die Differenz nach Augenmaß so flach wie möglich ist, haben Sie die beste Anpassung eines Standardsterns an HD 124320.

      Was ist, wenn Sie zwei gleich gute Passformen haben. Diese müssen für benachbarte Standardsterne sein? Dann muss HD 124320 im Spektraltyp zwischen diesen beiden Standardsternen liegen

      Tatsächlich bekommt die HD 124320 vom A1-Stern und dem A5-Stern etwa eine gleich gute Passform. Man interpoliert also, um den Untertyp zu finden. Es scheint, dass HD 124320 etwas näher an A1 als an A5 liegt, und daher lautet unsere Schätzung A2.

      Wir geben A2 für HD 124320 in Tabelle: Best Fit Spectral Types unten ein.

      In dieser Aufgabe beantworten Sie Fragen zu dem katalogidentifizierten Stern, den Sie in Tabelle: Spektraltypen mit der besten Anpassung in Aufgabe 8 klassifiziert haben. Denken Sie daran, dass alle diese Sterne Hauptreihensterne sind.

      1. ist am hellsten/am wenigsten leuchtend?     ________________ / ________________    
      2. hat die höchste/niedrigste Oberflächentemperatur?     ________________ / ________________    
      3. hat den größten/kleinsten Radius?     ________________ / ________________    
      4. ist die Sonne am ähnlichsten? HINWEIS: Klicken Sie auf Sonne, um die Sonnenklassifizierung zu finden.     ________________    

      In diesem und den folgenden Abschnitten gehen wir ein wenig in die Details von Energieniveaus und atomaren Übergängen ein.

      Atome, Moleküle und Ionen (bei denen es sich um elektrisch geladene Atome und Moleküle handelt) haben quantisierte innere Energiezustände (die normalerweise als Energieniveaus bezeichnet werden) für ihre gebundenen Elektronen.

      Die Zustände haben tatsächlich viele charakteristische Parameter, aber die Energie, die sie haben (relativ zu einer praktischen Nullpunktsenergie) ist normalerweise der Schlüssel, und daher die gebräuchlichen Namen Energieniveaus.

      Dies wird von der Quantenmechanik diktiert – die die am besten verifizierte aller physikalischen Theorien ist.

      Es gibt Fehler in Berechnungen und Experimenten, aber keine Anomalie hat jemals einem Angriff widerstanden.

      Es würde einen erstaunlichen Paradigmenwechsel bewirken, wenn es jemals eine wirklich falsche Vorhersage der Quantenmechanik geben würde.

      Leider ist die Quantenmechanik sehr schwer anzuwenden, und daher gibt es weite Bereiche, in denen wir KANN NICHT eine Antwort daraus extrahieren.

      Aber es gibt viele Bereiche, in denen Antworten erhalten werden können, zumindest ungefähre.

      "Quantisiert" bedeutet, dass die Energieniveaus eine diskrete Menge bilden wie ganze Zahlen und NICHT ein Kontinuum wie reelle Zahlen.

      Nun, in der Quantenmechanik haben Teilchen sowohl eine Wellennatur als auch eine Teilchennatur. Diese Tatsache trägt den Namen Welle-Teilchen-Dualität.

      Die Wellenfunktion eines Teilchens (das konventionelle Symbol &Psi ist der griechische Buchstabe Psi vokalisiert "si") bestimmt die Verteilung der Positionen des Teilchens und alles andere, was man über das Teilchen wissen kann.

        In der Quantenmechanik ist bei Teilchen NICHT alles an einem Ort, sondern in einer Kontinuumsüberlagerung von Positionen.

      Das Teilchen ist also im Raum verteilt.

      Nun führt eine Wellennatur natürlich zur Quantisierung, wenn das System/Teilchen gebunden ist – d.h. das Teilchen KANN NICHT ins Unendliche reisen.

      Dies gilt auch auf makroskopischer Ebene.

      Concert A (Frequenz 440 Hz) ist der allgemeine Musik-Stimmungsstandard für die musikalische Tonhöhe. Angenommen, Sie haben eine 1 Meter lange vibrierende Saite, die als Grundton einen Konzert-A-Sound aussendet. Wie groß ist die Phasengeschwindigkeit der schwingenden Saitenwellen? Beachten Sie, dass Sie einen Zahlenwert und seine Einheit angeben müssen.

      HINWEIS: Sie müssen den Abschnitt Quantisierte Zustände bis zu diesem Punkt gelesen haben --- wie Sie es tun sollten --- und Sie müssen ein wenig Algebra auf der Frequenzformel in der obigen Abbildung durchführen (lokaler Link, allgemeiner Link: standing_waves.html). um eine Formel mit v_phase = etwas in algebraischen Symbolen zu erhalten. Beachten Sie auch, dass Einheiten genau wie algebraische Symbole behandelt werden, da sie algebraische Symbole sind.

      Das klassische Beispiel für ein quantisiertes quantenmechanisches System ist der harmonische Quantenoszillator.

        Ein makroskopischer klassischer harmonischer Oszillator ist in der Animation in der Abbildung unten dargestellt (lokaler Link / allgemeiner Link: harmonisch_oscillator.html zum Spaß.

      Angenommen, ein harmonischer Quantenoszillator macht einen Übergang zwischen den Energieniveaus n = 7 und n = 3 und emittiert ein Photon (ein Lichtteilchen), das die verlorene Energie abtransportiert. Wie viel Energie hat das Photon in Einheiten von ħ&omega? HINWEIS: Sie müssen die in der obigen Abbildung gezeigte Formel verwenden (Loca-Link / allgemeiner Link: qm_harmonic_oscillator.html).

      Die Abbildung unten (lokaler Link / allgemeiner Link: atom_diagram_abstract.html) zeigt ein abstraktes Diagramm eines Atoms, das einen atomaren Übergang durchmacht (d. h. einen Übergang zwischen Energieniveaus).

      Sie sehen aus wie flauschige kleine Kugeln.

      Und das hat einen guten Grund.

      Sie sind flauschige kleine Kugeln.

      Sie haben einfach keine scharfen Kanten.

      Als Ergebnis werden Bilder von Atomen NICHT sagen viel über die Zustände von Atomen aus: d.h. ihre Energieniveaustruktur.

      Daher verwenden die Leute oft abstrakte Standarddiagramme, um die Struktur der atomaren Energieniveaus zu verstehen.

      Am gebräuchlichsten sind Grotrische Diagramme, die wir weiter unten im Abschnitt Grotrische Diagramme aufgreifen.

      In der Abbildung unten (lokaler Link / allgemeiner Link: atom_gold.html) ist ein Bild von Gold --- Sie sehen verschwommene kleine Kugeln.

      Die vertikale Achse repräsentiert Energie.

      Alle anderen charakterisierenden Parameter (normalerweise als Quantenzahlen bezeichnet) werden in Spalten absorbiert.

      Die Energieniveaus werden durch Punkte oder horizontale Liniensegmente in der entsprechenden Spalte dargestellt.

      Mögliche atomare Übergänge werden durch schräge Linien dargestellt - außer gewöhnlich in den wichtigen Fällen von atomarem Wasserstoff oder Wasserstoffatomen. Atomare Übergänge innerhalb von Spalten sind normalerweise verbotene Übergänge – sie können vorkommen, aber NICHT durch starken Prozess --- der starke Prozess ist verboten--- können schwächere Prozesse auftreten.

        Das Wasserstoffatom und die Wasserstoffatome sind Sonderfälle, da sie viele Energieniveaus gleicher Energie haben (d. h. entartete Energieniveaus). Die entarteten Energieniveaus werden nur als ein kombiniertes Niveau angezeigt und die Menge der kombinierten Niveaus bildet nur eine Spalte. Die atomaren Übergänge liegen nun zwischen den kombinierten Ebenen und werden durch vertikale Linien dargestellt.

      Die Nullenergie des Grotrian-Diagramms wird konventionell als Grundzustandsenergie gewählt – die im fundamentalen Sinne NICHT Null, aber eine Nullpunktenergie ungleich Null. Ich denke, das liegt daran, dass genaue Werte für die Nullpunktsenergie möglicherweise schwer zu erhalten sind und es oft nicht möglich ist, diese Werte zu kennen NICHT erforderlich.

      Das Elektronenvolt (entspricht 1,602176565(35)*10**(-19) Joule) ist eine mikroskopische Energieeinheit. Es ist die natürliche Einheit für Energieniveaus, da atomare Übergänge der äußeren Elektronen typischerweise 1 eV bis auf 2 Größenordnungen betragen.

      Wir untersuchen Grotsche Diagramme und atomare Übergänge in den folgenden Unterabschnitten.

      Der Wasserstoff ist das häufigste Element im beobachtbaren Universum.

      Atomare Übergänge (AKA-Linien), die emittieren, um Photonen zu absorbieren, werden oft als Atomlinien oder einfach als Linien bezeichnet - aus Gründen, auf die wir weiter unten eingehen werden.

      Die Stärke einer Linie ist vage ihre Wirkung auf das elektromagnetische Strahlungsfeld der Umgebung. Der Effekt könnte entweder eine Emission oder eine Absorption aus dem elektromagnetischen Strahlungsfeld der Umgebung sein.

      Wie stark eine Linie ist, hängt von vielen Dingen ab – zu viele, um sie hier ausführlich zu beschreiben.

      Entscheidend ist jedoch, wie energiearm die Energieniveaus sind, die die oberen und unteren Zustände der Linie bilden.

      Je niedriger die Energie dieser Energieniveaus ist, desto stärker neigt die Linie dazu.

      Dies liegt daran, dass je niedriger die Energie des Energieniveaus ist, desto mehr Atome dieses Energieniveau normalerweise besetzen. Das Energieniveau im Grundzustand ist normalerweise das am meisten besetzte Energieniveau.

        Die Besetzung von Energieniveaus wird oft durch die Temperatur bestimmt.

      Tatsächlich nimmt die Besetzung bei den meisten Temperaturen mit steigendem Energieniveau schnell ab.

      Eine Schlussfolgerung aus der obigen Diskussion ist, dass atomare Übergänge mit dem niedrigeren Energieniveau als Grundzustand oft sehr stark sind.

      Verbotene Linien treten tatsächlich auf (d. h. diese atomaren Übergänge passieren), aber der Hauptprozess ist verboten, und daher neigen die verbotenen Linien dazu, schwach zu sein.

      Jedoch neigen verbotene Linien, die mit dem Grundzustand verbunden sind, dazu, die stärksten verbotenen Linien zu sein. Sie neigen dazu, sehr wichtig zu sein, wenn nur verbotene Linien aus den niedrigsten Energieniveaus mit dem Grundzustand verbunden sind. Diese Energieniveaus neigen dazu, eine hohe Besetzung zu haben, während die zulässigen Atomlinien aus niedriger besetzten höheren Energieniveaus stammen. Die erlaubten Atomlinien können in diesem Fall also im Vergleich zu den verbotenen Linien schwach werden.

        Lesen Sie den obigen Unterabschnitt Starke Atomübergänge und die Abbildung mit dem in der obigen Abbildung gezeigten Grotrian-Diagramm mit neutralem Wasserstoff (lokaler Link / grotrian_01_00_H_I.html). Hast du das getan?     J / N    

      Der Referenzbereich für sichtbares Licht in der Wellenlänge beträgt 0,4–0,7 &mum = 400–700 nm = 4000–7000 Å.

      Tatsächlich hängt die tatsächliche Reichweite von den Bedingungen und individuellen Eigenschaften ab. Unter idealen Bedingungen für Menschen mit sehr empfindlichem menschlichem Sehvermögen haben wir einen extremen menschlichen Sichtbereich &cong 310 - 1050 nm.

      Was sind Ihrer Meinung nach die stärksten und schwächsten atomaren Wasserstofflinien in der Emission im sichtbaren Band (Referenzbereich 0,4 bis 0,7 &mgr;m), die den Referenzbereich etwas erweitern? HINWEIS: Erinnern Sie sich an Aufgabe 6, Unterabschnitt Starke Atomübergänge, und das Grotrian-Diagramm für neutralen Wasserstoff, das in der obigen Abbildung gezeigt wird (lokaler Link / grotrian_01_00_H_I.html).     _____________________ , _____________________

      Helium ist das zweithäufigste Element im beobachtbaren Universum. Es ist also wichtig.

      Das untere Energieniveau der He I 5876 Å-Linie ist das obere Energieniveau der _____________________ Linie, die im ________________ Wellenlängenband liegt. HINWEIS: Sie müssen das Grotrian-Diagramm von He I oben konsultieren (lokaler Link / grotrian_02_00_He_I.html).

        "Metall" wird hier in seinem Astro-Jargon verwendet, was jedes Element bedeutetNICHTWasserstoff oder Helium.

      Kalzium ist auch in vielen Zusammenhängen ein wichtiger Bestandteil, einschließlich des Lebens, wie wir es kennen.

      Atomlinien, die aus dem Grundzustand ihres Mutteratoms hervorgehen, sind normalerweise sehr stark, da der Grundzustand normalerweise das am stärksten besetzte Energieniveau überwältigt.

      Nun entstehen die Ca II H & K-Linien und die Ca II 7291 Å und 7323 Å Linien beide aus dem Grundzustand von Ca II. Allerdings sind die Ca II H & K-Linien normalerweise viel stärker. ERKLÄREN warum mit der kurzen Antwort in Satzform. HINWEIS: Sie sollten den Unterabschnitt Starke Atomübergänge und Grotrian-Diagramm von Ca II (lokaler Link / allgemeiner Link: grotrian_20_01_Ca_II.html) lesen.

      Die Stärke von Atomlinien in astrophysikalischen Spektren hängt unter anderem von der Häufigkeit der Elemente ab, die sie hervorbringen.

      Tatsächlich ist die kosmische Zusammensetzung in gewisser Hinsicht gut bekannt.

      Bei welcher Ordnungszahl Z würden Sie erwarten, dass die Elemente oben relativ schwache Spektrallinien in astrophysikalischen Spektren aufweisen? Warum? HINWEIS: Sie sollten den Unterabschnitt Die kosmische Zusammensetzung und die solare Zusammensetzungsabbildung oben (lokaler Link / allgemeiner Link: solar_composition.html) konsultieren und feststellen, wo ein allgemeiner Rückgang zu einem eindeutig niedrigeren Häufigkeitsverhalten vorliegt (außer knapp über Z = 1).

      Beachten Sie, dass die Erwartung schwächerer Spektrallinien für ein ausreichend hohes Z nur allgemeiner Natur ist. Intrinsische Eigenschaften einiger Atome für den hohen Z-Bereich können einige ihrer Spektrallinien unter bestimmten Umständen sehr stark machen.


      Arten von Sternen

      Astronomen waren schon immer fasziniert von den unterschiedlichen Größen und Farben der Sterne, die sie beobachteten. 1817 befestigte ein deutscher Instrumentenbauer namens Joseph von Fraunhofer ein Spektroskop an einem Teleskop und richtete es auf die Sterne. Er fand heraus, dass verschiedene Sterne unterschiedliche Absorptionslinien in ihren Spektren haben. Zuerst verstanden Astronomen nicht, warum verschiedene Sterne unterschiedliche Absorptionslinien haben. Trotzdem startete Anfang des 20. Jahrhunderts ein Team von Astronomen am Harvard College Observatory ein Projekt zur Untersuchung der Spektren von Hunderttausenden von Sternen. Sie wollten ein detailliertes spektrales Klassifizierungssystem entwickeln, das auf den Absorptionslinien basiert, die sie sehen. Sie passten ein bestehendes Spektralklassensystem an, das Sternen einen Buchstaben von A bis O zugewiesen hatte, basierend auf der Stärke der Absorptionslinien der Balmer-Reihe.

      Das neue System ordnete die Klassen neu in die Reihenfolge ein OBAFGKM wo Ö Sterne sind die heißesten und jede nachfolgende Klasse ist kühler mit M die coolsten Stars sein. Jeder Buchstabe wurde auch in Zehntel des Bereichs unterteilt, indem am Ende eine Zahl 0-9 hinzugefügt wurde. Ö Sterne sind am seltensten und M sind die am häufigsten vorkommenden in der Hauptreihe von Sternen. Sterne am Anfang oder Ende ihres Lebens fallen nicht unter diese Klassifizierung. Das neue Klassifizierungssystem wurde in den 1920er Jahren veröffentlicht und umfasste 225.300 Sterne. Es hieß die Henry Draper Katalog weil die Finanzierung des Projekts von Henry Draper bereitgestellt wurde.

      Ein Großteil der Arbeit an dem Projekt wurde von Annie Jump Cannon, Williamina Fleming und Antonia Maury und Edward Pickering geleistet.


      1. Einleitung

      [2] Atmosphärische Aerosolpartikel verändern direkt den Strahlungshaushalt der Erde, indem sie Sonnenstrahlung absorbieren und streuen. Neuere Modell- und Feldstudien zeigen, dass die Aerosollichtabsorption eine wichtige Komponente des Klimaantriebs ist. Beispielsweise kann der direkte Strahlungsantrieb von lichtabsorbierenden Aerosolen größer sein als der von Methan und etwa einem Drittel des von Kohlendioxid entsprechen [ Jacobson, 2001]. Beobachtungen aus einem Experiment im Indischen Ozean zeigten, dass aerosolinduzierte Veränderungen der regionalen Strahlungsflüsse um eine Größenordnung größer sein können als der globale mittlere Antrieb durch Aerosole oder Treibhausgase [ Krishnan und Ramanathan, 2002, und Referenzen darin]. Veränderungen der regionalen Stabilität, die durch die atmosphärische Erwärmung lichtabsorbierender Aerosole verursacht werden, können großräumige Zirkulationen und den Wasserkreislauf so weit verändern, dass anscheinend die beobachteten Temperatur- und Niederschlagsänderungen in China und Indien berücksichtigt werden [ Menonet al., 2002]. Diese Ergebnisse unterstreichen die Notwendigkeit, die Rolle der Aerosollichtabsorption beim Klimawandel zu verstehen, was die Einbeziehung realistischer Darstellungen von Aerosolen und ihren Strahlungsantrieben erfordert. Neuere Bewertungen des Klimawandels weisen jedoch auf die Notwendigkeit besserer Messungen der atmosphärischen Massenkonzentrationen und optischen Eigenschaften von Aerosolen hin, um Unsicherheiten in Klimamodellen zu verringern [ Houghtonet al., 2001 V. Ramanathan et al., A National Research Imperative White Paper, National Aerosol-Climate Interactions Program, 2002, verfügbar unter http://www-nacip.ucsd.edu/NACIPWhitePaperMay2102.pdf].

      [3] Schwarzer Kohlenstoff (BC), ein Hauptbestandteil von Ruß, ist die effizienteste lichtabsorbierende Aerosolspezies im sichtbaren Spektrum. Klimamodelle behandeln BC typischerweise als die einzige lichtabsorbierende Aerosolkomponente. Es wird allgemein angenommen, dass die Lichtabsorption durch BC schwach mit der Wellenlänge variiert [z. Bergström et al., 2002]. Andere Aerosolkomponenten, die eine stärkere Absorptionsspektralabhängigkeit aufweisen, tragen zur Absorption bei kürzeren Lichtwellenlängen bei. Labor [ Lindberget al., 1993 ] und Fernerkundung [ Duboviket al., 2002 ] haben Messungen gezeigt, dass Aerosole über Wüstenregionen Licht von blauem und kürzeren Wellenlängen (d. h. Wellenlängen unter 500 nm) merklich absorbieren. Bestimmte organische Verbindungen absorbieren auch im blauen und ultravioletten Spektralbereich [ Jacobson, 1998, 1999]. Pyrogene Aerosole können durch farbige organische Verbindungen absorbiert werden [ Mukai und Ambe, 1986 ], von . als „brauner Kohlenstoff“ bezeichnet Formentiet al. [2003] . Es wurde gezeigt, dass die schwelende Verbrennung von Kiefernnadeln lösliche Partikel (d. h. nicht BC) erzeugt, die eine starke Absorptionsspektralabhängigkeit aufweisen [ Patterson und McMahon, 1984]. In ähnlicher Weise hat sich gezeigt, dass die Niedertemperatur-Kohleverbrennung Partikel mit einer starken Absorptionswellenlängenabhängigkeit erzeugt [ Bindung, 2001 Bondet al., 1999a].

      [4] Die Rolle von organischem Kohlenstoff (OC) bei der Lichtabsorption wurde noch nicht gründlich untersucht. Die Aerosollichtabsorption wird üblicherweise bei einer einzigen Wellenlänge gemessen, bei der BC als primärer Lichtabsorber erwartet wird, beispielsweise bei 570 nm unter Verwendung des Partikelrußabsorptionsphotometers (PSAP) [ Bondet al., 1999b ] oder bei 880 nm mit dem Aethalometer [ Hansenet al., 1984]. Soweit OC sichtbares Licht absorbiert, kann es einen nicht zu vernachlässigenden Beitrag zum direkten Aerosol-Strahlungsantrieb leisten. Wenn die spektrale Abhängigkeit der Lichtabsorption von Aerosolen in Modellen unterschätzt wird, wird der positive Strahlungsantrieb des Aerosols unterschätzt [ Bindung, 2001]. Darüber hinaus kann die Aerosol-Extinktion von ultraviolettem Sonnenlicht die troposphärischen Ozonkonzentrationen durch verringerte Photolyseraten verringern [ Jacobson, 1999 Vuilleumieret al., 2001 Martinet al., 2003]. Da der globale mittlere Strahlungsantrieb des troposphärischen Ozons mit dem von BC vergleichbar ist [ Houghtonet al., 2001 ], kann die Aerosolextinktion im ultravioletten Spektralbereich zusätzlich zur atmosphärischen Photochemie und Luftqualität den Klimawandel beeinflussen.

      [5] In dieser Studie haben wir die spektrale Abhängigkeit von und die Rolle von OC bei der Aerosollichtabsorption gemessen. Die Experimente umfassten zwei Aerosolquellen, die erheblich zu den Massenkonzentrationen in der Atmosphäre beitragen: Kraftfahrzeuge, einschließlich Diesel-Lkw und -Busse, und Biomasseverbrennung, einschließlich der Verbrennung von Savanne und Holz. Die hier diskutierten Ergebnisse zeigen, dass diese Aerosoltypen unterschiedliche Lichtabsorptionseigenschaften in Bezug auf ihre Zusammensetzung aufwiesen. Die Ergebnisse werden zusammen mit einem Überblick über verwandte Ergebnisse aus früheren Studien und Diskussionen über Unsicherheit präsentiert.


      Strahlungstransferprobenahme (homogene Atmosphären-/Oberflächeneigenschaften, heterogene Geometrien)

      Simulationen, die die gesamte beobachtbare Scheibe umfassen, würden eine Unterabtastung erfordern, um die Vielfalt der Einfalls- und Emissionswinkel richtig zu erfassen. Insbesondere wenn das FOV viel kleiner als die Objektscheibe ist (z. B. Nadir-, Extremitäten-, Bedeckungs- und Nachschlagbeobachtungen), ist typischerweise ein einzelner Satz von Geometrieparametern ausreichend, wenn die Strahlungsübertragungsberechnung durchgeführt wird. Das Problem besteht darin, dass, wenn das FOV einen breiten Bereich von Beleuchtungen und Oberflächeneigenschaften abtastet (z. B. das FOV vergleichbar und/oder größer als die Objektscheibe ist), man in diesem Fall Strahlungsübertragungssimulationen über verschiedene Geometrien berechnen müsste, was dann integriert, um einen einzigen Gesamtplanetenfluss zu erzeugen. Standardmäßig definiert PSG derzeit einen Satz von Geometrieparametern und eine Strahlungsübertragungsberechnung pro Simulation, aber wir haben in PSG einen Algorithmus integriert, der es ermöglicht, die beobachtbare Scheibe in Unterabschnitte mit ähnlichen Einfalls-/Emissionswinkeln zu unterteilen.

      Der Algorithmus nimmt als Eingabe Nein, oder der Disk-Subsampling Parameter (eingegeben im Zielbereich), der die Anzahl der Winkel-Bins für den Einfalls- und Abstrahlwinkel definiert. Da diese Winkel von 0 bis 90 reichen, würde ein N = 5 zu einer Unterteilung mit Bins von 18° führen und zu 22 verschiedenen Strahlungsübertragungsbereichen führen, wie in der Abbildung unten beschrieben. Die Rechenanforderung skaliert quadratisch mit N, sodass eine bewusste Wahl zwischen Genauigkeit und Leistung getroffen werden muss. Der Standardwert ist N=1, was zu typischen Fehlern von weniger als 5 % im Fluss führt, während N=3 typische Fehler von weniger als 1 % erreicht und N=10 eine Flussgenauigkeit von besser als 0,1 % erreicht.

      Disk-Sampling-Methode: Wenn der Strahl einen breiten Bereich von Einfalls- und Emissionswinkeln abtastet, ermöglicht PSG die Aufteilung der beobachtbaren Scheibe in Unterabschnitte mit ähnlichen Einfalls- / Emissionswinkeln. Der Sampling-Parameter (N, Disk Sub-Sampling) definiert die Anzahl der Winkel-Bins für die Einfalls- und Abstrahlwinkel. Typischerweise erreicht N=3 Fehler von weniger als 1% und N=10 erreicht eine Flussgenauigkeit von besser als 0,1%.

      Atmosphären im Ungleichgewicht (Nicht-LTE)

      wobei n die Populationen des oberen (u) und unteren (l) Niveaus sind, g die statistischen Gewichte, T die lokale kinetische Temperatur, Clu und Cul die Stoßanregungs- bzw. Relaxationsraten Blu und einul die Einstein-Koeffizienten für Photoabsorption und spontane Emission sind, und &rho der auftreffende Anregungsfluss. Die Einstein-Koeffizienten sind Strahlungseigenschaften der fraglichen Niveaus, während die Kollisionsraten von der lokalen Temperatur (α T) und der Dichte abhängen. Bei hohen Drücken dominieren Kollisionen die Strahlungsprozesse (C &Gt Aul oder C &Gt Blu), und die relativen Populationen der Niveaus können einfach durch Maxwell-Boltzmann-Statistik (LTE) in Abhängigkeit von der lokalen kinetischen Temperatur beschrieben werden. In Regionen mit starken externen Strahlungsfeldern (&rho) und selteneren Kollisionen (C &Lt Aul oder C &Lt Blu) beginnen die Strahlungsparameter, die Energiebilanz des Moleküls und sein emittierendes Spektrum (Nicht-LTE) zu definieren.

      Wie von Appleby (1990) schön zusammengefasst, wird Non-LTE für Methan in der Atmosphäre von Riesenplaneten (z. B. Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun) in der Mesosphäre bei Drücken unter 0,1 mbar relevant. In CO2 reichen Atmosphären (z. B. Mars, Venus) halten die effizienten Kollisionsraten für dieses Molekül LTE auf viel niedrigeren Dichten (> 1 ubar, Lopez-Puertas & López-Valverde 1995). In der Atmosphäre heißer Riesen werden stärkere Strahlungsfelder diese Grenze tiefer in die Atmosphäre bringen, während höhere kinetische Temperaturen LTE weiter oben in der Atmosphäre halten. Chemische Reaktionen führen auch Moleküle in hochangeregte Nichtgleichgewichtszustände, aus denen diagnostische Photonen freigesetzt werden, wie es beim Tageslicht Og der Fall ist2( 1 &Delta) Emissionsverfolgung der Photozerstörung von O3 in terrestrischen Atmosphären (Novak et al. 2002).

      Implementierung von Nicht-LTE in PSG: das Strahlungsübertragungsmodul von PSG, PUMAS, ermöglicht die Aufnahme von nicht-äquilibrierten Populationen für die Energieniveaus und verwendet diese, um die Opazität und Quellfunktionen für jedes Ro-Vibrationsniveau in jeder Schicht zu berechnen (Kutepov et al. 1998). Insbesondere erlaubt PSG, den häufigsten Fall von Nicht-LTE zu modellieren, bei dem angenommen wird, dass sich die Schwingungsniveaus im Ungleichgewicht befinden, während die Rotationspopulationen als ausgeglichen angenommen werden. Zu diesem Zweck muss der Benutzer vertikale Profile der Vibrationstemperaturen [K] (relativ zum Grundzustand berechnet) für jeden Isotopologen und jedes Vibrationsband in der Form "Tvib[MOL:ISO:IDvib]" (MOL:HITRAN Molekulare ID, ISO:Isotopologue ID, IDVib: Schwingungsband-ID wie für das Isotopologe definiert [siehe Schwingungsbanden in der Linienlistenhilfe]). Zum Beispiel würde "Tvib[6:1:7]" dem v3=1-Niveau des Hauptisotops von CH . entsprechen4.

      Modellierung von Nicht-LTE-Strahlung: Da die Atmosphären mit hochenergetischen Photonen ihrer Partnersterne bombardiert werden, emittieren die oberen Schichten effizient über Nicht-LTE-Prozesse. Dieses Ungleichgewicht wurde auf vielen Planeten unseres Sonnensystems beobachtet (gezeigt wird der Nachweis von Nicht-LTE-Methan bei Jupiter Encrenaz et al. 1996 Drossart et al. 1999) und ist sicherlich in der Atmosphäre vieler Exoplaneten aktiv.

      Geräteparameter

      In diesem Abschnitt definiert der Benutzer die gewünschten Eigenschaften der synthetischen Spektren (Wellenlängenbereich, Auflösung, gewünschter Strahlungsfluss, Rauschverhalten usw.). Beim Beobachten mit bodengebundenen Observatorien ermöglicht PSG die Beeinflussung der synthetischen Spektren durch Tellurabsorption. Das Tool hat Zugriff auf eine Datenbank mit Tellurtransmissionswerten, die für jeden Fall (insgesamt 20 Fälle) für 5 Höhenmeter und 4 Wassersäulen vorberechnet wurden. Das Tool kann auch eine Berechnung des Rauschens (und des Signal-Rausch-Verhältnisses) durchführen, indem es Details zum Detektor und zur Teleskopleistung bereitstellt.

      • Einzelteleskop: dieser Modus ist der klassische optische Aufbau eines Observatoriums/Instruments, bei dem die Etendue durch die effektive Sammelfläche des Hauptspiegels definiert wird ATele und der entsprechende Raumwinkel &Omega.
      • Interferometer: dieser Modus ist durch ein Etendue gekennzeichnet, das proportional zur Anzahl der Antennen ist (z. B. ALMA), wobei ATele = nTele&sdot&pi&sdot[DTele/2] 2 .
      • Koronagraph: In einem Koronagraph-Modell werden die stellaren Flüsse durch den Kontrast abgeschwächt, während die Planeten- und Hintergrundsignaturen durch die vom Arbeitswinkel (L/D) abhängige Koronagraph-Transferfunktion abgeschwächt werden. Der Benutzer kann detaillierte Übertragungsfunktionen für die Koronagraphen bereitstellen, während PSG Kurven für mehrere Observatorien hat. Andererseits kann der Benutzer den inneren Arbeitswinkel (IWA) des Koronagraphen angeben, jedoch sollte dann der Kerndurchsatz des Koronagraphen in den Gesamtdurchsatz des Systems einfließen. Bei der Angabe eines IWA-Werts geht PSG davon aus, dass der Durchsatz minimal (Kontrast) innerhalb der Hälfte des inneren Arbeitswinkels (IWA) ist, 50 % des Kerndurchsatzes beim IWA erreicht und den Kern beim 1,5-fachen des IWA erreicht. Relevant für diesen Modus ist auch das "Exozodi"-Niveau, das die Menge an Zodiakalstaub im exoplanetaren System in Bezug auf die Zodiakalflüsse der Erde angibt (siehe unten).
      • AOTF+Gitter: dieser Modus charakterisiert Teleskope/Instrumente, bei denen sich ein Acousto-Optical-Tunable-Filter (AOTF) zwischen der Eintrittsoptik und dem spektroskopischen Gitter befindet (z.B. ExoMars/TGO). Die AOTF kann mit 6 Parametern beschrieben werden (nur die Mitte wird benötigt): Mitte [cm -1 ], Breite [cm -1 ], Nebenkeulenfaktor, Basis, Gaussbreite [cm -1 ], Faktor. Das Gitter wird mit 2 Parametern beschrieben: Mitte [cm -1 , erforderlich] und Breite [cm -1 ].
      • LIDAR-System: In diesem Modus wird die "Laser"-Quelle als zusätzlicher Strahlungsfluss in das Sichtfeld eingespeist, wobei der Strahl [FWHM] die Laserdivergenz der Quelle beschreibt und DTele der Durchmesser des Empfängers. Zwei Parameter beschreiben die Laserintensität, seine Spitzenleistung [W] und das Tastverhältnis [%] (ON/ON+OFF). Die Integrationszeit gilt für den kompletten Spektralscan, also würde eine Integrationszeit von 1 Sekunde für 100 Spektralpunkte einer Integrationszeit von 10 ms pro Spektralpunkt entsprechen. Der Standardfall geht davon aus, dass sich der Empfänger bei Nadir-/Observatoriumsgeometrien mit der Laserquelle zusammen befindet (wobei sich die Oberfläche als Lambertian verhält), während PSG bei Extremitätengeometrien davon ausgeht, dass sich der Empfänger auf der anderen Seite der Bedeckung befindet. Bei der Eingabe eines zweiten Wertes in das Duty-Cycle-Feld legt man fest, dass der Empfänger/die Quelle auch bei Gliedmaßengeometrien am gleichen Ort angeordnet sind, wobei dieser zusätzliche Wert die Reflektivität des Reflektors auf der anderen Seite der Bedeckung definiert.

      Instrumentenmodell: Wir haben 14 Schlüsselparameter identifiziert, die ausreichen, um die Gesamtfähigkeiten und die Leistung einer bestimmten Teleskop/Instrument-Kombination zu beschreiben, und wir sind jetzt dabei, eine Datenbank mit Instrumentenmodellen zusammenzustellen, die den Benutzer bei der Definition der grundlegenden Parameter von das Instrument.

      Strahlungs- und Wellenlängeneinheiten

      PSG ermöglicht die Berechnung synthetischer Flüsse in einem breiten Bereich möglicher Einheiten. Die für die Umrechnung verwendeten Konstanten sind: &lambda ist die Wellenlänge in Mikrometer (&mum), c ist die Lichtgeschwindigkeit (299792458 m/s), ASR ist Bogensekunden 2 pro Steradiant (4,2545166E+10), h ist die Plancksche Konstante (6.6260693 .) E-34 W s 2 ), k ist die Boltzmann-Konstante (1.380658E-23 J/K), ATele ist die gesamte Sammelfläche des Observatoriums (m 2 , nTele&sdot&pi&sdot[DTele/2] 2 ), &Omega ist das Sichtfeld der Beobachtungen (Steradiant).