Astronomie

J a-t-il été utilisé seul comme type spectral ?

J a-t-il été utilisé seul comme type spectral ?


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En répondant à la question « Pourquoi les classes de naines brunes ont-elles été surnommées L, T et Y ? » J'ai remarqué que dans l'article Kirkpatrick et al. (1999) "Dwarfs Cooler than 'M': The Definition of Spectral Type 'L' Using Discoveries from the 2 Micron All-Sky Survey (2MASS)", la lettre "J" a été exclue comme étant utilisée comme carbone standard type d'étoile.

Jusqu'à présent, je n'ai pas vu de source qui utilise "J" comme type d'étoile de carbone en soi, je ne l'ai vue qu'en combinaison avec "C", par ex. "C3,3J" ou "C-J4 C2 5" (tous deux de XHIP). Cela contraste avec les autres types d'étoiles au carbone "R" et "N" qui ont certainement été utilisés comme identifiants séparés.

"J" a-t-il déjà été utilisé comme type spectral autonome, par ex. « J3 » ?


Pour autant que je sache, le type J a été introduit par Bouigue (1954) et a ensuite souvent été appelé "étoiles de type J" ou "étoiles J", par ex. Abia & Isern (2000). Cela a probablement conduit à la désignation de type J comme "en cours d'utilisation", bien que les types spectraux eux-mêmes semblent avoir toujours été utilisés en combinaison avec "C".


Signatures spectrales

Alors que la signature spectrale du centre NV est connue depuis longtemps, la structure du défaut correspondant a été établie dans les années 1960 et 1970 grâce à des expériences d'irradiation et de recuit combinées à la spectroscopie optique [144] . Comme le montre la figure 13.24 a, le centre NV se compose d'un atome d'azote de substitution à côté d'un atome de carbone manquant (lacune) dans le réseau de diamant. L'axe reliant l'atome d'azote à la lacune adjacente peut se situer le long de l'une quelconque des quatre (1 1 1) directions cristallographiques du réseau de diamant. Étant donné que l'azote ou le vide peuvent reposer sur un site particulier, un total de huit configurations est autorisé. Le centre NV a une symétrie trigonale (groupe de points C 3 v ) avec une triple symétrie de rotation autour de l'axe N-V. Comme discuté ci-dessous, le centre NV a deux transitions optiques avec des moments dipolaires orthogonaux à l'axe N-V. En conséquence, la polarisation de la lumière émise par un centre NV dépend à la fois de l'orientation de l'axe N-V, et de la direction de l'émission lumineuse, et donc de l'orientation cristalline de la surface polie. La figure 13.24 b–d illustre cette géométrie pour des échantillons de diamant polis selon (1 0 0), (1 1 0) et (1 1 1). Pour une surface (1 0 0), l'amplitude de l'angle entre l'axe N-V et la normale à la surface est la même pour toutes les orientations, mais en collectant la lumière normale à cette surface, on observera une polarisation préférentielle le long de l'une des deux directions possibles. Pour une surface (1 1 0) il existe deux orientations avec l'axe N-V parallèle à la surface, offrant un accès optique médiocre, tandis que les autres orientations, qui sont majoritairement hors plan, ont une géométrie de collection plus favorable. Pour une surface (1 1 1), il existe trois orientations N-V avec un accès optique médiocre, mais la quatrième orientation a l'axe N-V exactement normal à la surface, de sorte que les deux transitions dipolaires peuvent être excitées de manière optimale et l'émission collectée le plus efficacement.

Graphique 13.24. Structure du centre de lacune d'azote dans le diamant, vue depuis (a) une direction à faible symétrie, (b) le long de [1 0 0], (c) le long de [1 1 0], et (d) le long de [1 1 1]. Les sphères jaunes, les sphères bleues et les cercles en pointillés représentent respectivement les atomes de carbone, les atomes d'azote et les lacunes.

Les centres NV peuvent être créés de plusieurs manières. Pour un diamant d'une pureté donnée, les centres NV créés pendant la croissance du diamant semblent avoir les meilleures largeurs de raies optiques à basse température et les meilleures propriétés de cohérence de spin. La figure 13.25 a montre une image de microscopie confocale optique de centres NV uniques dans un échantillon de diamant naturel. Comme la surface de cet échantillon est polie le long de (1 1 1), les quatre orientations des centres NV peuvent être déterminées uniquement par la dépendance de la polarisation d'excitation [145] . Il a été récemment découvert [146] que dans le diamant synthétique cultivé par dépôt chimique en phase vapeur (CVD) sur une surface (1 1 0), les centres NV peuvent être cultivés préférentiellement dans les deux orientations hors du plan, [ 1 1 ¯ 1 ¯ ] et [ 1 ¯ 1 1 ¯ ] , comme le montre la figure 13.25 b. Comme mentionné ci-dessus, si le centre NV est excité sans résonance ou à température ambiante, le mélange résultant de la lumière émise par les deux transitions dipolaires peut être collecté plus efficacement pour cette géométrie que pour les centres NV inférieurs à a (1 0 0)- surface polie. Il a également été montré que des centres NV avec de bonnes propriétés peuvent être obtenus dans des films minces développés par CVD [147-149] .

Graphique 13.25 . Images de microscopie confocale des centres NV. Dans (a, b), la dépendance de l'intensité d'émission sur la polarisation laser a été codée en couleur. (a) Centres NV dans le diamant naturel, imagés à travers une surface (1 1 1). Les quatre orientations se distinguent clairement par leur dépendance de polarisation. Taille de numérisation : 12 m . Voir Alegre et al., Réf. [145] . (b) Centres NV dans un diamant synthétique cultivé sur une surface (1 1 0), montrant une orientation préférentielle hors du plan. Taille de numérisation : 77 m . Voir Edmonds et al., Réf. [146] . (c) Centres NV réalisés par implantation d'ions d'azote à travers des nano-ouvertures définies par lithographie.

Image reproduite avec l'aimable autorisation de David Toyli. Voir aussi Réf. [154] .

Pour obtenir une densité plus élevée de centres NV, ou pour obtenir une densité utile en diamant ultra-pur avec des concentrations en azote de l'ordre de la partie par milliard, diverses techniques d'implantation et d'irradiation ont été développées. Par exemple, des ions azote peuvent être implantés à des profondeurs allant de quelques nanomètres à quelques microns, selon la tension d'accélération choisie. L'échantillon est ensuite recuit dans un environnement sans oxygène à des températures allant généralement de 600 à 1000 °C, où les lacunes deviennent mobiles et peuvent se combiner avec des impuretés azotées pour former des centres NV [150-152] . L'efficacité de la conversion d'un atome d'azote implanté en un centre NV n'est généralement que de l'ordre de ≈ 5 %, mais peut être augmentée en utilisant la co-implantation avec du carbone pour augmenter le nombre de lacunes [153] . L'implantation ionique peut être réalisée à travers un masque défini lithographiquement [154] , comme le montre la figure 13.25c, ou à travers une ouverture balayée [155, 156] , pour contrôler les positions où les centres NV se formeront à quelques dizaines de nanomètres près. Les propriétés optiques et de spin des centres NV formés par l'implantation et le recuit d'ions d'azote sont généralement dégradées, par rapport aux centres NV tels que cultivés dans le même matériau. On pense que cela résulte des interactions entre le centre NV et d'autres défauts dans son voisinage résultant de dommages d'implantation. Des étapes supplémentaires de recuit à haute température ont été développées pour récupérer de meilleures propriétés [157] .

On peut également convertir l'azote existant en centres NV en utilisant une irradiation d'électrons MeV pour créer des lacunes, suivie d'un recuit [144,158,159] . Bien que cette méthode, en elle-même, ne permette pas de contrôler la position des centres NV (les électrons peuvent parcourir des millimètres à travers le cristal aux énergies requises pour créer des lacunes), les centres NV créés par cette méthode peuvent avoir des propriétés aussi bonnes que celles des centres NV créés lors de la croissance cristalline [160] . L'implantation avec d'autres particules telles que des protons, des neutrons, des ions hélium et des ions gallium peut également être utilisée [161-164] .

Aucune des méthodes démontrées à ce jour ne peut créer de manière déterministe un seul centre NV à un emplacement précis et avec une orientation contrôlée. Même une implantation ionique déterministe [165,166] ne serait pas suffisante, car l'efficacité de conversion d'un ion implanté vers un centre NV est faible avec les techniques existantes.


PHYSIQUE DE LA NANOSTRUCTURE, PROFONDEUR VS. MODE

Résumé de l'éditeur

Ce chapitre donne un aperçu de la physique des nanostructures. Il traite des systèmes mésoscopiques et des corrélations spectrales dans la physique des nanostructures. Les systèmes mésoscopiques peuvent être l'arène idéale pour étudier l'interface entre la mécanique quantique et la physique statistique et macroscopique. La première leçon que la recherche sur la mésoscopique a apportée à ceux qui ne l'ont pas appréciée auparavant est la distinction fondamentale entre les deux différentes sortes de diffusion que peut subir un électron dans un solide. Le problème suivant que les expériences mésoscopiques ont clarifié est le fait que de tels échantillons ne sont pas assez grands pour être auto-moyennés à basse température. Certaines questions théoriques en suspens qui restent sont une meilleure compréhension des effets des interactions électron-électron sur le déphasage et la relaxation, les propriétés d'équilibre et le transport. Même la validité de la théorie de la mise à l'échelle à paramètre unique de la localisation des électrons sans interaction est toujours en débat. Enfin, les recherches mésoscopiques devraient apporter un éclairage nouveau sur la théorie de la mesure quantique. Les expérimentations devraient aider à faire la lumière sur toutes ces questions.


Occurrence de systèmes planétaires dans l'univers comme problème en astronomie stellaire

Dans de nombreux problèmes impliquant des binaires, des étoiles en rotation et des systèmes planétaires, le moment angulaire sert de paramètre important en plus de la masse, et mérite quelques considérations particulières. Dans cet article, les orientations dans l'espace des vecteurs de moment angulaire stellaire sont d'abord discutées à la lumière de données empiriques, et leur origine est ensuite expliquée en termes de modèles simples.

Les relations mutuelles entre ces trois sortes d'objets cosmiques sont ensuite examinées. On constate que la formation des systèmes planétaires est étroitement liée au freinage de la rotation stellaire et doit être génétiquement différente de celle des binaires. Pour cette raison, l'occurrence de fréquence et peut-être même la nature des systèmes planétaires autour des étoiles de la séquence principale postérieures à F 5 peuvent être estimées à partir du comportement rotationnel des étoiles de la séquence principale des premiers types spectraux. Selon cette estimation, la taille de notre propre système planétaire se situe dans la fourchette estimée.


Énergie solaire thermique, applications de chaleur industrielle

Sanjay Vijayaraghavan, D.Y. Goswami , dans Encyclopédie de l' énergie , 2004

4.1 La méthode d'utilisabilité

L'utilisabilité, , a été utilisée pour décrire la fraction de flux solaire absorbée par un capteur qui est délivrée au fluide de travail. Sur une échelle de temps mensuelle,

Ici, la barre supérieure est utilisée pour indiquer les valeurs moyennes mensuelles, Qvous est la livraison d'énergie utile totale quotidienne moyenne mensuelle, F est un facteur de transfert de l'échangeur de chaleur, η ¯ o est le rendement optique moyen journalier du capteur, et jec est le rayonnement solaire quotidien moyen mensuel incident sur les capteurs. ¯ est la fraction du flux solaire absorbé qui est délivrée au fluide dans un capteur fonctionnant à une température fixe Tc. Le concept φ ¯ ne s'applique pas à un système composé de collecteurs, de stockage et d'autres composants où la valeur de Tc varie continuellement. Cependant, avec la plupart des concentrateurs pour des rapports de concentration supérieurs à 10, le collecteur est relativement insensible à une petite plage de températures de fonctionnement. Pour vérifier cette hypothèse pour un processus particulier, les valeurs de ¯ aux extrêmes de l'excursion de température attendue peuvent être comparées.

La valeur de ¯ dépend de nombreux paramètres système et climatiques. Collares-Pereira et Rabl ont montré que seulement trois sont du premier ordre : l'indice de clarté K T le rapport d'intensité critique X ¯ et le rapport r d / r T . Le premier est lié aux statistiques d'ensoleillement, le second aux paramètres et conditions de fonctionnement des capteurs, et le troisième au suivi des capteurs et à la géométrie solaire.

Des expressions empiriques pour φ ¯ ont été développées pour plusieurs types de collecteurs.

Par exemple, pour les collectionneurs sans suivi,

Ici, X ¯ est le rapport d'intensité critique quotidienne moyenne mensuelle, défini comme le rapport de la perte de chaleur du capteur au flux solaire absorbé à la condition « pas de livraison d'énergie nette ». L'indice de clarté moyen mensuel K T est défini comme le rapport du rayonnement total quotidien moyen mensuel sur une surface horizontale à celui sur une surface correspondante en dehors de l'atmosphère terrestre. Le rapport r d / r T est un facteur qui dépend de la géométrie solaire et du suivi des capteurs. Des expressions sont disponibles et tabulées pour différents types de collecteurs.

Des équations similaires sont disponibles pour d'autres types de collecteurs et d'autres valeurs d'indice de clarté. Dans certains cas, le temps de collecte Δtc pourrait devoir être déterminé pour les collecteurs sans suivi et à faible concentration.

Une méthode bien connue pour calculer les performances à long terme des systèmes de capteurs avec stockage utilise la méthode « f-Chart » développée par Klein et Beckman. La méthode f-Chart peut être utilisée pour estimer la fraction de la charge qui sera satisfaite par le système solaire thermique. La méthode utilise l'utilisabilité (définie différemment de la méthode donnée précédemment) et quelques autres paramètres non dimensionnels pour prédire la fraction de charge solaire mensuelle Fs. Les prédictions sont basées sur les résultats de simulations pour diverses conditions climatiques par un modèle informatique à échelle horaire.


J a-t-il été utilisé seul comme type spectral ? - Astronomie

mar, 09 mars 2021 15:32:45 +0000

5000 sur une plage de longueurs d'onde instantanées de 366 à 959 nm ou à une résolution de R

20000 sur deux gammes de longueurs d'onde plus limitées. WEAVE a été livré au WHT et sera dans le ciel à l'été 2021 pour fournir les coordonnées complètes de l'espace des phases d'environ 3 millions d'étoiles dans le ciel du nord sélectionnées avec le satellite Gaia de l'ESO, l'analyse chimique de plus d'un million d'étoiles de Gaia, un demi-million d'étoiles massives dans le plan galactique, distances et propriétés des galaxies sélectionnées à partir des relevés d'ondes radio à basse fréquence menés avec LOFAR, spectroscopie « tridimensionnelle » de galaxies sélectionnées à partir de relevés utilisant le nouveau réseau plan focal Apertif au WSRT, et des études approfondies des amas de galaxies et des galaxies à décalage vers le rouge modéré. Je discuterai de la conception de WEAVE, de son état actuel et des huit enquêtes qui composent l'enquête WEAVE sur 5 à 7 ans.</div> <div> </div> <div> Enregistrement zoom : <a>https://uky.zoom.us/rec /share/rrYRpPaaPnBTWbBaaGwiVI_M_wgYn8wtBnZc9WOTQU5QTsqs_d72eMamjSkCk9mF.spTKWwXs6MhsQKlX</a></div></div></div></div><div field-name-champ-tags référence terme champ type taxonomie champ étiquette en ligne clearfix & quot & gt & ltdiv & lt / div & gt & ltul en ligne & quot & gt & ltli href = & quot / tag / astronomie & quot typeof ="skos:Concept" property="rdfs:label skos:prefLabel" datatype="">astronomy</a></li><li href="/tag/physics-astronomy" typeof="skos:Concept"" property=>gtquotrdfs:label astronomy"/typeof="skos:Concept"" property=>gtquotrdfs:label skos<a<aphysique<a /ul></div><div field-name-field-event-type field-type-taxonomy-term-reference field-label-inline clearfix"><div of Event (pour regrouper les événements) : </div>< ul inline"><li href="/event-type/astro-seminar" typeof="skos:Concept" property="rdfs:label skos:prefLabel" datatype="">Astro Seminar</a></li><li href=/quot/event-event- séminaire" typeof="skos:Concept" property="rdfs:label skos:prefLabel" datatype="">Physique et astronomie Astro Séminaire</a></li></ul></div><ul inline/">"al firstcal/a""a le premiercal/mois""a /li> </ul>

jeu, 04 mars 2021 01:40:28 +0000

mer. 03 mars 2021 14:22:32 +0000

Lun, 01 mars 2021 17:40:12 +0000

Mar, 23 Fév 2021 15:16:32 +0000

20 streams avec plus de 50 nuits sur AAT. Dans cet exposé, je donnerai un bref aperçu de l'état actuel du programme, en soulignant les derniers résultats scientifiques de l'enquête, et je terminerai l'entretien avec le plan de publication des données publiques.</p> <p>Zoom Recording : <a>https://uky. zoom.us/rec/share/paz-EUSX-RPTLxR_bh9fOpUkrdfRrijEg3vPg7cdyqpX6EQREvS9LPJ8_O_SjsI.Z-EES8dDkrCZJ0-6</a></p>reference</div-type</lt/div field-name-div-line clearfix"><div </div><ul inline"><li href="/tag/astronomy" typeof="skos:Concept" property="rdfs:label skos:prefLabel" datatype="">astronomy</a>"/li=>" label skos:prefLabel" datatype="">physics &amp astronomy</a></li></ul></div><div field-name-field-event-type field-type-taxonomy-term-reference field-label-inline clearfix"><div of Even t (pour regrouper les événements) : </div><ul inline"><li href="/event-type/astro-seminar" typeof="skos:Concept" property="rdfs:label skos:prefLabel" datatype="">Astro Seminar</a>" /physics-and-astronomy-astro-seminar" typeof="skos:Concept" property="rdfs:label skos:prefLabel" datatype="">Séminaire d'astronomie physique et astronomie</a></li></ul></div>/mois<ul inline"as title="Afficher le calendrier.">Calendrier</a></li> </ul>

dim. 31 janv. 2021 17:58:40 +0000

dim. 31 janv. 2021 12:18:10 +0000

3.3, couvrant les 12 derniers Gyr de l'histoire cosmique. Je discuterai des implications pour les débits sortants et les facteurs de charge massique des vents galactiques. J'examinerai également les perspectives d'observation futures pour améliorer la connexion entre les flux de gaz et la teneur en métal et en gaz des galaxies, et pour étendre les études d'abondance en phase gazeuse à l'époque de la réionisation avec JWST.<br /><div> <br /><a>Zoom Enregistrement disponible : https : //uky.zoom.us/rec/share/MCnGRgZDUm9N46Kb_k5_fvd75YC-VtwPz0yXM93r_M2zvW31UB7L-cxpli1EPvZi.bdpaiGguZO-M53HI</a>reference field>/div></div/nom-div-term-nom-domaine-tag-nom>/a>reference field> -inline clearfix"><div </div><ul inline"><li href="/tag/astronomy" typeof="skos:Concept" property="rdfs:label skos:prefLabel" datatype="">-astro&nomy</a>"=hrefli" "rdfs:label skos:prefLabel" datatype="">physics &amp astronomy</a></li></ul></div><div field-name-field-event-type field-type-taxonomy-term- champ de référence-label-inline clearfix"><div de l'événement (pour regrouper les événements) : </div><ul inline"><li href="/event-type/astro-seminar" typeof="skos:Concept" property="rdfs:label skos>:prefLabel" datatype="a li><li href="/event-type/physics-and-astronomy-astro-seminar" typeof="skos:Concept" property="rdfs:label skos:prefLabel" datatype="">Séminaire d'astronomie physique et astronomie/<>>lt>lt/divulli>"ta ="/calendar-asdate/month" title="Afficher le calendrier.">Calendar</a></li> </ul>

Mer. 27 janv. 2021 18:08:12 +0000

mer. 27 janv. 2021 14:34:20 +0000

Lun, 25 janv. 2021 13:02:12 +0000

Lun, 04 janv. 2021 17:14:19 +0000

mar. 17 nov. 2020 16:13:35 +0000

mer. 23 sept. 2020 16:41:43 +0000

jeu, 03 sept. 2020 01:33:30 +0000

ven, 21 août 2020 12:46:07 +0000

jeu. 20 août 2020 23:44:44 +0000

Lun, 17 août 2020 17:36:00 +0000

Lun, 17 août 2020 16:15:40 +0000

0,003(1+z) photo-z pour jusqu'à 9E7 galaxies LRG et ELG plus plusieurs millions de QSO, échantillonnant un volume effectif de

1.3 atteindre l'expérience BAO radiale de stade IV. J-PAS devrait détecter

Amas et groupes de galaxies 7E5, fixant des contraintes sur l'énergie noire qui rivalisent avec celles obtenues à partir de ses mesures BAO. </span></span></p> <p dir="ltr"><span aux superbes caractéristiques du site (vue


Type d'étoile

Alkaid est une jeune étoile de type spectral B3 V, indiquant une étoile de couleur bleutée et toujours sur la séquence principale, brûlant de l'hydrogène en hélium dans son noyau. Il a 6,1 fois la masse du Soleil et 3,4 fois son rayon. Avec une température estimée à 15 540 K, Alkaid est environ 594 fois plus lumineuse que le Soleil. Il a une magnitude absolue de -0,67.

Alkaid (Eta Ursae Majoris), image : Wikisky

Alkaid est un spinner rapide, avec une vitesse de rotation projetée de 150 km/s. Son âge estimé n'est que de 10 millions d'années.

La température de surface élevée de l'étoile est probablement due à "l'assombrissement de la gravité", un phénomène courant chez les filateurs rapides. Les étoiles qui tournent si rapidement ont une forme sphéroïde aplatie et leur rayon équatorial est plus grand que leur rayon aux pôles. Parce que les pôles sont plus proches du centre de masse, ils ont une gravité de surface plus élevée, ainsi qu'une température plus élevée. En conséquence, leurs pôles sont plus brillants que l'équateur. Vega dans la constellation de la Lyre et Achernar dans l'Eridan, les 5e et 9e étoiles les plus brillantes du ciel, en sont deux autres exemples bien connus.

Les étoiles de type B ont une durée de vie assez courte. On s'attend à ce qu'Alkaid brûle son approvisionnement en carburant en moins de 100 millions d'années et commence à devenir un géant. Il finira par perdre ses couches externes pour devenir une naine blanche avec une masse d'environ 0,85 masse solaire.


1 Ceci est parfois appelé le « nombre de taches solaires Wolfer » dans les manuels de séries chronologiques. Voir Izenman [1].

2 Les fichiers de données pour tous les exemples de la revue de Feigelson sont disponibles sur http://xweb.nrl.navy.mil/timeseries/timeseries.html.

3 Par exemple, des événements qui relèvent de canaux d'énergie particuliers et d'une partie particulière de l'image du détecteur. Tous les événements enregistrés par le détecteur ne seront pas causés par les rayons X de la source cible. Une sélection d'événements est nécessaire pour réduire ou supprimer les événements de fond, les événements non liés aux rayons X et d'autres contaminants.

4 Les astronomes définissent généralement les QPO en termes de largeur du pic, si, par rapport à sa fréquence centroïde, F0: Q=F0/si les facteur de qualité (aussi appelé la cohérence) de l'oscillation. Les processus périodiques, quasi-périodiques et de bruit sont vaguement définis en fonction de leur Q valeurs : pics non résolus à très haute Q sont strictement périodiques, les pics à fini Q jusqu'à Q=2 sont définis comme des QPO (quasi-périodiques) et des caractéristiques encore plus larges (Q<2) sont généralement appelés bruit (apériodique).

5 Strictement, nous devrions considérer la non-stationnaire et la non-linéarité comme des propriétés de modèles ou de processus, et non comme des données, qui ne sont que des réalisations du processus. Dans le cas présent, le modèle peut être décrit comme non linéaire ou non stationnaire.

6 Cet algorithme semble avoir été découvert plusieurs fois. Des méthodes très similaires sont discutées par Ripley [58], § 4.5, Davies & Harte [59] et Davis et al. [60].

7 Dans certains contextes astronomiques, cela est aussi appelé fonction de transfert.

8 Le spectre croisé et la covariance croisée sont des homologues de Fourier, tout comme le spectre de puissance et l'auto-covariance sont des homologues de Fourier.

Une contribution de 17 à un numéro de réunion de discussion « Traitement du signal et inférence pour les sciences physiques ».


1.5. Estimation des paramètres atmosphériques stellaires

L'estimation des paramètres stellaires consiste à obtenir les paramètres atmosphériques à partir des spectres stellaires. Ces paramètres, tels que Teff (la température effective), log g (la gravité de surface) et [Fe/H] (la métallicité) reflètent les propriétés physiques intrinsèques des étoiles, telles que les âges, les masses et les abondances élémentaires. Du point de vue de l'apprentissage automatique, cette tâche peut être considérée comme une régression, dans laquelle les spectres représentatifs ainsi que les paramètres connus sont utilisés pour former un modèle de régression non linéaire. Ce modèle est ensuite utilisé pour prédire les paramètres atmosphériques stellaires inconnus. Étant donné que ANN est un modèle couramment utilisé pour la régression, il peut également être utilisé dans l'estimation des paramètres stellaires. Gulati et al. [53] entraînent un ANN avec des spectres synthétiques pour attribuer les températures effectives aux nains G-K. Bailer-Jones et al. [54] emploient des ANN pour produire des paramètres physiques pour les spectres stellaires observés. Ils génèrent une grille de spectres synthétiques pour une gamme de différents paramètres atmosphériques. Ces spectres stellaires optiques synthétiques sont utilisés pour former un réseau. Le réseau formé est ensuite utilisé pour déterminer la température effective de plus de 5 000 nains et géants réels observés. Par la suite, Bailer-Jones [55] étudie les performances de l'ANN dans l'estimation des paramètres stellaires avec des spectres à basse résolution et SNR. On constate que les réseaux de neurones peuvent donner une bonne détermination des paramètres stellaires même à faible résolution. Manteiga et al. [56] prennent les coefficients de la transformée de Fourier rapide (FFT) et de la transformée en ondelettes discrète (DWT) comme caractéristiques d'entrée d'un ANN qui est entraîné pour estimer les paramètres Teff, log g, [Fe/H] et [α/Fe]. Avec l'avancement des instruments d'observation, la quantité croissante de données spectrales rend possible la formation de réseaux plus sophistiqués. Yang et Li [57] utilisent l'auto-encodeur pour apprendre un ensemble de représentations locales à partir de spectres stellaires. Ensuite, ils utilisent un réseau de rétro-propagation (BP) pour estimer les paramètres stellaires.


Inventaire de masse de la zone de formation de la planète géante dans un analogue de nébuleuse solaire

La distribution de masse initiale dans la nébuleuse solaire est une donnée essentielle aux modèles de formation des planètes qui cherchent à reproduire le système solaire actuel 1 . Traditionnellement, les contraintes sur la distribution de masse de gaz sont dérivées des observations de l'émission de poussière des disques 2,3, mais cette approche souffre de grandes incertitudes dans l'opacité de la poussière et le rapport gaz/poussière 2 . D'autre part, les observations précédentes de traceurs de gaz ne sondaient que les couches superficielles au-dessus du réservoir massif 4 . Nous présentons ici les premières observations partiellement résolues spatialement du 13 C 18 O J = 3–2 raies d'émission dans le disque protoplanétaire le plus proche, TW Hydrae, un gaz traceur qui sonde la distribution de masse en vrac. En le combinant avec le C 18 O J = 3–2 émission et la HD précédemment détectée J = 1–0 flux, nous contrôlons directement la température du plan médian et les profondeurs optiques d'émission de gaz et de poussière. Nous rapportons une distribution de masse de gaz avec un rayon, R, de 13 − 5 + 8 × ( R / 20,5 au ) − 0,9 − 0,3 + 0,4 g cm −2 dans la zone de formation attendue des géantes gazeuses et glaciaires (5–21 au). Nous trouvons que le rapport massique du gaz total à la poussière de taille millimétrique est de 140 dans cette région, ce qui suggère qu'au moins 2,4M des agrégats de poussière ont atteint des tailles centimétriques (et peut-être beaucoup plus grandes). La distribution radiale de la masse de gaz est cohérente avec un profil de disque visqueux auto-similaire mais beaucoup plus plat que l'extrapolation postérieure de la distribution de masse dans nos propres systèmes planétaires et extrasolaires.

La théorie principale de la formation de planètes géantes est le scénario d'« accrétion de noyaux », dans lequel un noyau de roche et de glace se forme par la coagulation de planétésimaux jusqu'à ce qu'il devienne suffisamment massif pour accumuler une enveloppe gazeuse 1 . Dans cette théorie, la distribution spatiale du gaz dans la nébuleuse primitive est non seulement critique pour l'accrétion ultérieure de l'atmosphère des planètes géantes, mais joue également un rôle important dans les premiers processus de formation planétésimal, car le transport et le mélange des agrégats de grains dépendent sur la turbulence du gaz et la densité 5,6 .