Astronomie

Comment puis-je déterminer les luminosités des lignes à partir de mesures de largeur équivalentes ?

Comment puis-je déterminer les luminosités des lignes à partir de mesures de largeur équivalentes ?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

dK rk Fp nK qf hu HB bu oS XT it gx td

J'ai un ensemble de mesures de largeur équivalentes pour différentes lignes d'émission. Comment puis-je les utiliser pour déterminer les luminosités de ligne correspondantes ?


Si tu également avoir la photométrie, alors il y a une conversion raisonnablement précise entre l'amplitude apparente et le flux continu (par unité d'intervalle de longueur d'onde) à la longueur d'onde de la photométrie.

Une fois que vous avez ce facteur de conversion, vous multipliez votre largeur équivalente par celui-ci pour obtenir un flux.


Comment puis-je déterminer les luminosités des lignes à partir de mesures de largeur équivalentes ? - Astronomie

Nous étudions la variabilité de la raie d'absorption large (BAL) C IV au sein d'un échantillon de 46 quasars radio-forts (RLQ), sélectionnés à partir des données Sloan Digital Sky Survey (SDSS)/Faint Images of the Radio Sky at Twenty-Centimeters (FIRST) pour inclure à la fois des objets dominés par le noyau (39) et dominés par les lobes (7). L'échantillon se compose principalement de quasars BAL à haute ionisation, et une fraction substantielle a de grandes vitesses BAL ou des largeurs équivalentes, leurs radioluminosités et valeurs de radio-intensité couvrent ∼ 2,5 ordres de grandeur. Nous avons obtenu 34 nouveaux spectres du télescope Hobby-Eberly de 28 BAL RLQ à comparer aux données SDSS antérieures, et nous intégrons également une couverture d'archives (principalement SDSS à double époque) pour un ensemble total de 78 paires de mesures de largeur équivalentes pour 46 BAL RLQ, sonder des échelles de temps de repos de ∼80-6000 d (médiane 500 d). En général, seuls des changements modestes dans la profondeur des segments de creux d'absorption sont observés, semblables à ceux observés dans les études antérieures sur les quasars radio-silencieux BAL (QQR). Également similaire aux résultats précédents pour les RQQ, les RLQ étudiés ici sont plus susceptibles d'afficher une variabilité BAL sur des échelles de temps de repos plus longues. Cependant, les valeurs typiques de |<δ>GE| et |<δ>EW|/<EW> sont ∼40 ± 20 pour cent inférieurs pour les BAL RLQ par rapport à ceux d'un échantillon apparié dans le temps de BAL RQQ. La variabilité du continuum optique est d'amplitude similaire dans les BAL RLQ et BAL RQQ pour les RLQ et les RQQ, la variabilité du continu a tendance à être plus forte sur des échelles de temps plus longues. La variabilité du BAL dans les RLQ ne dépend évidemment pas de leurs luminosités radio ou de leurs valeurs d'intensité radio, mais nous trouvons des preuves provisoires d'une plus grande variabilité fractionnelle du BAL dans les RLQ à lobes dominants. La variabilité améliorée du BAL dans des RLQ plus marginaux (dominés par les lobes) prend en charge une certaine dépendance géométrique vis-à-vis de la structure de sortie.


Sujets similaires ou similaires Largeur équivalente

La spectroscopie d'absorption fait référence aux techniques spectroscopiques qui mesurent l'absorption d'un rayonnement, en fonction de la fréquence ou de la longueur d'onde, en raison de son interaction avec un échantillon. L'échantillon absorbe de l'énergie, c'est-à-dire des photons, du champ rayonnant. Wikipédia

Augmentation de la longueur d'onde et diminution correspondante de la fréquence et de l'énergie des photons du rayonnement électromagnétique . Connu sous le nom de décalage vers le rouge négatif ou décalage vers le bleu. Wikipédia

Ligne spectrale visible rouge foncé spécifique dans la série Balmer avec une longueur d'onde de 656,28 nm dans l'air, elle se produit lorsqu'un électron d'hydrogène tombe de son troisième au deuxième niveau d'énergie le plus bas. Ligne d'hydrogène la plus brillante dans le domaine spectral visible. Wikipédia

Graphique du taux d'efficacité biologique en fonction de la longueur d'onde de la lumière. Lié au spectre d'absorption dans de nombreux systèmes. Wikipédia

Pic intense dans la région de longueur d'onde bleue du spectre visible. Du nom de son découvreur, Jacques-Louis Soret. Wikipédia

Ligne spectrale de rayonnement électromagnétique créée par un changement de l'état énergétique des atomes d'hydrogène neutres. À la fréquence précise de 1 420 405 751,767 Hz, ce qui équivaut à la longueur d'onde du vide de 21,106 cm dans l'espace libre. Wikipédia

Mesure de la force avec laquelle une espèce chimique atténue la lumière à une longueur d'onde donnée. Propriété intrinsèque de l'espèce. Wikipédia

En physique et en optique, les raies de Fraunhofer sont un ensemble de raies d'absorption spectrale nommées d'après le physicien allemand Joseph von Fraunhofer (1787-1826). Les raies ont été observées à l'origine comme des caractéristiques sombres (raies d'absorption) dans le spectre optique du Soleil. Wikipédia

Abréviation indiquant la densité optique d'un échantillon mesurée à une longueur d'onde de 600 nm. Couramment utilisé en spectrophotométrie pour estimer la concentration de bactéries ou d'autres cellules dans un liquide, car la longueur d'onde de 600 nm endommage ou entrave peu leur croissance. Wikipédia

Ligne spectrale de l'hydrogène, ou plus généralement des ions à un électron, de la série de Lyman, émise lorsque l'électron passe de l'orbitale n = 2 à l'orbitale n = 1, où n est le nombre quantique principal. Absorbé par l'air. Wikipédia

Source naturelle d'émission de raies spectrales stimulées, typiquement dans la partie micro-ondes du spectre électromagnétique. Cette émission peut se produire dans les nuages ​​moléculaires, les comètes, les atmosphères planétaires, les atmosphères stellaires ou diverses autres conditions dans l'espace interstellaire. Wikipédia

Méthode indirecte pour trouver des planètes extrasolaires et des naines brunes à partir de mesures de vitesse radiale via l'observation des décalages Doppler dans le spectre de l'étoile mère de la planète. 880 planètes extrasolaires (environ 21,0% du total) ont été découvertes par spectroscopie Doppler, en février 2020. Wikipedia

Triplet de trois raies spectrales du calcium ionisé aux longueurs d'onde de 8498 , 8542 et 8662 . Surtout observé dans l'absorption des étoiles de type spectral G, K et M. Wikipédia

Fonction qui contraint la masse du composant invisible dans une étoile binaire spectroscopique à une seule ligne ou dans un système planétaire. Elle ne peut être calculée qu'à partir de quantités observables, à savoir la période orbitale du système binaire et la vitesse radiale maximale de l'étoile observée. Wikipédia

Forme de spectroscopie des rayons X dans laquelle les spectres des raies X sont mesurés avec une résolution spectrale suffisante pour analyser l'impact de l'environnement chimique sur l'énergie des raies X et sur les rapports de branchement. Fait en excitant des électrons hors de leur coquille puis en observant les photons émis par les électrons en cours de recombinaison. Wikipédia

La spectroscopie d'absorption améliorée à cavité large bande incohérente (IBBCEAS), parfois appelée spectroscopie d'extinction améliorée à cavité large bande (IBBCEES), mesure la transmission de l'intensité lumineuse à travers une cavité optique stable constituée de miroirs à haute réflectance (généralement R>99,9%). Réalisé en utilisant des sources de rayonnement incohérentes, par ex. Lampes à arc au xénon, LED ou lasers supercontinuum, d'où le nom. Wikipédia

Différence d'intensité du spectre du continuum stellaire de part et d'autre de la limite de la série de Balmer de l'hydrogène à 364,6 nm. Causée par des électrons complètement ionisés directement à partir du deuxième niveau d'énergie d'un atome d'hydrogène, ce qui crée une absorption continue à des longueurs d'onde inférieures à 364,6 nm. Wikipédia

Ligne sombre ou claire dans un spectre par ailleurs uniforme et continu, résultant de l'émission ou de l'absorption de lumière dans une plage de fréquences étroite, par rapport aux fréquences voisines. Les raies spectrales sont souvent utilisées pour identifier les atomes et les molécules. Wikipédia

Type de colorant avec une bande d'absorption qui se déplace vers une longueur d'onde plus longue de netteté croissante (coefficient d'absorption plus élevé) lorsqu'il s'agrège sous l'influence d'un solvant ou d'un additif ou d'une concentration en raison d'une auto-organisation supramoléculaire. Le colorant peut être caractérisé en outre par un petit décalage de Stokes avec une bande étroite. Wikipédia

Mesure de l'interaction du rayonnement infrarouge avec la matière par absorption, émission ou réflexion. Utilisé pour étudier et identifier des substances chimiques ou des groupes fonctionnels sous forme solide, liquide ou gazeuse. Wikipédia

Utilisé en spectroscopie aux rayons X pour nommer les raies spectrales caractéristiques des éléments. Présenté par Manne Siegbahn. Wikipédia

Série de raies spectrales dans le spectre d'émission atomique causées lorsque les électrons sautent entre l'orbitale p la plus basse et les orbitales s d'un atome. Les raies spectrales en incluent certaines dans la lumière visible, et elles s'étendent dans l'ultraviolet. Wikipédia

Ligne spectrale associée à l'absorption ou à l'émission de photons par des noyaux atomiques, des atomes ou des molécules qui subissent une transition qui n'est pas autorisée par une règle de sélection particulière mais qui est autorisée si l'approximation associée à cette règle n'est pas faite. Autorisé mais à un taux beaucoup plus bas. Wikipédia

Mesure de l'occurrence des éléments chimiques par rapport à tous les autres éléments dans un environnement donné. Mesurée de l'une des trois manières suivantes : par la fraction massique par la fraction molaire (fraction d'atomes par comptage numérique, ou parfois fraction de molécules dans les gaz) ou par la fraction volumique. Wikipédia

Technique principalement utilisée pour mesurer la relation de dispersion des excitations collectives, sur l'ensemble de la zone Brillouin. Les ondes de spin sont des perturbations collectives dans un solide magnétique. Wikipédia

Généralisation empirique proposée par Walther Ritz en 1908 pour décrire la relation des raies spectrales pour tous les atomes. Le principe stipule que les raies spectrales de tout élément comprennent des fréquences qui sont soit la somme, soit la différence des fréquences de deux autres raies. Wikipédia

Technique de mesure d'impulsions ultracourtes basée sur la synchronisation optique à résolution de fréquence (FROG). Choisi en raison de la relation technique avec FROG grenouille est le français pour grenouille. Wikipédia

La série Pickering (également connue sous le nom de série Pickering-Fowler) se compose de trois raies d'hélium ionisé individuellement trouvées, généralement en absorption, dans les spectres d'étoiles chaudes comme les étoiles Wolf-Rayet. Le nom vient d'Edward Charles Pickering et Alfred Fowler. Wikipédia

Type de spectroscopie d'absorption qui indique les caractéristiques des spectres d'absorption des rayons X (XAS) de la matière condensée en raison de la section efficace de photoabsorption pour les transitions électroniques d'un niveau de noyau atomique aux états finaux dans la région d'énergie de 50 à 100 eV au-dessus du niveau sélectionné énergie d'ionisation au niveau du noyau atomique, où la longueur d'onde du photoélectron est plus grande que la distance interatomique entre l'atome absorbant et ses premiers atomes voisins. XANES et NEXAFS sont des termes acceptables pour la même technique. Wikipédia


Comment puis-je déterminer les luminosités des lignes à partir de mesures de largeur équivalentes ? - Astronomie

Nous présentons une nouvelle méthode pour normaliser les luminosités de supernova de type Ia (SN Ia) à ⪉ 0,13 mag en utilisant des rapports de flux à partir d'un seul spectre calibré en flux par SN. À l'aide de la spectrophotométrie Nearby Supernova Factory de 58 SNe Ia, nous avons effectué une recherche impartiale des rapports de flux en corrélation avec la luminosité de SN Ia. Après avoir développé la méthode et sélectionné les meilleurs ratios à partir d'un échantillon d'apprentissage, nous avons vérifié les résultats sur un échantillon de validation séparé et avec des données de la littérature. Nous avons identifié des rapports de flux multiples dont les corrélations avec la luminosité sont plus fortes que celles de la forme et de la couleur de la courbe de lumière, des rapports de caractéristiques spectrales précédemment identifiés ou des mesures de largeur équivalentes. En particulier, le rapport de flux R 642/443 = F(642

nm) a une corrélation de 0,95 avec les grandeurs absolues SN Ia. L'utilisation de ce rapport unique comme facteur de correction produit un diagramme de Hubble avec un écart type de dispersion résiduelle de 0,125 ± 0,011 mag, contre 0,161 ± 0,015 mag lorsqu'il est adapté aux paramètres de forme et de couleur de la courbe de lumière SALT2 x 1 et c. Le rapport R 642/443 est un facteur de correction efficace à la fois pour le rougissement extrinsèque de la poussière et les variations intrinsèques telles que celles de type SN 1991T et SNe de type SN 1999aa. Lorsqu'ils sont combinés avec des mesures de couleur à large bande, les rapports de flux spectraux peuvent normaliser les magnitudes SN Ia à

0,12 mag. Ce sont les premières métriques spectrales qui offrent des améliorations solides par rapport aux méthodes de normalisation standard basées sur la forme et la couleur de la courbe de lumière, et elles fournissent l'un des diagrammes de Hubble les plus faibles jamais publiés.


Comment puis-je déterminer les luminosités des lignes à partir de mesures de largeur équivalentes ? - Astronomie

Nous étendons notre étude des noyaux des radiogalaxies 3CR FR II à travers des images optiques HST jusqu'à z = 0,3. Dans la plupart d'entre eux, on trouve un noyau non résolu (noyau central compact, CCC). Nous analysons leur position dans le plan formé par les luminosités nucléaires radio et optique en relation avec leurs propriétés spectrales optiques. Les objets à traits larges (BLO) ont les noyaux les plus brillants : ils ne sont présents qu'aux luminosités optiques nu L nu >

4x 10 42 erg s -1 que nous suggérons pourrait représenter un seuil dans l'efficacité radiative combiné avec une petite gamme de masses de trous noirs. Environ 40% des galaxies à haute et basse excitation (HEG et LEG) présentent des CCC qui ressemblent à celles précédemment détectées dans les galaxies FR I, en contraste apparent avec le modèle d'unification. La largeur équivalente de la raie d'émission [OIII] (par rapport à la luminosité nucléaire) révèle la nature de ces noyaux, indiquant que les noyaux de HEG sont obscurcis à notre ligne de visée et que seul le rayonnement diffusé est observé. Cela implique que la population de FR II est composée d'objets aux propriétés nucléaires différentes, et que seule une fraction d'entre eux peut être unifiée avec des quasars. Sur la base d'observations obtenues au Space Telescope Science Institute, qui est exploité par l'Association of Universities for Research in Astronomy, Incorporated, dans le cadre du contrat de la NASA NAS 5-26555.


Comment puis-je déterminer les luminosités des lignes à partir de mesures de largeur équivalentes ? - Astronomie

Nous avons compilé un échantillon de 165 radiogalaxies de la littérature pour étudier les propriétés des régions de raies d'émission étendues et leur interaction avec la radiosource sur une large gamme de redshift 0<z<5.2. Pour chaque source, nous avons collecté des paramètres radio (taille, rapport de distance des lobes et puissance) et spectroscopiques (luminosité, largeur de raie et largeur équivalente) pour les quatre raies UV les plus brillantes. Nous introduisons également un paramètre A Lyα mesurant l'asymétrie de la raie Lyα, en supposant que le redshift intrinsèque de la raie est le même que celui de la raie He II λ 1640, et montrons que ce paramètre est une bonne mesure de la quantité d'absorption dans la ligne Lyα. À l'aide de ces 18 paramètres, nous examinons la signification statistique des 153 corrélations mutuelles et trouvons les corrélations significatives suivantes : (i) Lyα asymétrie A Lyα avec la taille radio D et le redshift z, (ii) la luminosité de la ligne avec la puissance radio, (iii) des luminosités de ligne de Lyα, C IV, He II et C III entre elles, et (iv) des largeurs équivalentes de Lyα, C IV, He II et C III entre elles. Nous interprétons la corrélation entre le redshift et A Lyα comme une augmentation de la quantité de H I autour des radiogalaxies à z>3. L'occurrence presque exclusive de l'absorption H I dans les petites sources radio pourrait indiquer un milieu environnant plus dense ou une région de faible densité non pressurisée, comme suggéré par Binette etal (2000) ocite. Les corrélations (ii) à (iv) fournissent la preuve d'une source d'énergie commune pour la puissance radio et la luminosité totale de la raie d'émission, comme cela se trouve dans des échantillons de sources radio à densité de flux limitée. La luminosité de la raie Lyα par rapport aux autres raies d'émission et le continuum montre une forte augmentation à z

gt 3, coïncidant avec l'augmentation de la quantité d'absorption H I associée. Cela indique une abondance accrue d'hydrogène, à la fois ionisé et neutre, qui pourrait bien être le réservoir d'hydrogène primordial à partir duquel la galaxie se forme. Cette évolution de la métallicité se retrouve également dans l'abondance d'azote, qui montre une variation de plus d'un ordre de grandeur, les radiogalaxies z>3 n'occupant que la région solaire Z<2Z. Pour examiner le mécanisme d'ionisation des régions de raies d'émission étendues dans les HzRG, nous traçons les données de raies d'émission UV dans des diagrammes de diagnostic de rapport linéaire. Les diagrammes impliquant les lignes à haute ionisation C IV, He II et C III semblent confirmer les résultats précédents montrant que la photo-ionisation AGN fournit le meilleur ajustement aux données. Cependant, ces modèles ne peuvent pas s'adapter au rapport C II/C III, qui est plus proche des prédictions des modèles d'ionisation de choc à plus haute vitesse. Nous notons que la raie C II est cinq fois plus sensible à l'ionisation de choc que les raies UV à haute ionisation, et montrons qu'une combinaison de choc et de photo-ionisation offre un meilleur ajustement global aux spectres intégrés des HzRG. Une contribution substantielle de l'ionisation de choc apparaîtra d'abord dans les raies sensibles aux chocs comme C II ou Mg II. Nous confirmons également les conclusions de Best et al. (2000b) ocite que l'ionisation de choc se produit presque exclusivement dans les petites sources radio, et montrent que la distribution de la taille angulaire peut en effet expliquer les différences dans les trois spectres composites HzRG. Parce que la plupart des HzRG ont des tailles de radio


Abstrait. Le profil, la vitesse radiale et la largeur équivalente des raies interstellaires de Na I (5890,0, 5895.9 A) et KI (7699,0 ˚A) ont été obtenus à partir d'observations Echelle+CCD au pouvoir de résolution λ / △ λ 16 500 pour 32 O et les premières étoiles B souffrant d'un rougissement entre EB−V =0,06 et 1,57. Les données ont été utilisées pour rechercher et calibrer une relation entre la largeur équivalente et le rougissement. Lorsque les lignes interstellaires présentent une composante unique et nette, des relations utiles pour estimer le rougissement à partir de largeurs équivalentes ont été dérivées. La relation pour Na I est la plus sensible dans la plage 0,0 EB−V ≤ 0,4, et celle pour K I prend le relais à un rougissement plus élevé. Des mesures de largeur équivalente de bonne qualité permettent d'estimer EB-V avec une précision d'environ 0,05 mag. Pour les profils à plusieurs composantes des lignes Na I et K I, l'estimation du rougissement est plus ambiguë avec une dispersion générale de 0,15 mag. Des mélanges étroits de plusieurs composants ne permettent qu'une estimation d'une limite supérieure à EB-V. Mots clés : milieu interstellaire : atomes – milieu interstellaire : poussière, extinction 1.


Comment puis-je déterminer les luminosités des lignes à partir de mesures de largeur équivalentes ? - Astronomie

Conférence 15 : Atmosphères stellaires, étoiles variables

Atmosphères stellaires : Comment les couches au-dessus de la photosphère affectent le spectre d'une étoile

Qu'est-ce qui contrôle les largeurs et les forces des raies spectrales ?

La "force" d'une raie spectrale est l'aire de la raie spectrale dans un tracé de longueur d'onde en fonction de l'intensité - souvent exprimée en "largeur équivalente".

Pour comprendre ce qui affecte la largeur et la force d'une ligne, rappelez-vous ce qui provoque une ligne spectrale : des atomes ou des molécules individuels contenant des électrons qui changent d'orbite.

Si un atome a eu un électron complètement supprimé, il est dit ionisé. "Neutre" H, ce qui signifie que son électron est toujours préréglé, est désigné par HI tandis que l'hydrogène ionisé est HII. Notez que les éléments avec plus d'électrons peuvent avoir des valeurs comme FeIX, ce qui signifie que 8 électrons ont été supprimés.

Force d'une raie : Dépend du nombre d'atomes/molécules avec des électrons dans l'orbite de départ pour la raie spectrale considérée. Par exemple, la raie H- à 656,3 nm implique un électron se déplaçant du niveau 2 au niveau 3 lorsqu'il est vu en absorption. Pour que les atomes H aient des électrons au niveau 2, ils doivent déjà avoir absorbé un photon qui les a élevés du niveau 1 au niveau 2 -- une région très froide n'aura pas d'absorption H car il n'y a pas d'atomes avec des électrons au niveau 2. Le texte du chapitre 4 montre comment une branche de la physique appelée "mécanique statistique" peut être utilisée pour calculer le nombre relatif d'atomes dans différents états -- le nombre dépend du nombre total d'atomes présents et de la température.

Dans la figure ci-dessous, N = nombre total d'atomes H, N1= nombre avec des électrons à l'état fondamental, N2= nombre avec des électrons au niveau 2, N+= nombre d'atomes ionisés.

Le nombre dans chaque état est fonction de la température.

La force d'une ligne spectrale, mesurée par la largeur équivalente, dépend du nombre d'atomes le long de la ligne de visée qui sont dans le bon état pour absorber un photon :

Si nous mesurons la largeur équivalente, nous mesurons combien de photons ont été absorbés et en supposant que nous puissions mesurer le coefficient d'absorption de l'atome en question dans un laboratoire, nous pouvons obtenir N et donc la "quota-abondance" de l'élément dans l'étoile. La mesure réelle est délicate car nous ne connaissons pas L et devons soit donner l'aubndace par rapport à l'hydrogène, soit avoir un schéma plus compliqué pour estimer L.

Largeur d'une ligne : Dépend d'un certain nombre de facteurs :

  • L'élargissement naturel résulte du fait que la mécanique quantique montre que l'énergie d'un électron ne peut pas être spécifiée (ou connue) plus précisément que
  • L'élargissement thermique est dû aux mouvements des atomes dus au fait qu'ils sont à une certaine température T :
  • L'élargissement des collisions résulte de collisions entre atomes - dépend de la fréquence des collisions et donc de la densité du gaz
  • Tout mouvement des atomes entraînera un décalage Doppler. Cela peut soit changer la longueur d'onde observée d'une ligne, soit si une collection de petits nuages ​​se déplaçant de manière aléatoire est observée, la ligne peut également s'élargir.

Toute étoile dont la sortie varie, quelle qu'en soit la cause, est appelée étoile variable.

La tradition pour nommer les étoiles variables est que la première à être trouvée dans une constellation reçoit le nom R ConName où ConName = nom de la constellation. Le second est S ConName, puis via Z, les noms vont de RR à RZ, de SS à SZ, et ainsi de suite via ZZ. Les noms vont ensuite à AA et ainsi de suite. Si une constellation a de nombreuses variables, les noms prendront la forme V335, V336 et ainsi de suite.

Catégories d'étoiles variables :

Variables pulsatoires : modifiez la taille de manière reproductible.

-- Pop II Ceps = étoiles W Vir, P

-- diverses étoiles avec des périodes mesurées en heures

Le flux lumineux des variables pulsantes change parce que l'étoile se dilate et se contracte (et donc se refroidit et se réchauffe).

Remarquez comment les changements de luminosité sont liés aux changements de température et de rayon. Phase fait référence à la fraction de la période de l'étoile.

Si vous pouvez mesurer la température à chaque instant, vous pouvez calculer le rapport des rayons.

Vous pouvez également comprendre les relations P-L pour de telles étoiles : elles résultent d'étoiles de masse plus élevée ayant des luminosités plus élevées. Plus l'étoile est massive, plus la période est longue.

Pensez aux couches externes de l'étoile étant sur une orbite radiale par rapport au noyau de l'étoile. Les couches externes devraient obéir à la 3e loi de Kepler :

La période d'une variable de pulsation est inversement proportionnelle à la racine carrée de sa densité - les géantes rouges de faible densité ont de longues périodes tandis que les céphéides de densité beaucoup plus élevée ont de courtes périodes. Rappelons que la température centrale d'une étoile est proportionnelle à la pression/densité centrale, ce qui confirme que des périodes plus longues vont de pair avec des températures centrales plus élevées qui produisent des luminosités plus élevées.

Les variables non pulsatoires comprennent

-- Les étoiles T Tauri qui sont des étoiles pré-séquence principale qui n'ont pas encore atteint l'équilibre hydrostatique. Leur variabilité est probablement une forme extrême d'orages et d'éruptions magnétiques.

-- Les étoiles fusées sont de jeunes naines M où un événement aussi énergétique qu'une éruption typique sur le Soleil peut augmenter la luminosité de ces étoiles sombres par des facteurs de deux ou même plus.

Ensemble, les étoiles T Tau et les étoiles évasées suggèrent que les étoiles ont des champs magnétiques et une activité connexe plus forts que les étoiles plus anciennes. On sait également que les jeunes étoiles tournent beaucoup plus rapidement que le Soleil, ce qui peut expliquer l'activité plus élevée. Les étoiles ralentissent-elles en vieillissant parce que le moment angulaire est transféré aux planètes ?

-- Les variables magnétiques ont des spectres variables et des champs magnétiques puissants. Une explication peut être que les axes magnétique et de rotation ne sont pas alignés.

-- Les étoiles RS CVn sont des étoiles binaires avec des taux de rotation verrouillés de manière synchrone sur leurs périodes orbitales de quelques jours. La rotation rapide entraîne une activité magnétique et des fusées éclairantes.

-- Les variables cataclysmiques et éruptives incluent les novae et les supernovae.

-- Les binaires à éclipse sont des étoiles binaires où nous voyons les orbites presque latéralement. La forme de la courbe lumineuse donne une indication de l'inclinaison du système :


Les plus faibles galaxies naines

Josué D. Simon
Vol. 57, 2019

Abstrait

Les galaxies satellites de la Voie Lactée à luminosité la plus faible (L) représentent la limite inférieure extrême de la fonction de luminosité des galaxies. Ces naines ultra-faibles sont les systèmes stellaires les plus anciens, les plus dominés par la matière noire, les plus pauvres en métaux et les moins évolués chimiquement. Lire la suite

Documents supplémentaires

Figure 1 : Recensement des galaxies satellites de la Voie lactée en fonction du temps. Les objets montrés ici incluent toutes les galaxies naines confirmées par spectroscopie ainsi que celles suspectées d'être des naines basées sur l.

Figure 2 : Répartition des satellites de la Voie lactée en magnitude absolue () et rayon de demi-lumière. Les galaxies naines confirmées sont affichées sous forme de cercles remplis de bleu foncé et les objets suspectés d'être des galaxies naines.

Figure 3 : Dispersions des vitesses en ligne de visée des satellites ultra-faibles de la Voie lactée en fonction de la magnitude absolue. Les mesures et les incertitudes sont représentées par des points bleus avec des barres d'erreur, et 90 % c.

Figure 4 : (a) Masses dynamiques des satellites ultra-faibles de la Voie lactée en fonction de la luminosité. (b) Rapports masse/lumière dans le rayon de demi-lumière pour les satellites ultra-faibles de la Voie lactée en fonction.

Figure 5 : Métallicités stellaires moyennes des satellites de la Voie lactée en fonction de la magnitude absolue. Les galaxies naines confirmées sont affichées sous forme de cercles remplis de bleu foncé et les objets suspectés d'être nains.

Figure 6 : Fonction de distribution de la métallicité des étoiles chez les naines ultra-faibles. Les références pour les métallicités présentées ici sont répertoriées dans le tableau supplémentaire 1. Nous notons que ces données sont assez hétérogènes.

Figure 7 : Schémas d'abondance chimique des étoiles dans les UFD. Voici les rapports (a) [C/Fe], (b) [Mg/Fe] et (c) [Ba/Fe] en fonction de la métallicité, respectivement. Les étoiles UFD sont tracées sous forme de diamo coloré.

Figure 8 : Détectabilité des systèmes stellaires faibles en fonction de la distance, de la magnitude absolue et de la profondeur du relevé. La courbe rouge montre la luminosité de la 20e étoile la plus brillante d'un objet en tant que fonction.

Figure 9 : (a) Diagramme couleur-amplitude de Segue 1 (photométrie de Muñoz et al. 2018). Les régions de magnitude ombrées en bleu et en rose indiquent la profondeur approximative pouvant être atteinte avec le milieu existant.


  • APA
  • Standard
  • Harvard
  • Vancouver
  • Auteur
  • BIBTEX
  • SIF

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

Résultats de recherche : Contribution à la revue › Article › peer-review

4,5 dans le champ profond sud étendu de Chandra (ECDFS). Nous montrons que nos procédures de sélection de source ne produisent qu'un faible biais de type Eddington à la fois dans la fonction de luminosité intrinsèque Lyα et dans la distribution Lyα EW. Cependant, la distribution EW observée est fortement biaisée si l'on ne considère que les LAE avec des détections dans le continuum. La prise en compte des non-détections large bande nécessite d'ajuster la distribution du rapport large bande sur bande étroite, ce qui donne alors une plus grande longueur d'échelle de distribution EW. En supposant une forme exponentielle de la distribution intrinsèque Lyα EW dN/dEW = N exp-EW/W0, nous obtenons W0 = 167+44 -19 (non corrigé pour l'absorption IGM de Lya, et sg = 160+43 -12 < AA>pour une distribution EW gaussienne). Nous discutons de la gamme probable des effets d'absorption de l'IGM à la lumière des mesures récentes des profils de raie Ly et des décalages de vitesse. Nos données sont cohérentes avec le fait que Lyα EW est indépendant de la luminosité UV (c'est-à-dire que nous ne voyons aucune preuve de l'effet « Ando »). Nos simulations impliquent également que les images à large bande doivent être 0,5 à 1 mag plus profondes que les images à bande étroite pour un levé LAE efficace et raisonnablement complet. En comparant avec des mesures cohérentes à d'autres redshifts, nous voyons une forte évolution de la distribution Lyα EW avec redshift qui va comme une forme de loi de puissance de W0 ξ (1 + z)ξ, avec ξ = 1,1 ± 0,1 (0,6 ± 0,1) si aucune correction IGM sont appliqués à la ligne Lyα ou = 1,7 ± 0,1 (1,2 ± 0,1) après avoir appliqué une correction d'absorption IGM maximale à la ligne Lyα pour une distribution EW exponentielle (une gaussienne) de z = 0,3 à 6,5.",

T1 - Distribution de largeur équivalente Lyα des galaxies émettant Lyα au redshift z

Les largeurs équivalentes (EW) des raies N2 - Lyα fournissent des indices importants sur la nature physique des émetteurs alpha de Lyman à fort décalage vers le rouge (LAE). Cependant, la mesure de la distribution LyEW EW des LAE sélectionnés à bande étroite à z élevé peut être difficile car de nombreuses sources n'ont pas une photométrie à large bande bien mesurée. Nous étudions les biais possibles dans la mesure de la distribution intrinsèque de Lya EW pour un échantillon LAE à z

4,5 dans le champ profond sud étendu de Chandra (ECDFS). Nous montrons que nos procédures de sélection de source ne produisent qu'un faible biais de type Eddington à la fois dans la fonction de luminosité intrinsèque Lyα et dans la distribution Lyα EW. Cependant, la distribution EW observée est fortement biaisée si l'on ne considère que les LAE avec des détections dans le continuum. La prise en compte des non-détections large bande nécessite d'ajuster la distribution du rapport large bande sur bande étroite, ce qui donne alors une plus grande longueur d'échelle de distribution EW. En supposant une forme exponentielle de la distribution intrinsèque Lyα EW dN/dEW = N exp-EW/W0, nous obtenons W0 = 167+44 -19 (non corrigé pour l'absorption IGM de Lya, et sg = 160+43 -12 Å pour une gaussienne distribution EW). Nous discutons de la gamme probable des effets d'absorption de l'IGM à la lumière des mesures récentes des profils de raie Ly offset et des décalages de vitesse. Nos données sont cohérentes avec le fait que Lyα EW est indépendant de la luminosité UV (c'est-à-dire que nous ne voyons aucune preuve de l'effet « Ando »). Nos simulations impliquent également que les images à large bande doivent être 0,5 à 1 mag plus profondes que les images à bande étroite pour un levé LAE efficace et raisonnablement complet. En comparant avec des mesures cohérentes à d'autres redshifts, nous voyons une forte évolution de la distribution Lyα EW avec redshift qui va comme une forme de loi de puissance de W0 ξ (1 + z)ξ, avec ξ = 1,1 ± 0,1 (0,6 ± 0,1) si aucune correction IGM sont appliqués à la raie Lyα ou = 1,7 ± 0,1 (1,2 ± 0,1) après avoir appliqué une correction d'absorption IGM maximale à la raie Lyα pour une distribution EW exponentielle (une gaussienne) de z = 0,3 à 6,5.

Les largeurs équivalentes (EW) des raies AB - Lyα fournissent des indices importants sur la nature physique des émetteurs alpha de Lyman à fort décalage vers le rouge (LAE). Cependant, la mesure de la distribution LyEW EW des LAE sélectionnés à bande étroite à z élevé peut être difficile car de nombreuses sources n'ont pas une photométrie à large bande bien mesurée. Nous étudions les biais possibles dans la mesure de la distribution intrinsèque de Lya EW pour un échantillon LAE à z


Voir la vidéo: Comment puis je déterminer la classe des substantifs 4 (Novembre 2024).