Astronomie

Wie kann ich Linienhelligkeiten aus äquivalenten Breitenmessungen bestimmen?

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Ich habe eine Reihe von äquivalenten Breitenmessungen für verschiedene Emissionslinien. Wie kann ich sie verwenden, um die entsprechenden Linienleuchtstärken zu bestimmen?


Wenn du ebenfalls Photometrie haben, dann gibt es eine einigermaßen genaue Umrechnung zwischen der scheinbaren Helligkeit und dem Kontinuumsfluss (pro Wellenlängeneinheitsintervall) bei der Wellenlänge der Photometrie.

Sobald Sie diesen Umrechnungsfaktor haben, multiplizieren Sie Ihre äquivalente Breite damit, um einen Fluss zu erhalten.


Wie kann ich Linienhelligkeiten aus äquivalenten Breitenmessungen bestimmen? - Astronomie

Wir untersuchen die Variabilität der C IV-Breitabsorptionslinie (BAL) innerhalb einer Stichprobe von 46 radio-lauten Quasaren (RLQs), die aus Sloan Digital Sky Survey (SDSS)/Faint Images of the Radio Sky at Twenty-Centimeters (FIRST)-Daten ausgewählt wurden, um sowohl kerndominierte (39) als auch keulendominierte (7) Objekte. Die Probe besteht hauptsächlich aus hochionisierten BAL-Quasaren, und ein beträchtlicher Teil hat große BAL-Geschwindigkeiten oder äquivalente Breiten, deren Radioluminosität und Radiolautstärkewerte ∼2,5 Größenordnungen umfassen. Wir haben 34 neue Hobby-Eberly-Teleskopspektren von 28 BAL-RLQs erhalten, um sie mit früheren SDSS-Daten zu vergleichen, und wir integrieren auch eine Archivabdeckung (hauptsächlich Dual-Epoch-SDSS) für einen Gesamtsatz von 78 Paaren äquivalenter Breitenmessungen für 46 BAL-RLQs. Sondieren von Rest-Frame-Zeitskalen von ∼80-6000 d (Median 500 d). Im Allgemeinen werden nur bescheidene Veränderungen in der Tiefe der Segmente von Absorptionstälern beobachtet, ähnlich denen, die in früheren Studien von BAL-Radio-Quar-Quasaren (RQQs) beobachtet wurden. Ähnlich wie bei früheren Ergebnissen für RQQs zeigen die hier untersuchten RLQs mit größerer Wahrscheinlichkeit eine BAL-Variabilität auf längeren Ruherahmen-Zeitskalen. Typische Werte von |<δ>EW| und |<δ>EW|/<EW> sind ∼40 ± 20 Prozent niedriger für BAL-RLQs im Vergleich zu denen einer zeitskalenangepassten Stichprobe von BAL-RQQs. Die optische Kontinuumsvariabilität ist in BAL RLQs und BAL RQQs sowohl für RLQs als auch für RQQs von ähnlicher Amplitude, wobei die Kontinuumsvariabilität auf längeren Zeitskalen tendenziell stärker ist. Die BAL-Variabilität in RLQs hängt offensichtlich nicht von ihren Radioluminositäten oder Radiolautstärkewerten ab, aber wir finden vorläufige Hinweise auf eine größere fraktionelle BAL-Variabilität innerhalb von keulendominierten RLQs. Die verbesserte BAL-Variabilität innerhalb von mehr Edge-On (keulendominierten) RLQs unterstützt eine gewisse geometrische Abhängigkeit von der Ausflussstruktur.


Ähnliche oder ähnliche Themen Äquivalente Breite

Absorptionsspektroskopie bezieht sich auf spektroskopische Techniken, die die Absorption von Strahlung als Funktion der Frequenz oder Wellenlänge aufgrund ihrer Wechselwirkung mit einer Probe messen. Die Probe absorbiert Energie, d. h. Photonen, aus dem Strahlungsfeld. Wikipedia

Zunahme der Wellenlänge und entsprechende Abnahme der Frequenz und Photonenenergie elektromagnetischer Strahlung . Bekannt als negative Rotverschiebung oder Blauverschiebung. Wikipedia

Spezifische tiefrote sichtbare Spektrallinie in der Balmer-Reihe mit einer Wellenlänge von 656,28 nm in Luft tritt sie auf, wenn ein Wasserstoffelektron von seinem dritt- auf zweitniedrigste Energieniveau fällt. Hellste Wasserstofflinie im sichtbaren Spektralbereich. Wikipedia

Diagramm der Rate der biologischen Wirksamkeit, aufgetragen gegen die Wellenlänge des Lichts. Bezogen auf das Absorptionsspektrum in vielen Systemen. Wikipedia

Intensiver Peak im blauen Wellenlängenbereich des sichtbaren Spektrums. Benannt nach seinem Entdecker Jacques-Louis Soret. Wikipedia

Spektrallinie der elektromagnetischen Strahlung, die durch eine Änderung des Energiezustands neutraler Wasserstoffatome entsteht. Bei der genauen Frequenz von 1.420.405.751.767 Hz, was der Vakuumwellenlänge von 21.106 cm im freien Raum entspricht. Wikipedia

Messung, wie stark eine chemische Spezies Licht bei einer bestimmten Wellenlänge abschwächt. Eigene Eigenschaft der Art. Wikipedia

In der Physik und Optik sind die Fraunhofer-Linien eine Reihe von spektralen Absorptionslinien, die nach dem deutschen Physiker Joseph von Fraunhofer (1787-1826) benannt sind. Die Linien wurden ursprünglich als dunkle Merkmale (Absorptionslinien) im optischen Spektrum der Sonne beobachtet. Wikipedia

Abkürzung für die optische Dichte einer Probe gemessen bei einer Wellenlänge von 600 nm. Wird häufig in der Spektrophotometrie verwendet, um die Konzentration von Bakterien oder anderen Zellen in einer Flüssigkeit abzuschätzen, da die Wellenlänge von 600 nm deren Wachstum wenig schädigt oder behindert. Wikipedia

Spektrallinie von Wasserstoff oder allgemeiner von Ein-Elektronen-Ionen in der Lyman-Reihe, die emittiert wird, wenn das Elektron vom n = 2-Orbital in das n = 1-Orbital fällt, wobei n die Hauptquantenzahl ist. Von Luft absorbiert. Wikipedia

Natürlich vorkommende Quelle stimulierter Spektrallinienemission, typischerweise im Mikrowellenbereich des elektromagnetischen Spektrums. Diese Emission kann in Molekülwolken, Kometen, planetaren Atmosphären, stellaren Atmosphären oder verschiedenen anderen Bedingungen im interstellaren Raum auftreten. Wikipedia

Indirekte Methode zum Auffinden extrasolarer Planeten und Brauner Zwerge aus Radialgeschwindigkeitsmessungen durch Beobachtung von Doppler-Verschiebungen im Spektrum des Muttersterns des Planeten. 880 extrasolare Planeten (ca. 21,0% der Gesamtmenge) wurden mit Doppler-Spektroskopie (Stand Februar 2020) entdeckt. Wikipedia

Triplett aus drei ionisierten Calcium-Spektrallinien bei den Wellenlängen 8498 , 8542 Å und 8662 . Am prominentesten beobachtet bei der Absorption von Sternen der Spektraltypen G, K und M. Wikipedia

Funktion, die die Masse der unsichtbaren Komponente in einem einzeiligen spektroskopischen Doppelstern oder in einem Planetensystem einschränkt. Sie kann nur aus beobachtbaren Größen berechnet werden, nämlich der Umlaufzeit des Doppelsternsystems und der maximalen Radialgeschwindigkeit des beobachteten Sterns. Wikipedia

Form der Röntgenspektroskopie, bei der die Röntgenlinienspektren mit einer spektralen Auflösung gemessen werden, die ausreicht, um den Einfluss der chemischen Umgebung auf die Röntgenlinienenergie und auf die Verzweigungsverhältnisse zu analysieren. Dies geschieht, indem Elektronen aus ihrer Hülle heraus angeregt und dann die emittierten Photonen der rekombinierenden Elektronen beobachtet werden. Wikipedia

Die inkohärente Breitband-Cavity-verstärkte Absorptionsspektroskopie (IBBCEAS), manchmal auch Breitband-Cavity-verstärkte Extinktionsspektroskopie (IBBCEES) genannt, misst die Transmission der Lichtintensität durch einen stabilen optischen Hohlraum, der aus Spiegeln mit hohem Reflexionsvermögen besteht (typischerweise R> 99,9%). Realisiert mit inkohärenten Strahlungsquellen z.B. Xenon-Bogenlampen, LEDs oder Superkontinuum-Laser, daher der Name. Wikipedia

Intensitätsunterschied des stellaren Kontinuumsspektrums auf beiden Seiten der Grenze der Balmer-Reihe von Wasserstoff bei 364,6 nm. Verursacht durch die vollständige Ionisierung von Elektronen direkt aus dem zweiten Energieniveau eines Wasserstoffatoms, was eine Kontinuumsabsorption bei Wellenlängen kürzer als 364,6 nm erzeugt. Wikipedia

Dunkle oder helle Linie in einem ansonsten gleichmäßigen und kontinuierlichen Spektrum, die aus der Emission oder Absorption von Licht in einem engen Frequenzbereich im Vergleich zu den nahegelegenen Frequenzen resultiert. Spektrallinien werden oft verwendet, um Atome und Moleküle zu identifizieren. Wikipedia

Farbstofftyp mit einer Absorptionsbande, die sich bei Aggregation unter Einfluss eines Lösungsmittels oder Additivs oder einer Konzentration infolge supramolekularer Selbstorganisation zu einer längeren Wellenlänge mit zunehmender Schärfe (höherer Absorptionskoeffizient) verschiebt. Der Farbstoff kann weiter durch eine kleine Stokes-Verschiebung mit einer schmalen Bande charakterisiert werden. Wikipedia

Messung der Wechselwirkung von Infrarotstrahlung mit Materie durch Absorption, Emission oder Reflexion. Wird verwendet, um chemische Substanzen oder funktionelle Gruppen in fester, flüssiger oder gasförmiger Form zu untersuchen und zu identifizieren. Wikipedia

Wird in der Röntgenspektroskopie verwendet, um die für Elemente charakteristischen Spektrallinien zu benennen. Eingeführt von Manne Siegbahn. Wikipedia

Reihe von Spektrallinien im atomaren Emissionsspektrum, die entstehen, wenn Elektronen zwischen dem niedrigsten p-Orbital und dem s-Orbital eines Atoms springen. Die Spektrallinien umfassen einige im sichtbaren Licht und erstrecken sich bis ins Ultraviolett. Wikipedia

Spektrallinie, die mit der Absorption oder Emission von Photonen durch Atomkerne, Atome oder Moleküle verbunden ist, die einen Übergang durchlaufen, der durch eine bestimmte Auswahlregel nicht zulässig ist, aber zulässig ist, wenn die dieser Regel zugeordnete Näherung nicht erfolgt. Erlaubt, aber zu einem viel niedrigeren Preis. Wikipedia

Maß für das Vorkommen der chemischen Elemente im Verhältnis zu allen anderen Elementen in einer gegebenen Umgebung. Gemessen auf eine von drei Arten: durch den Massenanteil durch den Molanteil (Anteil von Atomen nach numerischer Zählung oder manchmal Bruchteil von Molekülen in Gasen) oder durch den Volumenanteil. Wikipedia

Technik, die hauptsächlich verwendet wird, um das Dispersionsverhältnis der kollektiven Anregungen über die gesamte Brillouin-Zone zu messen. Spinwellen sind kollektive Störungen in einem magnetischen Festkörper. Wikipedia

1908 von Walther Ritz vorgeschlagene empirische Verallgemeinerung, um die Beziehung der Spektrallinien für alle Atome zu beschreiben. Das Prinzip besagt, dass die Spektrallinien jedes Elements Frequenzen enthalten, die entweder die Summe oder die Differenz der Frequenzen zweier anderer Linien sind. Wikipedia

Ultrakurzpuls-Messtechnik basierend auf frequenzaufgelöstem optischem Gating (FROG). Ausgewählt wegen der Verwandtschaft der Technik mit FROG Grenouille ist französisch für Frosch. Wikipedia

Die Pickering-Reihe (auch bekannt als Pickering-Fowler-Reihe) besteht aus drei Linien von einfach ionisiertem Helium, das normalerweise in Absorption in den Spektren heißer Sterne wie Wolf-Rayet-Sternen gefunden wird. Der Name stammt von Edward Charles Pickering und Alfred Fowler. Wikipedia

Art der Absorptionsspektroskopie, die die Merkmale in den Röntgenabsorptionsspektren (XAS) von kondensierter Materie aufgrund des Photoabsorptionsquerschnitts für elektronische Übergänge von einem atomaren Kernniveau in Endzustände im Energiebereich von 50–100 eV über dem ausgewählten . anzeigt Ionisationsenergie auf atomarer Kernebene, wobei die Wellenlänge des Photoelektrons größer ist als der interatomare Abstand zwischen dem absorbierenden Atom und seinen ersten Nachbaratomen. Sowohl XANES als auch NEXAFS sind akzeptable Begriffe für dieselbe Technik. Wikipedia


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Wir präsentieren eine neue Methode zur Standardisierung von Typ Ia Supernova (SN Ia) Leuchtkraft auf ⪉0.13 mag unter Verwendung von Flussverhältnissen aus einem einzelnen flusskalibrierten Spektrum pro SN. Mit der Spektrophotometrie von 58 SNe Ia in der nahe gelegenen Supernova Factory führten wir eine unverzerrte Suche nach Flussverhältnissen durch, die mit der SN Ia-Leuchtkraft korrelieren. Nachdem wir die Methode entwickelt und die besten Verhältnisse aus einer Trainingsstichprobe ausgewählt hatten, verifizierten wir die Ergebnisse an einer separaten Validierungsstichprobe und mit Daten aus der Literatur. Wir haben mehrere Flussverhältnisse identifiziert, deren Korrelationen mit der Leuchtkraft stärker sind als die der Lichtkurvenform und -farbe, zuvor identifizierte spektrale Merkmalsverhältnisse oder äquivalente Breitenmessungen. Insbesondere ist das Flussverhältnis R 642/443 = F(642

nm) hat eine Korrelation von 0,95 mit SN Ia absoluten Magnituden. Die Verwendung dieses einzelnen Verhältnisses als Korrekturfaktor erzeugt ein Hubble-Diagramm mit einer Reststreustandardabweichung von 0,125 ± 0,011 mag, verglichen mit 0,161 ± 0,015 mag bei Anpassung an die SALT2-Lichtkurvenform und die Farbparameter x 1 und c. Das Verhältnis R 642/443 ist ein wirksamer Korrekturfaktor sowohl für extrinsische Staubrötungen als auch für intrinsische Variationen wie die von SN 1991T-like und SN 1999aa-like SNe. In Kombination mit Breitband-Farbmessungen können spektrale Flussverhältnisse SN Ia-Beträge auf . standardisieren

0,12 mag. Dies sind die ersten Spektralmetriken, die robuste Verbesserungen gegenüber den Standardnormalisierungsmethoden basierend auf Lichtkurvenform und -farbe bieten, und sie bieten eines der Hubble-Diagramme mit der geringsten Streuung, die jemals veröffentlicht wurden.


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Wir erweitern unsere Untersuchung der Kerne von 3CR FR II Radiogalaxien durch optische HST-Bilder bis zu z = 0,3. In den meisten findet sich ein ungelöster Kern (Central Compact Core, CCC). Wir analysieren ihre Position in der Ebene, die von den Radio- und optischen Kernleuchtkräften gebildet wird, in Bezug auf ihre optischen spektralen Eigenschaften. Die Broad-lined Objects (BLO) haben die hellsten Kerne: Sie sind nur bei optischen Helligkeiten nu L nu > present vorhanden

4x 10 42 erg s -1, die wir vorschlagen, könnte eine Schwelle in der Strahlungseffizienz in Kombination mit einem kleinen Massenbereich Schwarzer Löcher darstellen. Ungefähr 40% der Galaxien mit hoher und niedriger Anregung (HEG und LEG) weisen CCC auf, die denen ähneln, die zuvor in FR I-Galaxien entdeckt wurden, in offensichtlichem Gegensatz zum Vereinigungsmodell. Die äquivalente Breite der [OIII]-Emissionslinie (in Bezug auf die Kernleuchtkraft) zeigt die Natur dieser Kerne, was darauf hinweist, dass die Kerne von HEG für unsere Sichtlinie verdeckt sind und nur Streustrahlung beobachtet wird. Dies impliziert, dass die Population von FR II aus Objekten mit unterschiedlichen Kerneigenschaften besteht und nur ein Bruchteil davon mit Quasaren vereint werden kann. Basierend auf Beobachtungen des Space Telescope Science Institute, das von der Association of Universities for Research in Astronomy, Incorporated, unter dem NASA-Vertrag NAS 5-26555 betrieben wird.


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Wir haben eine Stichprobe von 165 Radiogalaxien aus der Literatur zusammengestellt, um die Eigenschaften der ausgedehnten Emissionslinienregionen und ihre Wechselwirkung mit der Radioquelle über einen großen Rotverschiebungsbereich 0<z<5.2 zu untersuchen. Für jede Quelle haben wir Radio- (Größe, Keulenabstandsverhältnis und Leistung) und spektroskopische Parameter (Helligkeit, Linienbreite und äquivalente Breite) für die vier hellsten UV-Linien gesammelt. Wir führen auch einen Parameter A Lyα ein, der die Asymmetrie der Lyα-Linie misst, unter der Annahme, dass die intrinsische Rotverschiebung der Linie dieselbe ist wie die der He II λ 1640-Linie, und zeigen, dass dieser Parameter ein gutes Maß für die Absorptionsmenge in ist die Lyα-Linie. Unter Verwendung dieser 18 Parameter untersuchen wir die statistische Signifikanz aller 153 gegenseitigen Korrelationen und finden die folgenden signifikanten Korrelationen: (i) Lyα-Asymmetrie A Lyα mit Radiogröße D und Rotverschiebung z, (ii) Linienleuchtkraft mit Radioleistung, (iii) Linienhelligkeiten von Lyα, C IV, He II und C III miteinander und (iv) äquivalente Breiten von Lyα, C IV, He II und C III miteinander. Wir interpretieren die Korrelation zwischen Rotverschiebung und A Lyα als Zunahme der Menge von H I um Radiogalaxien bei z>3. Das fast ausschließliche Auftreten von H I -Absorption in kleinen Radioquellen könnte auf ein dichteres umgebendes Medium oder einen drucklosen Bereich mit niedriger Dichte hinweisen, wie von Binette etal (2000) ocite . vorgeschlagen. Korrelationen (ii) bis (iv) liefern Beweise für eine gemeinsame Energiequelle für die Funkleistung und die Gesamthelligkeit der Emissionslinie, wie sie in flussdichtebegrenzten Proben von Funkquellen gefunden wird. Die Leuchtkraft der Lyα-Linie gegenüber den anderen Emissionslinien und dem Kontinuum zeigt einen starken Anstieg bei z

gt 3, zusammenfallend mit der Zunahme der Menge der assoziierten H I-Absorption. Dies deutet auf eine erhöhte Menge an Wasserstoff, sowohl ionisiertem als auch neutralem, hin, der durchaus das Reservoir des ursprünglichen Wasserstoffs sein könnte, aus dem sich die Galaxie bildet. Diese Metallizitätsentwicklung zeigt sich auch in der Stickstoffhäufigkeit, die eine Variation von mehr als einer Größenordnung zeigt, wobei die z>3-Radiogalaxien nur die Z<2Z-Sonnenregion besetzen. Um den Ionisationsmechanismus der ausgedehnten Emissionslinienbereiche in HzRGs zu untersuchen, tragen wir die UV-Emissionsliniendaten in Linienverhältnis-Diagnosediagrammen auf. Die Diagramme mit den C IV-, He II- und C III-Linien mit hoher Ionisation scheinen frühere Ergebnisse zu bestätigen, die zeigen, dass die AGN-Photoionisation die beste Anpassung an die Daten liefert. Diese Modelle können jedoch das C II/C III-Verhältnis nicht anpassen, das näher an den Vorhersagen für die Stoßionisationsmodelle mit der höchsten Geschwindigkeit liegt. Wir stellen fest, dass die C II-Linie fünfmal empfindlicher gegenüber Schockionisation ist als die UV-Linien mit hoher Ionisation und zeigen, dass eine Kombination von Schock- und Photoionisation eine bessere Gesamtanpassung an die integrierten Spektren von HzRGs bietet. Ein wesentlicher Beitrag der Stoßionisation wird sich zuerst in stoßempfindlichen Linien wie C II oder Mg II zeigen. Wir bestätigen auch die Ergebnisse von Best et al. (2000b) ocite dass Stoßionisation fast ausschließlich in kleinen Radioquellen auftritt, und zeigen, dass die Winkelgrößenverteilung tatsächlich die Unterschiede in drei HzRG-Kompositspektren erklären kann. Weil die meisten HzRGs Funkgrößen haben


Abstrakt. Das Profil, die Radialgeschwindigkeit und die äquivalente Breite der interstellaren Linien von Na I (5890.0, 5895.9 ˚A) und KI (7699,0 ˚A) wurden aus Echelle+CCD-Beobachtungen bei einem Auflösungsvermögen △ / △ λ ,16.500 für 32 O und . erhalten frühe B-Sterne leiden unter einer Rötung zwischen EB−V =0.06 und 1.57. Die Daten wurden verwendet, um eine Beziehung zwischen äquivalenter Breite und Rötung zu suchen und zu kalibrieren. Wenn die interstellaren Linien eine einzelne und scharfe Komponente aufweisen, wurden nützliche Beziehungen abgeleitet, um die Rötung aus äquivalenten Breiten abzuschätzen. Die Beziehung für Na I ist im Bereich 0.0 ≤ EB−V ≤0.4 am empfindlichsten, und die für K I übernimmt bei höherer Rötung. Äquivalente Breitenmessungen von guter Qualität ermöglichen eine Schätzung von EB−V mit einer Genauigkeit von etwa 0,05 mag. Für Mehrkomponentenprofile von Na I- und K I-Linien ist die Schätzung der Rötung mit einer allgemeinen Streuung von 0.15 mag mehrdeutig. Enge Mischungen mehrerer Komponenten erlauben nur eine Schätzung einer Obergrenze für EB-V. Schlüsselwörter: interstellares Medium: Atome – interstellares Medium: Staub, Extinktion 1.


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Vorlesung 15: Stellare Atmosphären, veränderliche Sterne

Sternatmosphären: Wie die Schichten über der Photosphäre das Spektrum eines Sterns beeinflussen

Was steuert die Breite und Stärke von Spektrallinien?

Die "Stärke" einer Spektrallinie ist die Fläche der Spektrallinie in einem Wellenlängen-Intensitäts-Diagramm - oft ausgedrückt als "äquivalente Breite".

Um zu verstehen, was die Breite und Stärke einer Linie beeinflusst, denken Sie daran, was eine Spektrallinie verursacht: einzelne Atome oder Moleküle, die Elektronen enthalten, die ihre Bahnen ändern.

Wenn einem Atom ein Elektron vollständig entfernt wurde, spricht man von ionisiert. "Neutral" H, was bedeutet, dass sein Elektron noch voreingestellt ist, wird als HI bezeichnet, während ionisierter Wasserstoff als HII bezeichnet wird. Beachten Sie, dass Elemente mit mehr Elektronen Werte wie FeIX haben können, was bedeutet, dass 8 Elektronen entfernt wurden.

Stärke einer Linie: Abhängig von der Anzahl der Atome/Moleküle mit Elektronen in der Startbahn der betrachteten Spektrallinie. Zum Beispiel beinhaltet die H-Linie bei 656,3 nm ein Elektron, das sich von Level 2 zu Level 3 bewegt, wenn es in Absorption gesehen wird. Damit die H-Atome Elektronen auf Ebene 2 haben, müssen sie bereits ein Photon absorbiert haben, das sie von Ebene 1 auf Ebene 2 angehoben hat – eine sehr kalte Region hat keine H-Absorption, weil es keine Atome mit Elektronen in Ebene gibt 2. Der Text in Kapitel 4 zeigt, wie ein Zweig der Physik namens "Statistische Mechanik" verwendet werden kann, um die relative Anzahl von Atomen in verschiedenen Zuständen zu berechnen - die Anzahl hängt von der Gesamtzahl der vorhandenen Atome und der Temperatur ab.

In der Abbildung unten ist N = Gesamtzahl der H-Atome, N1= Zahl mit Elektronen im Grundzustand, N2= Zahl mit Elektronen in Ebene 2, N+= Anzahl der ionisierten Atome.

Die Zahl in jedem Zustand ist eine Funktion der Temperatur.

Die Stärke einer Spektrallinie, gemessen an der äquivalenten Breite, hängt von der Anzahl der Atome entlang der Sichtlinie ab, die sich im richtigen Zustand befinden, um ein Photon zu absorbieren:

Wenn wir die äquivalente Breite messen, messen wir, wie viele Photonen absorbiert wurden und nehmen an, dass wir den Absorptionskoeffizienten für das fragliche Atom in einem Labor messen können, erhalten wir N und damit die "Häufigkeit" des Elements im Stern. Die tatsächliche Messung ist schwierig, weil wir L nicht kennen und entweder die Größe relativ zum Wasserstoff angeben müssen oder ein komplizierteres Schema zur Schätzung von L haben.

Linienbreite: Hängt von mehreren Faktoren ab:

  • Die natürliche Verbreiterung resultiert aus der Tatsache, dass die Quantenmechanik zeigt, dass die Energie eines Elektrons nicht genauer spezifiziert (oder bekannt) werden kann als
  • Die thermische Aufweitung ist auf die Bewegungen der Atome zurückzuführen, da sie eine bestimmte Temperatur T haben:
  • Kollisionsverbreiterung resultiert aus Kollisionen zwischen Atomen -- hängt von der Häufigkeit der Kollisionen und damit von der Dichte des Gases ab
  • Jede Bewegung der Atome führt zu einer Dopplerverschiebung. Dies kann entweder die beobachtete Wellenlänge einer Linie ändern oder wenn eine Ansammlung von sich zufällig bewegenden Wölkchen beobachtet wird, kann die Linie auch breiter werden.

Jeder Stern, dessen Leistung unabhängig von der Ursache variiert, wird als veränderlicher Stern bezeichnet.

Die Tradition für die Benennung veränderlicher Sterne besteht darin, dass die ersten in einer Konstellation gefundenen Sterne den Namen R ConName erhalten, wobei ConName = Name der Konstellation. Die zweite ist S ConName und dann über Z gehen die Namen dann zu RR über RZ, SS zu SZ und so weiter bis ZZ. Die Namen gehen dann zu AA und so weiter. Wenn eine Konstellation viele Variablen hat, haben die Namen die Form V335, V336 usw.

Kategorien variabler Sterne:

Pulsierende Variablen: Größe wiederholbar ändern.

-- Pop II Steinpilze = W Vir Sterne, P

-- verschiedene Sterne mit Perioden gemessen in Stunden

Die Lichtleistung von pulsierenden Variablen ändert sich, weil sich der Stern ausdehnt und zusammenzieht (und damit abkühlt und aufheizt).

Beachten Sie, wie die Helligkeitsänderungen mit den Änderungen der Temperatur und des Radius zusammenhängen. Phase bezieht sich auf den Bruchteil der Periode des Sterns.

Wenn Sie zu jedem Zeitpunkt die Temperatur messen können, können Sie das Verhältnis der Radien berechnen.

Sie können auch die P-L-Beziehungen für solche Sterne verstehen: Sie resultieren aus Sternen mit höherer Masse und höherer Leuchtkraft. Je massereicher der Stern, desto länger die Periode.

Stellen Sie sich vor, die äußeren Schichten des Sterns befinden sich in einer radialen Umlaufbahn in Bezug auf den Kern des Sterns. Die äußeren Schichten müssten dem 3. Keplerschen Gesetz gehorchen:

Die Periode einer pulsierenden Variablen ist umgekehrt proportional zur Quadratwurzel ihrer Dichte – rote Riesen mit niedriger Dichte haben lange Perioden, während Cepheiden mit viel höherer Dichte kurze Perioden haben. Denken Sie daran, dass die Zentraltemperatur eines Sterns proportional zum Zentraldruck/-dichte ist, was bestätigt, dass längere Perioden mit höheren Zentraltemperaturen einhergehen, die eine höhere Leuchtkraft erzeugen.

Nicht pulsierende Variablen umfassen

-- T-Tauri-Sterne, die Vorhauptreihensterne sind, die noch kein hydrostatisches Gleichgewicht erreicht haben. Ihre Variabilität ist wahrscheinlich eine extreme Form von magnetischen Stürmen und Flares.

-- Flare-Sterne sind junge M-Zwerge, bei denen ein so energiereiches Ereignis wie ein typisches Flare auf der Sonne die Helligkeit dieser schwachen Sterne um den Faktor zwei oder mehr erhöhen kann.

Zusammengenommen deuten T Tau-Sterne und Flare-Sterne darauf hin, dass Sterne stärkere Magnetfelder und damit verbundene Aktivität aufweisen als ältere Sterne. Es ist auch bekannt, dass junge Sterne viel schneller rotieren als die Sonne, was die höhere Aktivität erklären könnte. Werden Sterne im Alter langsamer, weil der Drehimpuls auf Planeten übertragen wird?

-- Magnetische Variablen haben variable Spektren und starke Magnetfelder. Eine Erklärung kann sein, dass die Magnet- und Rotationsachse nicht ausgerichtet sind.

-- RS CVn-Sterne sind Doppelsterne mit Rotationsgeschwindigkeiten, die synchron mit ihren wenigen Tagesumlaufperioden verbunden sind. Die schnelle Rotation treibt magnetische Aktivität und Flares an.

-- Kataklysmische und eruptive Variablen umfassen Novae und Supernovae.

-- Verfinsternde Doppelsterne sind Doppelsterne, bei denen wir die Umlaufbahnen fast am Rand sehen. Die Form der Lichtkurve gibt Aufschluss über die Neigung des Systems:


Die schwächsten Zwerggalaxien

Joshua D. Simon
vol. 57, 2019

Abstrakt

Die niedrigste Leuchtkraft (L) Milchstraßen-Satellitengalaxien stellen die äußerste untere Grenze der Galaxienleuchtkraftfunktion dar. Diese ultradünnen Zwerge sind die ältesten, am stärksten von dunkler Materie dominierten, metallarmen und chemisch am wenigsten entwickelten Sternsysteme . Weiterlesen

Ergänzende Materialien

Abbildung 1: Zählung von Milchstraßen-Satellitengalaxien als Funktion der Zeit. Die hier gezeigten Objekte umfassen alle spektroskopisch bestätigten Zwerggalaxien sowie solche, die nach l als Zwerge vermutet werden.

Abbildung 2: Verteilung von Milchstraßensatelliten in absoluter Helligkeit () und Halblichtradius. Bestätigte Zwerggalaxien werden als dunkelblau gefüllte Kreise angezeigt, und Objekte, von denen vermutet wird, dass sie Zwerggalaxien sind.

Abbildung 3: Geschwindigkeitsdispersionen in der Sichtlinie ultraschwacher Milchstraßensatelliten als Funktion der absoluten Helligkeit. Messungen und Unsicherheiten werden als blaue Punkte mit Fehlerbalken angezeigt und 90 % c.

Abbildung 4: (a) Dynamische Massen ultraschwacher Milchstraßensatelliten als Funktion der Leuchtkraft. (b) Masse-zu-Licht-Verhältnisse innerhalb des Halblichtradius für ultraschwache Milchstraßensatelliten als Funktion.

Abbildung 5: Mittlere stellare Metallizitäten von Milchstraßen-Satelliten als Funktion der absoluten Helligkeit. Bestätigte Zwerggalaxien werden als dunkelblau gefüllte Kreise und als Zwergobjekte vermutete Objekte angezeigt.

Abbildung 6: Metallizitätsverteilungsfunktion von Sternen in ultraschwachen Zwergen. Referenzen für die hier gezeigten Metallizitäten sind in der ergänzenden Tabelle 1 aufgeführt. Wir stellen fest, dass diese Daten ziemlich heterogen sind.

Abbildung 7:Chemische Häufigkeitsmuster von Sternen in UFDs. Hier sind (a) [C/Fe]-, (b) [Mg/Fe]- und (c) [Ba/Fe]-Verhältnisse als Funktionen der Metallizität dargestellt. UFD-Sterne werden als farbiger Diamo dargestellt.

Abbildung 8: Erkennbarkeit schwacher Sternsysteme als Funktionen von Entfernung, absoluter Helligkeit und Vermessungstiefe. Die rote Kurve zeigt die Helligkeit des 20. hellsten Sterns in einem Objekt als Funkti.

Abbildung 9: (a) Farb-Helligkeits-Diagramm von Segue 1 (Photometrie von Muñoz et al. 2018). Die schattierten blauen und rosa Helligkeitsbereiche geben die ungefähre Tiefe an, die mit dem vorhandenen Medium erreicht werden kann.


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

Forschungsergebnis : Beitrag zu Zeitschrift › Artikel › peer-review

4.5 im erweiterten Chandra Deep Field South (ECDFS). Wir zeigen, dass unsere Quellenauswahlverfahren sowohl in der intrinsischen Lyα-Leuchtkraftfunktion als auch in der Lyα-EW-Verteilung nur schwache Verzerrungen vom Eddington-Typ erzeugen. Die beobachtete EW-Verteilung ist jedoch stark verzerrt, wenn man nur LAEs mit Detektionen im Kontinuum betrachtet. Die Berücksichtigung der Breitband-Nicht-Erkennungen erfordert eine Anpassung der Verteilung des Breitband-zu-Schmalband-Verhältnisses, was dann eine größere EW-Verteilungsskalenlänge ergibt. Unter der Annahme einer exponentiellen Form der intrinsischen Lyα-EW-Verteilung dN/dEW = N exp-EW/W0 erhalten wir W0 = 167+44 -19 (unkorrigiert für IGM-Absorption von Lya und sg = 160+43 -12 < AA>für eine Gaußsche EW-Verteilung). Wir diskutieren den wahrscheinlichen Bereich von IGM-Absorptionseffekten im Lichte neuerer Messungen von Lyα-Linienprofilen und Geschwindigkeitsoffsets. Unsere Daten stimmen damit überein, dass Lyα EW unabhängig von der UV-Leuchtkraft ist (d. h. wir sehen keine Beweise für den 'Ando'-Effekt). Unsere Simulationen implizieren auch, dass Breitbandbilder 0,5-1 mag tiefer sein sollten als Schmalbandbilder für eine effektive und einigermaßen vollständige LAE-Untersuchung. Im Vergleich mit konsistenten Messungen bei anderen Rotverschiebungen sehen wir eine starke Entwicklung in der Lyα-EW-Verteilung mit Rotverschiebung, die als Potenzgesetzform von W0 ξ (1 + z)ξ verläuft, mit = 1,1 ± 0,1 (0,6 ± 0,1), wenn keine IGM-Korrekturen werden auf die Lyα-Linie angewendet oder ξ = 1,7 ± 0,1 (1,2 ± 0,1) nach Anwendung einer maximalen IGM-Absorptionskorrektur auf die Lyα-Linie für eine exponentielle (a Gaußsche) EW-Verteilung von z = 0,3 bis 6,5.",

T1 - Lyα-äquivalente Breitenverteilung von Lyα-emittierenden Galaxien bei Rotverschiebung z

N2-Lyα-Linienäquivalentbreiten (EWs) liefern wichtige Hinweise auf die physikalische Natur von hochrotverschobenen Lyman-Alpha-Emittern (LAEs). Die Messung der Lyα-EW-Verteilung von hoch-z-Schmalband-selektierten LAEs kann jedoch schwierig sein, da viele Quellen nicht über eine gut gemessene Breitband-Photometrie verfügen. Wir untersuchen die möglichen Verzerrungen bei der Messung der intrinsischen Lya-EW-Verteilung für eine LAE-Probe bei z

4.5 im erweiterten Chandra Deep Field South (ECDFS). Wir zeigen, dass unsere Quellenauswahlverfahren sowohl in der intrinsischen Lyα-Leuchtkraftfunktion als auch in der Lyα-EW-Verteilung nur schwache Verzerrungen vom Eddington-Typ erzeugen. Die beobachtete EW-Verteilung ist jedoch stark verzerrt, wenn man nur LAEs mit Detektionen im Kontinuum betrachtet. Die Berücksichtigung der Breitband-Nicht-Erkennungen erfordert eine Anpassung der Verteilung des Breitband-zu-Schmalband-Verhältnisses, was dann eine größere EW-Verteilungsskalenlänge ergibt. Unter der Annahme einer exponentiellen Form der intrinsischen Lyα-EW-Verteilung dN/dEW = N exp-EW/W0 erhalten wir W0 = 167+44 -19 Å (unkorrigiert für die IGM-Absorption von Lya und sg = 160+43 -12 Å für ein Gaussian EW-Verteilung). Wir diskutieren den wahrscheinlichen Bereich von IGM-Absorptionseffekten im Lichte neuerer Messungen von Lyα-Linienprofilen und Geschwindigkeitsoffsets. Unsere Daten stimmen damit überein, dass Lyα EW unabhängig von der UV-Leuchtkraft ist (d. h. wir sehen keine Beweise für den 'Ando'-Effekt). Unsere Simulationen implizieren auch, dass Breitbandbilder 0,5-1 mag tiefer sein sollten als Schmalbandbilder für eine effektive und einigermaßen vollständige LAE-Untersuchung. Im Vergleich mit konsistenten Messungen bei anderen Rotverschiebungen sehen wir eine starke Entwicklung in der Lyα-EW-Verteilung mit Rotverschiebung, die als Potenzgesetzform von W0 ξ (1 + z)ξ verläuft, mit = 1,1 ± 0,1 (0,6 ± 0,1), wenn keine IGM-Korrekturen werden auf die Lyα-Linie angewendet oder = 1,7 ± 0,1 (1,2 ± 0,1) nach Anwendung einer maximalen IGM-Absorptionskorrektur auf die Lyα-Linie für eine exponentielle (a Gaußsche) EW-Verteilung von z = 0,3 bis 6,5.

AB-Lyα-Linienäquivalentbreiten (EWs) liefern wichtige Hinweise auf die physikalische Natur von hochrotverschobenen Lyman-Alpha-Emittern (LAEs). Die Messung der Lyα-EW-Verteilung von hoch-z-Schmalband-selektierten LAEs kann jedoch schwierig sein, da viele Quellen keine gut gemessene Breitband-Photometrie haben. Wir untersuchen die möglichen Verzerrungen bei der Messung der intrinsischen Lya-EW-Verteilung für eine LAE-Probe bei z


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