Astronomiya

Gaia rəng ölçüsü diaqramı niyə bu forma sahibdir?

Gaia rəng ölçüsü diaqramı niyə bu forma sahibdir?

Gaia-nın görmə alətlərinə baxırdım və rəng böyüklüyü diaqramı qurmağa çalışdım. Təsvirin sağ tərəfində,photGMeanMag (mag)(işıq miqdarı) funksiyası olaraq qurulurBpRp (mag)(Rəng).

Süjetdəki nöqtələrin bölüşdürülməsi məni təəccübləndirdi, çünki bu süjetdə olduğu kimi HR diaqramının əsas ardıcıllığı kimi bir şey görəcəyimi gözləyirdim:

Niyə ballar diaqonal bir xətt boyunca deyil, bir növ paz şəklində paylanır?


Çəkdiyiniz diaqram rəng böyüklüyü diaqramıdır və qurduğu böyüklük görünən böyüklükdür.

Plot2D düyməsini vurub sahə növünü seçsəniz, "Astrofiziki parametrlər" altında "GDR2 HR diaqramı" tapacaqsınız. Bu belə görünən bir süjet meydana gətirir:

Bu, ehtimal ki, gözlədiyinizə bir qədər yaxındır. Sualdakı HR diaqramları ilə eyni forma deyil, çünki itkin isti ulduzları və daha soyuq obyektləri. Gaia DR2 məzmunu səhifəsində qeyd olunduğu kimi:

Məhdudiyyətlərə tabedir (aşağıya bax) təsirli temperatur Teff 17-dən daha parlaq 161 milyondan çox mənbəyə görəci 3000 ilə 10.000 K aralığında təsirli temperatur ilə böyüklük.

Məhdudiyyətlər bölməsi davam edir:

T dəyərlərieff, yox olmaq AG, qızartı E (G.BP-GRP), radius və parlaqlıq yalnız üç geniş zolaqlı fotometrik ölçmədən və paralaksdan ulduz-ulduz əsasında təyin olundu (paralaks Teff üçün istifadə olunmadı). T arasındakı güclü degenerasiyaeff və geniş zolaqlı fotometriyadan istifadə zamanı yox olma / qızartı, dəyərlərini qiymətləndirmək üçün güclü fərziyyələr tələb edir. Beləliklə, insan bu astrofiziki parametrlərdən istifadə edərkən çox diqqətli olmalıdır və rəhbərlik üçün sənədlərə və onlayn sənədlərə müraciət edin.

(vurğu mənim)

Xüsusi oxlar qurmağın bir yolunu görmədim, deyəsən yalnız əvvəlcədən təyin olunmuş süjetləri yarada bilərsiniz, buna görə G-yə qarşı mütləq G böyüklüyü edə biləcəyinizə bənzəmir.BP-GRP.


Y oxunda mütləq G böyüklüyünü (yəni bütün ulduzların fərqli məsafələrdə yerləşməsi faktı üçün düzəldilmiş) çəkməyə çalışın.


Rəng böyüklüyü diaqramları

Bir ulduzun rəngin ümumiyyətlə səthinin istiliyinə uyğun olduğu və bir qədər oxşar şəkildə bir ulduzun göstərdiyi spektrin növü, içindəki işıq yayan atomların həyəcan dərəcəsindən və bu səbəbdən də temperaturdan asılıdır. . Verilən bir kürə qrupundakı bütün ulduzlar, ümumi məsafənin çox az bir hissəsində, Yerdən bərabər məsafələrdədirlər ki, məsafənin parlaqlığa təsiri hamı üçün ümumi olsun. Beləliklə, rəng qrupu və spektr böyüklüyü diaqramları bir dəstənin ulduzları üçün qurula bilər və ulduzların massivdəki mövqeyi, bütün ulduzlar üçün eyni olan bir amil xaricində məsafədən asılı olmayacaqdır.

Kürə qruplarında bu cür bütün massivlər aşağı əsas ardıcıllıq boyunca böyük bir ulduz qrupunu göstərir; daha parlaq ulduzları ehtiva edən nəhəng bir dal oradan qırmızıya doğru əyilmiş və üfüqi bir filial nəhəng budağın yarısından başlayaraq uzanan tərəfə doğru uzanmışdır. mavi.

Bu əsas mənzərə, bənzər kompozisiyalı, lakin fərqli kütlələrə sahib olan ulduzların uzun zaman aralığından sonra izləyəcəyi təkamül dəyişmə yollarındakı fərqlər sayəsində izah edildi. Daha parlaq əsas ardıcıllıq ulduzlarının əsas ardıcıllığı (dönmə nöqtəsi və ya “diz”) tərk etdiyi mütləq böyüklük, ulduzların çoxunun eyni zamanda meydana gəldiyini fərz edərək qrupun yaş ölçüsüdür. Samanyolu Qalaktikadakı kürə qrupları, ortalama 14 milyard il yaşında və təxminən 12 milyard ilə 16 milyard il arasında dəyişən kainat qədər köhnədir, baxmayaraq ki, bu rəqəmlər yenidən işlənməyə davam edir. RR Lyrae dəyişənləri mövcud olduqda, diaqramdakı üfüqi qolun mavi ucunun yanında, RR Lyrae boşluğu adlanan rəng böyüklüyü diaqramının xüsusi bir bölgəsində yerləşir.

Qlobuslu klasterin rəng ölçüsü diaqramlarının iki xüsusiyyəti müəmmalı olaraq qalır. Birincisi, “mavi dələduz” problemi. Mavi sarsıdıcılar alt ana ardıcıllığın yaxınlığında yerləşən ulduzlardır, baxmayaraq ki, temperaturu və kütləsi qrupdakı digər bu cür ulduzların böyük əksəriyyəti kimi əsas ardıcıllıqla inkişaf etməli olduqlarını göstərir. Mümkün bir açıqlama, mavi bir boğazın, "yenidən doğulmuş" bir ssenaridəki iki daha kiçik kütləli ulduzun əsas ardıcıllığı daha yüksək bir vahid və daha gənc görünən bir ulduz halına gətirən birləşməsidir. hallar.

Digər müəmma isə “ikinci parametr” problemi adlandırılır. Yaşın açıq təsiri xaricində, bir kürə klasterinin rəng ölçüsü diaqramındakı müxtəlif ardıcıllıqların forması və dərəcəsi, klaster üzvlərinin kimyəvi tərkibindəki metalların bolluğu ilə idarə olunur. Bu “ilk parametr” dir. Buna baxmayaraq, yaş və metal bolluğu baxımından demək olar ki, eyni görünən iki qrupun, üfüqi budaqları tamamilə fərqli göstərdiyi hallar var: biri qısa və inadkar, digəri göyə doğru uzana bilər. Beləliklə, hələ açıqlanmayan başqa bir parametr mövcuddur. Ulduzların fırlanması mümkün ikinci bir parametr kimi göstərilmişdir, lakin bu, çətin görünür.

İnteqrasiya olunmuş böyüklüklər (klasterin ümumi parlaqlığının ölçülməsi), çoxluq diametrləri və ən parlaq 25 ulduzun orta böyüklüyü, görünən fərqlərin tamamilə məsafədən qaynaqlandığı fərziyyəsi əsasında ilk məsafəni təyin etməyə imkan verdi. Kürə klasterinin məsafəsini təyin etmək üçün ən yaxşı iki üsul, rəng ardıcıllığı diaqramındakı əsas ardıcıllığın yerini göydəki kürə klasterinə yaxın olan ulduzlarla müqayisə etmək və kürə klasterinin RR Lyrae dəyişənlərinin görünən böyüklüklərindən istifadə etməkdir. Ulduz işığını yandıran və qırmızıya çevirən ara maddənin mövcudluğundan qaynaqlanan ulduzlararası qırmızılığın düzəldilmə faktoru, bir çox kürə qrupu üçün əhəmiyyətli, yüksək qalaktik enliklərdə olanlar üçün isə Samanyolu təyyarəsindən uzaqdır. Məsafələr M4 üçün təqribən 7200 işıq ilindən AM-1 adlanan qrup üçün qalaktikalararası 400.000 işıq ili məsafəsinə qədər dəyişir.

Doppler effekti ilə ölçülən radial sürətlər (müşahidəçilərdən məsafənin artması zamanı müsbət götürülən cismlərin yaxınlaşma və ya geri çəkilmə sürəti) 140-dan çox kürə qrupu üçün inteqrasiya olunmuş spektrlərdən müəyyən edilmişdir. Ən böyük mənfi sürət NGC 6934 üçün 411 km / saniyə (saniyədə kilometr), ən böyük müsbət sürət isə NGC 3201 üçün 494 km / saniyədir. Bu sürətlər kürə qruplarının qalaktik mərkəz ətrafında yüksək eliptik orbitlərdə hərəkət etdiyini göstərir. Kürə kürə sistemi bütövlükdə Günəşə nisbətən təxminən 180 km / san və ya mütləq şəkildə 30 km / san fırlanma sürətinə malikdir. Bəzi qruplar üçün həqiqətən böyük mərkəz ətrafında ayrı-ayrı ulduzların hərəkətləri müşahidə edilmiş və ölçülmüşdür. Kümələrin düzgün hərəkətləri çox kiçik olsa da, ayrı-ayrı ulduzlar üçün klaster üzvlüyü üçün faydalı bir kriteriyadır.

Ən yüksək mütləq parlaqlığa sahib iki kürə qrupu Cənubi Yarımkürədə Centaurus və Tucana bürclərindədir. Omega Centauri, (inteqrasiya olunmuş) mütləq görmə böyüklüyü −10.26 olan, 21. əsrin əvvəllərində 200-ə yaxın bilinən dəyişənlər içərisində ən zəngin çoxluqdur. Bu böyük qrupdan ilk dəfə 1902-ci ildə üç növ RR Lyrae ulduzu seçildi. Omega Centauri nisbətən yaxındır, 17.000 işıq ili məsafədədir və iti nüvəsi yoxdur. 14.700 işıq ili məsafəsində mütləq vizual böyüklüyü −9.42 olan 47 Tucanae (NGC 104) olaraq təyin olunan qrup güclü bir mərkəzi konsentrasiyaya sahib fərqli bir görünüşə sahibdir. Kiçik Magellan Buludunun yaxınlığında yerləşir, lakin onunla əlaqəli deyil. Bu böyük dəstənin mərkəzində yerləşən bir müşahidəçi üçün göy yaxınlıqdakı minlərlə ulduzun işığı səbəbindən Yer üzündə alatoranlıq parlaqlığına sahib olardı. Şimali Yarımkürədə, Herakl bürcündəki M13 ən asan görülə bilər və ən yaxşı bilinəndir. 23.000 işıq ili məsafədə hərtərəfli araşdırılıb və dəyişənlərdə nisbətən zəifdir. 33.000 işıq ili uzaqlıqdakı Canes Venatici'deki M3, dəyişənlərə görə ən zəngin ikinci qrupdur və 200-dən çoxu bilinir. Bu dəyişənlərin araşdırılması RR Lyrae ulduzlarının rəng böyüklüyü diaqramının xüsusi bir bölgəsinə yerləşdirilməsi ilə nəticələndi.


Gaia fotometri

Gaia tərəfindən toplanan fotometrik məlumatlar həm dəqiqlik, həm də homojenlik baxımından son dərəcə yüksək keyfiyyətə sahibdir və bu səbəblə səth istiliyi və kimyəvi tərkibi kimi hər hansı bir qızartı kimi müşahidə olunan mənbələrin xarakteri barədə həlledici məlumatlar verir. ulduzlararası tozun işığını udması ilə.

Fotometriya üç müxtəlif axın ölçüsü şəklindədir. Ən doğrusu, fokus müstəvisində astrometrik sahəni meydana gətirən 62 CCD-dən alınan ölçmələrdir. Burada geniş bir keçid bandı olaraq adlandırılır G, astrometrik ölçmələrdən faydalanmaq üçün mümkün qədər çox işıq toplamaq üçün istifadə olunur.

Gaia fokus təyyarəsindəki iki CCD zolaq prizma və rəng filtrindən işıq alır və geniş mavi və qırmızı keçid zolaqlarında aşağı çözünürlüklü dispersiya spektrləri yaradır. Bu məlumatlar müşahidə olunan spektrlər kimi və hər keçid zolağı üçün axını birləşdirərək iki yolla təhlil edilir. BPRP, tez-tez söz indeksi olaraq istifadə olunur, BP-RP böyüklük miqyasında. Bu rəng indeksi bir ulduz üçün səth istiliyinin qiymətləndirilməsində istifadə edilə bilər. Paralaks ölçmələrindən alınan G böyüklükləri və məsafə modulları ilə birlikdə bu məlumatlar Hertzsprung-Russell diaqramını təqdim etmək üçün istifadə olunur (yaradılan Hertzsprung-Russell diaqramları üçün https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/gaiadr2_hrd bax) Gaia Data Release 2 məlumatları ilə). Dağılım spektri məlumatlarının emalı 2-ci dövrədə başlamış və kalibr olunmuş dispersiya spektrlərinin ilk buraxılışının 3-cü Gaia məlumat buraxılışında olması planlaşdırılır.

Fotometrik məlumatların endirilməsində vacib bir məsələ, məlumatların yaradılması üsuludur. Məlumat iki teleskopdan, 62 CCD-dən gəlir və hər CCD-də 3 fərqli pəncərə ayarı və 8 fərqli qapı ayarı var. Bu, tək bir homojen sistemə birləşdirilməli olan 1240 fərqli fotometrik sistem yaratdı. Nəticədə, bu əlaqələr fotometrik məlumatların mmag səviyyəsində və ya daha yaxşı olacağı son dəqiqlikdən daha yaxşı olmalıdır.

Fotometrik sistem ulduzların seçimi və sabit bir zaman aralığındakı müşahidələri ilə təyin olunur. Alətin cavabı inkişaf edir və bu, xüsusilə missiyanın ilk ilində baş verdi. Sistemdəki dəyişikliklər güzgü çirklənməsi və çirklənmədən sonrakı hərəkətlər, teleskop fokus dəyişikliyi səbəbiylə görünüş şəklində kiçik dəyişikliklər və CCD-lərin radiasiya zədələnməsi ilə əlaqədardır. Beləliklə, ilk Gaia məlumat buraxılışında təqdim olunan məlumatlar, ikinci məlumat buraxılışında istifadə ediləndən fərqli bir fotometrik sistemdədir və üçüncü məlumat yayımında yenə də kiçik fərqlər olacaqdır.


Gaia və 14000 (ağ) cırtdan

Avengers spoilers qorxusu ilə internetdən qaçmadığınız müddətdə, hər kəsin sevdiyi ulduz izləyicisi Gaia'nın yaxınlarda öz qalaktikamızda və xaricində 1.7 milyard ulduzun dəqiq yerini ehtiva edən ikinci kataloqunu çıxardığını görmüş ola bilərsiniz. .

Şəkil 1: Gaia & Samanyolu bütün səma görünüşü qalaktikamızdakı 1.7 milyard ulduzun izlənməsindən yaranıb. Kredit: ESA / Gaia / DPAC

İndiyə qədər yerli qalaktikamızda yalnız 250-ə yaxın ağ cırtdan ulduza giriş əldə edirdik, bu da ümumi xüsusiyyətlər axtarmağı və populyasiyanı bütövlükdə anlamağı çətinləşdirdi. Lakin, Gaia sayəsində, bu günün müəllifləri tapdıqları şeylərlə oynamaq üçün təxminən 14.000 ağ cırtdan ulduzdan bir nümunə aldılar.

Gaia'nın ulduz ailə portreti

Son hədəfində iddialı olan ESA & # 8217s Gaia kosmik teleskopu, Samanyolu'nun nəhayət 3 ölçülü xəritəsini kiçik bir hissəni müşahidə etməyi hədəfləyir (

Onu təşkil edən ulduzların 1%).

Şəkil 2: Parlaqlığı və rəngi ilə ulduzları fərqli rejimlərə ayıran Gaia & # 8217s Hertzsprung-Russell diaqramı. Müşahidə etdiyimiz ulduzların əksəriyyəti ana ardıcıllıqda oturduqları halda, bu gün diaqramın sol alt hissəsində oturan ulduzlarla & # 8211; Kredit: ESA / Gaia / DPAC

Beş illik missiyası boyu Gaia, bir ulduzun parlaqlığını rəng funksiyası olaraq təyin etmək üçün fotometrik imkanlara sahib olduğu halda, bir milyarddan çox ulduzun dəqiq mövqeyini diqqətlə izləyir. Bu vacibdir, çünki bir ulduzun rəngi astronomlara yaşını və temperaturunu bildirir. 20-ci əsrin əvvəllərində yaradılan bu rəng böyüklüyü məlumatları çox vaxt Şəkil 2-də göstərilən Hertzsprung-Russell diaqramında xülasə olunur.

Günəşimiz kimi əksər adi ulduzların oturduğu əsas ardıcıllıqla və nəhəng ulduzları ehtiva edən nəhəng budaq kimi bölgələrin yanında ağ cırtdanlar kimi tanınan daha az ulduz populyasiyamız var. Ağ cırtdan, Günəşin kütləsindən 0,5-8 dəfə çox olan orta kütləli bir ulduzun ömrünü bitdikdə geridə qalan sıx bir ulduz nüvəsidir.

Yeni Gaia məlumatlarını ümumiləşdirən Hertzsprung-Russell diaqramı, hər yerdə ağ cırtdan həvəskarları üçün xüsusilə həyəcan vericidir, çünki əvvəllər müşahidə olunmayan bir şey üçün birbaşa sübutdur və ağ cırtdanların iki fərqli populyasiyası. Bu cür qruplaşma bifurkasiya kimi tanınır və Şəkil 2-də aydın görünür (şəkil yeni bir pəncərədə açıb böyüdərsənsə). Bununla birlikdə, müəlliflər bunu göstərməklə kifayətlənməyib, modellərdən istifadə edərək yenidən yaratdılar.

Modellər, modellər, modellər

Samanyolu'nun ağ cırtdan populyasiyasında nəyin bifurkasiyaya səbəb olduğunu müəyyən etmək üçün müəlliflər müxtəlif parametrlər verilmiş ulduz populyasiyasını hazırladılar:

  • Ulduz əmələ gəlmə sürəti & # 8211 Ulduzların nə qədər tez meydana gəldiyini təyin etmək
  • bir Salpeter (ilkin) kütlə funksiyası & # 8211; əmələ gələn ulduzun az və ya yüksək kütlə (0.5-8 günəş kütləsi) olduğuna qərar vermək
  • Metallik& # 8211 ulduzun nədən ibarət olduğunu təyin etmək

Ağ cırtdanların xüsusiyyətlərində müşahidə olunan iki əsas fərq, hidrogen baxımından zəngin ağ cırtdanların helium zəngin həmkarlarından daha qırmızı olduğu bir hidrogenlə zəngin və ya helyumla zəngin bir atmosferə sahib olması ilə müəyyən edilir. Beləliklə, müəlliflər bunun bifurkasiyanı izah edib etməyəcəyini də araşdırdılar.

Şəkil 3: Müşahidədə olan (sol panel) və süni rəng ölçüsü diaqramları atmosferin hidrogen və ya heliumla zəngin olmasının yoxlanılmasından məsul olduğunu yoxlamaq üçün yaradıldı. TL: DR & # 8211 deyil; Şəkil 3 kağızdan.

Gaia (Şəkil 3, panel 1) ilə müşahidə olunan rəng böyüklüyü diaqramını simulyasiyalarla (Şəkil 3, panellər 2 və 3) müqayisə edən Şəkil 3-ə yaxından baxılsa da, tək partlayış nəticəsində əmələ gələn ulduzların süni populyasiyasında yüngül bifurkasiya aşkar edilmişdir. ulduz əmələ gəlməsi (şəkil 3, panel 3), sabit dərəcədə əmələ gələn ulduzların süni populyasiyasına əlavə olunduqdan sonra qalmaq üçün kifayət qədər fərqlənmir (şəkil 3, panel 2). Yəni atmosfer tərkibi ağ cırtdan ulduzların ikiyə ayrılmasına gətirib çıxarmır və bəs kütlə nədir?

Kütləvi bir uğur

Gaia modeli adlandırılan müəlliflər, Sloan Digital Sky Survey (SDSS) tərəfindən müşahidə edildiyi təqdirdə ağ cırtdanların hansı rəngdə olacağını təxmin etmək üçün Gaia məlumatlarını istifadə edərək 14.000 ağ cırtdanın bir alt hissəsinin kütləvi paylanmasını əldə edirlər. Disk modeli adlanan ikinci bir model əvvəllər yaradılmış sintetik ağ cırtdan əmələ gəlir. Gerçək SDSS məlumatlarında Gaia ilə disk modeli arasındakı oxşarlıqları axtarmaq üçün müəlliflər təsadüfi olaraq hər bir məlumat dəstini seçir və başqa bir rəng böyüklüyü sahəsi qururlar.

Şəkil 4: Gaia fotometriyasından (sol panel) proqnozlaşdırılan SDSS məlumatlarını real məlumatlarla (orta panel) və modeldə yaradılan ağ cırtdan ulduzların sintetik populyasiyasını müqayisə etmək (sağ panel). Şəkil 6 kağızdan

Şəkil 4-dən aydın olan budur ki, məlumatlar və model həqiqətən yaxşı uyğunlaşır və bifurkasiya fərqli kütlələrə sahib olan ağ cırtdanlar ilə izah edilə bilər, amma niyə SDSS məlumatlarımızda bunu əvvəllər müşahidə etmədik? Bir neçə səbəbi var, ancaq birincisi, SDSS tədqiqatındakı böyük səhvlər səbəbindən qaynaqlanır, Gaia modeli tərəfindən proqnozlaşdırılan kütləvi bifurkasiyanı görmək üçün kifayət qədər dəqiq fotometriyamız yox idi.

Əvvəlki müşahidələrin itkin kütləvi bölünməsi Gaia ağ cırtdanlarının kütləvi paylanmasını araşdırdıqda daha aydın görünür. Şəkil 5, təxminən 0,5 günəş kütləsində aşağı kütlə və 0,7 günəş kütləsində yüksək kütləli ağ cırtdanlar olan iki ağ cırtdan qrupunu vurğulayır.

Şəkil 5: Gaia ağ cırtdanlarının kütləvi paylanması & burada açıq şəkildə iki cırtdan qrup var. Qırmızı xətt SDSS böyüklüyünün nə olduğunu təxmin etmək üçün lazım olan ən yaxşı uyğun məlumatları göstərir. Şəkil 5-in alt yarısı kağızdan.

Bu süjetdəki ikinci zirvə, yüksək kütləli zirvə xüsusilə maraqlıdır, çünki ağ cırtdanların o qədər ağır olması üçün, yaxınlıqdakı iki ağ cırtdanın birləşməsi ilə meydana gəlməlidir. Birləşmə zirvəsindəki ulduzların sayı, birləşmə yolu ilə meydana gələn ağ cırtdanların sayına görə əvvəlki proqnozlara da uyğundur. Bununla birlikdə, bu daha küt ağ cırtdanlar daha açıq tərəfdəkilərindən daha zərifdir, yəni anketlərin əksəriyyəti daha yüngül, daha parlaq ağ cırtdanları müşahidə etməyə meylli olacaq və nəticədə əvvəllər bilinən kütləvi ağ cırtdanların sayı azalacaqdır.

Beləliklə, ikinci Gaia kataloqu çıxdıqdan tam bir ay keçdi və ağ cırtdan kataloğumuzu 250 cisimdən təxminən 14.000-ə qədər artıraraq qalaktikamızdakı kiçik bir ulduz populyasiyası haqqında çox şey öyrəndik. Bənzərsiz və geniş məlumat dəsti ilə astronomların bundan sonra nə aşkar edəcəyini proqnozlaşdırmaq çətindir, lakin açıq şəkildə Gaia verilənlər bazası (yerli) kainatın sirlərini gələcək illərdə açıqlayacaqdır.


Tibbdə Maqnetik Rezonans

I.C Nüvə Maqnetizmi

Nüvə maqnetizmi xaricdən tətbiq olunan maqnit sahələrinə addım-addım cavab verən çox sayda eyni nüvənin məcmu xassəsidir. Son analizdə maddə daxilində meydana gələn bütün maqnit hadisələri yalnız kvant mexaniki üsullarla izah edilə bilər: tamamilə klassik metodlara əsaslanan analizlərin əhəmiyyətli dərəcədə səhv nəticələrə gətirib çıxardığı məlumdur. Nüvə maqnetizm hadisələrini xarakterizə etməyin ən faydalı metodu, bununla birlikdə, makroskopik maqnitlənmə vektorunun istifadəsini əhatə edir M. Davranışı M klassik formada olan, lakin empirik bir şəkildə kvant nəzəriyyəsinin daha təməl prinsiplərini özündə cəmləşdirən Bloch tənlikləri ilə idarə olunur. Maqnetik bir sahədəki və ətrafındakı istilik tarazlığındakı nüvələrin kvant nəzəriyyəsi indi Bloch tənliklərini müzakirə etmək üçün bir başlanğıc olaraq təqdim olunur.

Hər bir fərqli atom nüvəsi, proton və neytrondan ibarətdir. Nüvənin xüsusiyyətlərinə yükü, kütləsi və ölçüsü, eyni zamanda spin daxildir. Spin nüvəyə bucaqlı bir impuls verir J və maqnit anı m. Vektorlar mJ bir-biri ilə mütənasibdir m = γ Jburada γ, giromaqnit nisbəti, bir nüvədən digərinə dəyişir və ehtimal ki, nüvənin daxili quruluşunun bəzi detallarını əks etdirir. Nüvənin spini spin kvant sayı ilə xarakterizə olunur Mən. Açısal impulsun kvant nəzəriyyəsi dəyərinin olduğunu göstərir Mən müəyyən bir nüvə üçün sabitdir və yalnız tam və ya yarı tam dəyərlərə sahib ola bilər (yəni I = 0, 1 2, 1, 3 2,…). Nüvə açısal impulsun böyüklüyü J mən (I + 1) ℏ (ℏ = 1.055 × 10 - 34) J saniyə, Planck & # x27s sabitinin 2π -ə bölünməsidir. Müəyyən bir istiqamətdə açısal impuls yalnız 2-ni qəbul edə bilərMən+1 ayrı dəyərlər -Mənℏ, - (Mən−1)h, qədər Mənℏ. Qeyd edək ki, bu nəticələr kvant nəzəriyyəsinin özünəməxsus xüsusiyyətlərindən birini göstərir, baxmayaraq ki, maqnetik momentin ümumi böyüklüyü I (I + 1) γ ℏ, tətbiq olunan sahə istiqamətində maksimum proyeksiya ola bilər ki, bu da yalnız edə bilən hissədir. fiziki olaraq müşahidə edilmək, biraz daha kiçik bir dəyərdir Mənγℏ.

Protonların, elektronların və neytronların hər birində tapılmışdır Mən= 1 2. Həm proton, həm də neytron bərabər sayda olan nüvələrin hamısı var Mən = 0. ilə nüvələr Mən = 0-un açısal impulsu və maqnit momenti yoxdur və bu səbəbdən nüvə maqnetizmi yarada bilməz. Bu, NMR tərəfindən öyrənilə bilməyən çox sayda kimyəvi elementi təşkil edir. Tək-tək nüvələrin hamısının üçün ayrılmaz dəyərləri var Mən cüt və tək cütlər üçün yarı inteqral dəyərlər mövcuddur Mən. Cədvəl I cərəyan edən və ya potensial tibbi marağı olan bir neçə nüvənin spin və maqnit moment xüsusiyyətlərinin siyahısıdır. Qeyd edək ki, bu cədvəldəki nüvələrin əksəriyyəti fırlanan müsbət yükə cavab verən müsbət maqnit anına malikdir. Mənfi işarəsi olan maqnit anlar fırlanan mənfi yükə uyğundur. Bir maqnit sahəsi varsa B nümunəyə tətbiq olunur, nüvələrə bir enerji veriləcəkdir -m · B. Beləliklə, bir dövlətin enerjisi yönəlməsindən asılıdır m, və buna görə də J, tətbiq olunan sahəyə münasibətdə.

CƏDVƏL I. Cari və ya potensial tibbi marağı olan nüvələrin maqnit xüsusiyyətləri a

Nüvə1 T (MHz) rezonans tezliyiNüvə fırlanma,MənMaqnetik an (10 −26 Am 2 )Təbii bolluq (%)
1 H42.57 1 2 2.4499.985
2 H6.5410.610.015
3 H45.41 1 2 2.610.0
13 C10.71 1 2 0.611.10
14 N3.0810.2999.63
15 N4.31 1 2 −0.250.37
17 O5.77 5 2 −1.130.038
19 F40.05 1 2 2.30100.0
23 Na11.26 3 2 1.45100.0
25 Mq2.61 5 2 −0.5110.0
31 S.17.23 1 2 0.99100.0
33 S3.27 3 2 0.420.75
35 Cl4.17 3 2 0.5475.7
39 K1.99 3 2 0.2693.258
41 K1.09 3 2 0.146.73
43 Ca2.86 7 2 −0.750.135
57 Fe1.36 1 2 0.0792.2
127 I8.51 5 2 1.68100.0

Vektorun proyeksiyası m istiqamətində B 2-dən birini götürməlidirMən + 1 dəyər −γℏ Mən, −γℏ (Mən - 1), γℏ qədər Mən. Buna görə də nüvə onun əlindədir 2Mən + Fərqli enerjili 1 vəziyyət. Bu vəziyyətlərin enerjisi bir-birindən an miqdarında bərabər məsafədə yerləşəcəkdir E = γℏ B. Ən aşağı enerjiyə sahib olan dövlət (ən çox əlverişli vəziyyət) tətbiq olunan sahəyə ən az paralel və əksinə maqnit anına malikdir.

Kvant mexanikası, spin sisteminə salınan bir maqnit sahəsi tətbiq olunarsa, salınan sahədəki kvant enerjisi ℏω bitişik enerji səviyyələri arasındakı ayrılığa uyğun gəldikdə sahə ilə spin arasında rezonanslı bir enerji mübadiləsi olacağını təxmin edir. Bitişik olmayan enerji səviyyələri arasında keçidlərə icazə verilmir. Bu meyar ℏ ω olduqda rezonanslı qarşılıqlı əlaqəni proqnozlaşdırır0 = γℏ B və ya bərabər şəkildə, ω0 = γ B. Qeyd etmək vacibdir ki, bu rezonans tezliyi ℏ və ya asılı deyil Mən. Bu, maqnit sahəsindəki maqnit anlarının daha sonra müzakirə ediləcək qeyri-kvant, klassik analizinin xarakterik tezlik üçün eyni dəyəri verməsi ilə əlaqələndirilir.

Sahə istiqamətində maqnit momenti olan dövlətlər əks istiqamətə nisbətən daha az enerjiyə sahibdirlər. Nəticə olaraq, spin sistemi bir temperaturda ətrafı ilə tarazlığa gələ bilərsə T, aşağı enerji vəziyyətləri daha yüksək enerji vəziyyətlərindən daha çox məskunlaşacaq və maddə bütövlükdə xalis bir nüvə mıknatıslanmasına qovuşacaq. Bu, fərdi nüvələrin hamısının tətbiq olunan maqnit sahəsinə paralel istiqamətləndirmə meylinin məcmu təsirini əks etdirir. Bu uyğunlaşma meyli, əlbəttə ki, materialdakı istilik enerjisinin təsadüfi təsirləri ilə qarşı-qarşıya qalır.

Tətbiq olunan maqnit sahəsinin yaratdığı enerji səviyyələri arasındakı fərq istilik enerjisinə nisbətən olduqca azdır. Yalnız iki səviyyə olan bir sistem üçün (Mən= 1 2), aşağı enerji vəziyyətindəki spin sayının nisbəti n+ buna daha yüksək enerji vəziyyətində n tərəfindən verilir

Burada, k Boltzmann & # x27s sabit və T mütləq temperaturdur. Bədən istiliyində 37 ° C və ya 310 K, kT = 4.28 × 10 −21 J. Nisbətən böyük maqnit momenti olan protonlar üçün və olduqca sıx bir sahə üçün 1,5T, bu düstur nümunədəki hər 10 milyon proton üçün üstünlük verilən, paralel vəziyyətdə daha yüksək enerjili, antiparallel vəziyyətə nisbətən yalnız 50 nüvə daha çox olduğunu göstərir. Digər şeylər bərabər olsa da, bu populyasiya fərqini artırmaq mümkün olsa MRT-nin həssaslığını artıracaqdır. Tənlik (1) göstərir ki, bu fərq sahə gücünü artırmaqla və ya temperaturu aşağı salmaqla artırıla bilər. Xəstə istiliyində əhəmiyyətli bir azalma əldə etmək açıq şəkildə praktik deyil, lakin bədəndə istifadə edilən maqnitlərin hal-hazırda istifadə olunandan daha güclü olmasında əhəmiyyətli texniki çətinliklər var.

Bir material maqnit edildikdə, effektin gücü və istiqaməti vektor tərəfindən verilir M, vahid həcmə görə ümumi maqnit momenti olaraq təyin olunan maqnitləşmə adlanır. Həcm bölgəsi varsa V çox sayda fərdi maqnit anı ehtiva edir mmən, sonra M = ∑mmən/V, cəmi bölgədəki bütün mənbələrin üzərindədir. Ölçüləri m amper kvadrat metrdir (A m 2), buna görə ölçüləri M metr başına amperdir. Mövcud vəziyyətdə olduğu kimi, maqnit tətbiq olunan sahə ilə mütənasibdirsə, həssaslıq χ (ölçüsüzdür) düsturla müəyyən edilir

harada μ0 = 4π × 10 −7 H / m sərbəst məkanın keçiriciliyi adlanan bir sabitdir. Hər hansı bir material üçün ümumi həssaslıq, orbital elektron hərəkəti, elektron spin və nüvə spin ilə əlaqəli maqnit anlarının hər birinin verdiyi töhfələrin cəmi olacaqdır. İndiki vəziyyətdə, əlbəttə ki, bizi xüsusilə maraqlandırır χn, nüvələrin ümumi həssaslığa töhvəsi. Mövcud enerji vəziyyətləri arasında nüvələrin paylanmasının statistik təhlili göstərir ki, spinli bir nüvə Mən, maqnit anı m (Am 2) və ρ sıxlığı (kubmetr üçün fırlanma) tərəfindən verilən nüvə maqnit həssaslığı olacaqdır

Saf suyun sıxlığı ρ 55 mol / litrə bərabərdir və ya ekvivalent olaraq 6.62 × 10 28 proton / m 3 təşkil edir. Cədvəl I-dəki dəyərlərdən istifadə edərək sudakı protonlar üçün nüvə maqnit həssaslığının 3.86 × 10 −9 olduğu təsbit edildi. Suyun maqnit davranışı MR ilə xüsusilə əlaqəlidir, çünki insan toxumalarından alınan siqnalın əksəriyyəti su molekullarından qaynaqlanır. Qeyd edək ki m Cədvəl I və Ek. (3) maqnit moment vektorunun ümumi böyüklüyünə aiddir. Tez-tez istifadə olunan başqa bir konvensiya, maqnit moment vektorunun müşahidə edilə bilən maksimum hissəsini maqnit momenti adlandırmaqdır. Burada istifadə olunan qeyddə bu komponent m I / (I + 1) -ə bərabərdir.


Ulduz qrupların İK diaqramının şərh edilməsi

Ulduzlar nəhəng molekulyar buludların dərinliyində yaradılır. Bu cür bölgələrə baxdığımızda tez-tez yalnız bir deyil, bütöv bir ulduz dəstəsinin birləşdiyini görürük.

Əslində, ulduzların ümumiyyətlə a qrupuna üzv olaraq böyük qruplarda doğulduğu görünür çoxluq ulduzlar. Kümedəki bütün ulduzlar eyni vaxtda meydana gəlir. Beləliklə, bir dəstəyə baxsaq, hamısı eyni yaşda olan bir dəstə ulduz görürük. Bununla birlikdə, ulduzların hamısı eyni kütləyə sahib deyil: əksəriyyəti kütlələri Günəşinkindən daha azdır, ancaq bir neçəsi daha kütləvi ola bilər.

Kümələrə cəmlənməyin bir səbəbi, bütün ulduzların bizdən təxminən eyni məsafədə olması sadə həqiqətdir. Bu o deməkdir ki aydın parlaqlıq (və ya böyüklük) demək olar ki, onlarınki qədər yaxşıdır mütləq parlaqlıq (və ya böyüklük). Yəni qrupdakı ən parlaq görünən ulduzlar, həqiqətən, ən zəif görünən qrupdakı ulduzlar həqiqətən ən az şüa yayırlar. Görünən böyüklüklə mütləq böyüklük arasındakı fərq, sözdə məsafə modulu, qrupdakı bütün ulduzlar üçün eynidir. Bu çox asanlıqla müqayisə edə bilərsiniz deməkdir müşahidə edildi Bir qrupun HR diaqramı a nəzəri Ulduz modellərə əsaslanan İK diaqramı.

Təsadüfi bir ulduz dəsti heç bir gözəl naxış göstərməyəcək, çünki onların AÇILDIĞI böyüklük tamamilə parlaqlığı ilə əlaqəli deyil, məsafədən də asılıdır.

Ancaq hamısı eyni məsafədə olan bir dəstə ulduz seçsək, onların BÜYÜK böyüklüyü əslində parlaqlığı ilə mütənasib olacaqdır. Günəşin yanına Günəşdən iki dəfə daha parlaq bir ulduz qoysaq, kim baxsa da, müşahidəçinin harada olmasından asılı olmayaraq həmişə iki dəfə parlaq görünür.

Məsələn, yalnız Pleiades klasterindəki ulduzlara baxsaq:


Bürc rəqəmlərini görmək üçün şəkilə vurun.

və hər ulduzun rəngini və görünən böyüklüyünü ölçürük et gözəl bir naxış tap.

Sıfır Yaşlı Əsas Sıra (ZAMS)

Ulduzların yeni hidrogen əriməsinə başladığı bir dəsti tapmaq bəxtimiz gətirsə, mifik görərik Sıfır Yaş Əsas Sıravə ya ZAMS. Buna bənzər bir şey görünür:

HR diaqramının yuxarı solunda çox kütləvi, isti, mavi ulduzlar, aşağı sağda aşağı kütləli, sərin, qırmızı ulduzlar var. İndi gerçək həyatda nəhəng bir molekulyar buluddakı ulduzların hamısı büzülməsini bitirmir və eyni zamanda hidrogeni birləşdirməyə başlayır, həmişə bir neçə milyon il yaşında kiçik bir yayılma var. Ancaq çox gənc qruplar üçün buna bənzər bir şey müşahidə edəcəyimizi gözləyirik.

Yaş həddi ilə İK diaqramındakı dəyişikliklər

Kümələr yaşlandıqca, ən böyük ulduzlar bir neçə milyon il ərzində bütün hidrogen tədarükünü sürətlə keçir. İnsan resursları diaqramının yuxarı hissəsinə baxın: 3 milyon il ərzində çox dəyişiklik yoxdur

lakin 60 və ya 70 günəş kütləsindən yuxarı olan ulduzlar HR diaqramının sağ yuxarı hissəsinə doğru sürüşərək əsas ardıcıllıqdan çıxmağa başlayır.

İK diaqramının yuxarı sağ küncündə ulduzları çağırırıq qırmızı nəhənglər, çünki çox sərin və çox böyükdürlər.

Qırmızı nəhəng ulduzlar artıq hidrogenləri nüvələrindəki helyuma birləşdirmirlər. Tezliklə görəcəyimiz kimi, helium nüvələrini karbonla birləşdirməyə başladılar.

Ulduzlar yaşlandıqca izləməyə davam etsək, ulduzların ana ardıcıllıqdan qırmızı nəhəng sahəyə doğru tədricən irəliləməsini görürük. (Animasiya versiyasını görmək üçün aşağıdakı qrafikə vurun.)

Ulduz təkamül nəzəri modellərimizə inanırıqsa, bu nəzəri HR diaqramlarından istifadə edərək hər hansı bir ulduz qrupunun yaşını təyin edə bilərik. Əsas ardıcıllığın yuxarı ucuna xüsusi diqqət yetirərək müşahidə olunan İK diaqramını nəzəri diaqramla müqayisə edirik. Məsələn, Pleiades üçün rəng böyüklüyü diaqramı:

The əsas ardıcıllıq dövriyyəsi mavi olan təxminən (B-V) = -0.1 rəngində meydana gəlir və bəzi kütləvi, isti, güclü ulduzların olduğu deməkdir.

İndi fərqli yaşlardakı bir sıra ulduz modellərinə baxsaq, çox gənc qrupların arasında daha isti, daha mavili, daha güclü üzvlərin olduğunu görərik:

köhnə qruplarda ümumiyyətlə heç bir mavi ulduz yoxdur:

Nəzəri modellərlə birlikdə müşahidə olunan rənglər və böyüklüklər quraraq və ən yaxşı uyğunluğu axtararaq qrupun yaşını təxmin edə bilərik.

İki fərqli ulduz qrupu

Astronomlar əsrlər boyu ulduz qruplarını müşahidə edirlər. İllər ərzində qrupların çoxunun iki kateqoriyadan birinə düşdüyünü fərq etdilər. Bəziləri belə görünürdü:

Adları verdik açıq (və ya qalaktik) və qlobal iki növ klasterə.

The HR diagrams of these two types are very, very different.


Daha ətraflı məlumat üçün

Müəllif hüquqları və surəti Michael Richmond. Bu iş Creative Commons Lisenziyası ilə lisenziyalaşdırılır.


Exercises¶

Some of the low-mass star orbits have large vertical excursions from the Galactic disk (up to and above 1.5 kpc) and could therefore be stellar halo stars rather than part of the Galactic disk. Use the zmax values to select a few of these stars and plot their full orbits. Do these stars look like they are part of the disk? Why / why not?

Orbit objects also provide methods for computing apocenter and pericenter distances and eccentricities. Which types of stars (high-mass or low-mass) tend to have high eccentricity orbits within the Galaxy? Similar to the plot above, make a plot showing the two distributions of eccentricity values.


Gaia Data Release 2 (Gaia DR2)

Gaia Data Release 2 was released on 25 April 2018 and is available through the Gaia Archive. A description of the contents of Gaia DR2 is given below.

Contents of Gaia DR2

  • The five-parameter astrometric solution - positions on the sky (α, δ) , parallaxes, and proper motions - for more than 1.3 billion (10 9 ) sources, with a limiting magnitude of G = 21 and a bright limit of G ≈ 3. Parallax uncertainties are in the range of up to 0.04 milliarcsecond for sources at G < 15, around 0.1 mas for sources with G=17 and at the faint end, the uncertainty is of the order of 0.7 mas at G = 20. The corresponding uncertainties in the respective proper motion components are up to 0.06 mas yr -1 (for G < 15 mag), 0.2 mas yr -1 (for G = 17 mag) and 1.2 mas yr -1 (for G = 20 mag). The Gaia DR2 parallaxes and proper motions are based only on Gaia data they do no longer depend on the Tycho-2 Catalogue.
  • Median radial velocities (i.e. the median value over the epochs) for more than 7.2 million stars with a mean G magnitude between about 4 and 13 and an effective temperature (Teff) in the range of about 3550 to 6900 K. This leads to a full six-parameter solution: positions and motions on the sky with parallaxes and radial velocities, all combined with mean G magnitudes. The overall precision of the radial velocities at the bright end is in the order of 200-300 m s -1 while at the faint end the overall precision is approximately 1.2 km s -1 for a Teff of 4750 K and about 2.5 km s -1 for a Teff of 6500 K.
  • An additional set of more than 361 million sources for which a two-parameter solution is available: the positions on the sky (α, δ) combined with the mean G magnitude . These sources have a positional uncertainty at G=20 of about 2 mas, at J2015.5.
  • G magnitudes for more than 1.69 billion sources, with precisions varying from around 1 milli-mag at the bright (G<13) end to around 20 milli-mag at G=20. Please be aware that the photometric system for the G band in Gaia DR2 is different from the photometric system as used in Gaia DR1.
  • GBP and GRP magnitudes for more than 1.38 billion sources, with precisions varying from a few milli-mag at the bright (G<13) end to around 200 milli-mag at G=20.
  • Full passband definitions for G, BP and RP. These passbands are now available for download. A detailed description is given here.
  • Epoch astrometry for 14,099 known solar system objects based on more than 1.5 million CCD observations. 96% of the along-scan (AL) residuals are in the range -5 to 5 mas, and 52% of the AL residuals are in the range of -1 to 1 mas. The transit observations are part of Gaia DR2 and have also been delivered to the Minor Planet Center (MPC).
  • Subject to limitations (see below) the effective temperatures Teff for more than 161 million sources brighter than 17 th magnitude with effective temperatures in the range 3000 to 10,000 K. For a subset of about 87 million sources also the line-of-sight extinction AG and reddening E(BP-RP) are given and for a part of this subset (around 76 million sources) the luminosity and radius are available as well.
  • Classifications for more than 550,000 variable sources consisting of Cepheids, RR Lyrae, Mira and Semi-Regular Candidates as well as High-Amplitude Delta Scuti, BY Draconis candidates, SX Phoenicis Candidates and short time scale phenomena.
  • Planned cross-matches between Gaia DR2 sources on the one hand and Hipparcos-2, Tycho-2, 2MASS PSC, SDSS DR9, Pan-STARRS1, GSC2.3, PPM-XL, AllWISE, and URAT-1 data on the other hand.

Below an overview of Gaia Data Release 2 in numbers:

The below table gives an overview of the distribution of Gaia Data Release 2 sources in G-band magnitude:

Background of the data

Gaia DR2 data is based on data collected between 25 July 2014 (10:30 UTC) and 23 May 2016 (11:35 UTC), spanning a period of 22 months of data collection (or 668 days), as compared to Gaia DR1 which was based on observations collected in the first 14 months of Gaia's routine operational phase.

The reference epoch for Gaia DR2 is J2015.5 (compared to the J2015.0 epoch for Gaia DR1). Positions and proper motions are referred to the ICRS, to which the optical reference frame defined by Gaia DR2 is aligned. The time coordinate for Gaia DR2 results is the barycentric coordinate time (TCB).

Gaia Source Identifiers

Sources in the Gaia Catalogue are all identified through the Gaia Source Identifier, i.e. the source_id field in the various tables in the Gaia Archive. The construction of the source identifiers is explained in the archive documentation (for Gaia DR1, see the data model section). In particular the source_id number contains rough information about the source position on the sky.

As explained in the announcement about the Gaia DR2 schedule, there are various reasons why the identifier of a specific source may change or disappear when going from the Gaia DR1 to the Gaia DR2 source list. Users of Gaia data should thus be aware that the source list for Gaia DR2 should be treated as independent from Gaia DR1.

For the same reason, Gaia source names have the data release number incorporated. Gaia source names are therefore constructed as follows:

Resulting in an example source ID: Gaia DR1 5425628298649940608 for some source in Gaia DR1.

A table to trace sources from Gaia DR1 to Gaia DR2 is provided given that source identifiers used in Gaia DR1 may have changed or disappeared in Gaia DR2. In future releases, the source list is expected to become progressively more stable.

Limitations of Gaia DR2

Survey completeness

  • The Gaia DR2 catalogue is essentially complete between G=12 and G=17. However, the source list for the release is incomplete at the bright end and has an ill-defined faint magnitude limit, which depends on celestial position. Although the completeness at the bright end (G≲7) has improved, a fraction of the stars in that magnitude range are still missing from Gaia DR2.
  • The combination of the Gaia scan law coverage and the filtering on data quality done prior to the publication of Gaia DR2 has resulted in regions of the sky with source density fluctuations that reflect the scan law pattern. In addition, gaps exist in the source distribution.
  • The completeness near bright sources has improved but is still not perfect.
  • The completeness for high proper motion stars has significantly improved with respect to Gaia DR1, but about 20 per cent of stars with proper motion >0.6 arcsec yr -1 are still missing.
  • In dense areas on the sky (above some 400,000 stars per square degree) the magnitude limit of Gaia DR2 is as bright as G=18.
  • The effective angular resolution of the survey has improved with respect to DR1 and is about 0.4 arcsec.

Astrometriya

  • Parallax systematics exist depending on celestial position, magnitude, and colour, and are estimated to be below 0.1 mas. There is a significant average parallax zero-point of about -30 μas.
  • A small proportion of sources with corrupted parallaxes is indicated by the occurence of apparently very significant large positive or negative values. The papers accompanying Gaia DR2 and the online documentation provide guidance on how to filter such sources from the scientific data analysis.
  • The astrometric uncertainties listed in Gaia DR2 are derived from the formal errors resulting from the astrometric data treatment and unlike for Gaia DR1 these have not been externally calibrated. The uncertainties are known to be underestimated by

7–10 per cent for faint sources (G>16) outside the Galactic plane, and by up to

Fotometriya

  • Near very bright sources, in crowded regions, and at the faint end (G>19) of the survey, the photometric measurements from the blue and red photometers suffer from an insufficiently accurate background estimation and from the lack of specific treatment of blending and decontamination from nearby sources. This leads to measured fluxes that are inconsistent between the G and the GBP and GRP bands in the sense that the sum of the flux values in the latter two bands may be significantly larger than that in G (whereas it is expected that for normal spectral energy distributions the sum of fluxes in GBP and GRP should be comparable to that in G). A quantitative indication of this effect is included in Gaia DR2 in the form of the so-called flux-excess factor. Please refer to the papers and the online documentation for guidance on how to use this quantity to clean samples of sources from lower quality photometry.

Radial velocities

  • No radial velocities have been determined for objects identified as emission-line stars.
  • Single-lined spectroscopic binaries have been treated as single stars and only a median radial velocity, together with information on the scatter in the underlying (yet unpublished) epoch radial velocities, is provided.
  • No radial velocities have been determined for detected double-lined spectroscopic binaries: such objects are missing from Gaia DR2.
  • The effective temperatures for the sources with radial velocities are in the range of about 3550 to 6900 K so there are no radial velocities for "cool" and "hot" stars.

Astrophysical parameters

  • The values of Teff, extinction AG, reddening E(GBP-GRP), radius, and luminosity were determined only from the three broad-band photometric measurements and the parallax on a star-by-star basis (parallax was not used for Teff though). The strong degeneracy between Teff and extinction/reddening when using the broad band photometry necessitates strong assumptions in order to estimate their values. One should thus be very careful in using these astrophysical parameters and refer to the papers and online documentation for guidance.

Variable stars

  • Only a subset of the variable stars classified as a certain type were characterized in detail. Hence not every variable star appears in the more detailed vari_* tables and a fraction of the classifications may well be wrong.

Solar system objects

  • The Solar system object sample processed by DPAC has been pre-selected and is not a complete sample with respect to criteria like dynamics, type, category, etc.
  • Bright objects (G≲10) have been removed because their astrometry at this stage is not good enough and impaired by calibration/systematic effects.
  • G-band photometry is available for about half of the transits.

Accessing the DATA

The Gaia Archive is the main point of access to the Gaia DR2 data, but the data is also served from our partner data centres (CDS, ASDC, ARI and AIP). Data can be extracted from the Gaia Archive by performing ADQL queries and downloading the corresponding results tables. The Gaia DR2 data set is also downloadable in compressed CSV-format, but be aware that the downloadable file set is about 580 GB.

Passbands

Gaia DR2 passbands are offered to users as a record to understand how the Gaia DR2 magnitudes are computed, and to eventually reproduce analysis of data made by other DPAC Coordination Units. Another set of Gaia DR2 revised passbands are also available to the users now. Both sets of passbands are described in more detail here.

The passbands are available for download. Please consider carefully which set to use with your data.

Documentation

Documentation is provided along with the second data release in the form of a downloadable PDF and a webpage in a similar way as was done for Gaia Data Release 1. Please visit the Gaia Archive to access this documentation.

Known issues with Gaia Data Release 2

Since the release of the data and the release of accompanying documentation and papers, some issues were found with the data that did not make it to the documentation yet. Please check out the known issues page when using our Gaia DR2 data.

Data model

The Gaia DR2 data model describes all tables together with the names and contents of the columns inside each table. This information is available from the Gaia Archive along with the release of the data.

Data Release papers

Along with the data release documentation, several data processing papers have been published describing the specifics of the data processing and validation performed by the different coordination units in the Gaia Data Processing and Analysis Consortium (DPAC). There are also some papers on the performance verification of Gaia, providing basic demonstrations of the scientific potential of the Gaia DR2 catalogue.

The titles of the papers are listed below. More information on them is available here.


Bulges are red, disks are blue…

In astronomy, the relationship between the color and the brightness of objects has been used as a basic classification tool for decades. For stars, color is a measure of temperature the bluer a star, the hotter it is. Measuring the relationship between observed colors and brightnesses of stars helps astronomers figure out the evolutionary sequences of stars.

It turns out that you can do almost the exact same thing for galaxies. Except this time, the color of a galaxy is a measure of how quickly it produces stars, called its star formation rate. This is because hot (and therefore blue) stars are extremely bright, despite being relatively rare, so they can make a whole galaxy appear blue. And such hot stars don’t live for long, so if a galaxy has these stars it must have formed them very recently. On the other hand, the brightness of a galaxy is roughly correlated with its mass, since a more massive galaxy will generally have more stars and therefore be brighter than a less-massive galaxy.

The color-mass diagram

In the same way we use color-magnitude diagrams to determine how stars evolve, we can use a plot of galaxy color (star formation rate) against mass (brightness) to figure out how galaxies evolve.

Şəkil 1. A cartoon of a low-redshift color-mass diagram. On the y-axis, “number of stars forming” is the star formation rate, which is correlated with color on the x-axis, “number of existing stars” is the mass, which is correlated with brightness. (Source)

Figure 1 (which is a cartoon that I’ve shamelessly borrowed from this previous Astrobite) shows a few basic trends that emerge from this color-mass plot. There’s a “main sequence” of blue star-forming galaxies, where most galaxies lie. It’s thought that galaxies move from this main sequence to the “red and dead cloud,” made up of red galaxies that aren’t actively forming many stars. Not many galaxies are located in the region between these two areas, sometimes called the “green valley,” suggesting that galaxies don’t stay there for a very long time—so the processes that “quench” (turn off) star formation in blue galaxies must be relatively fast.

These basic trends appear on the color-mass diagram in the nearby universe at z

0 (z is what astronomers call “redshift,” which is both a measure of distance and of the universe’s age). Today’s paper aims to understand the trends on the color-mass diagram at higher redshifts (z

1), when the universe was younger—less than half its current age!

Today’s paper

More specifically, the authors want to answer a few questions:

    Do overall trends in the color-mass diagram look different at high-redshift (z

If the answer to question (1) is “yes,” then we know that the processes that shut off star formation have changed from redshift z

1 to now. And because most bulge-shaped galaxies are thought to be the results of galaxy mergers (although this is up for some debate), answering question (2) would help us figure out how mergers affect galaxy evolution.

To address these questions, the authors first used Hubble Space Telescope images (specifically, the GOODS and CANDELS surveys) to measure the colors of about 5000 galaxies. Next, they matched the galaxy spectral energy distributions to theoretical models in order to infer their masses. Finally, they fit the galaxy images to different profile shapes to distinguish between “bulge” and “disk” galaxies.

Armed with this data, let’s see if the questions above were answered.

Şəkil 2. The color-mass diagram at z

1. Note that the y-axis is reversed from Figure 1, so that bluer (higher SFR) galaxies are lower and redder galaxies are higher. This means that the “main sequence” is marked by the contours in the bottom left, while the “red and dead cloud” is marked by the contours in the upper right. Purple points are active galactic nuclei (AGNs). From Figure 2 of the paper.

Figure 2 shows the color-mass diagram at z

1. Like Figure 1 (which is a cartoon of the z

0 color-mass diagram), it shows that the “main sequence” and “red and dead cloud” are mostly distinct. The main difference is that there are fewer “red and dead” galaxies than at z

0. This is probably because there hasn’t been as much time since the peak of star formation in the universe (which was at redshifts z

1-3) for galaxies to move away from the main sequence.

Disk galaxies follow pretty much the same trend as the gray points in Figure 2, although the “main sequence” and “red and dead cloud” are not as distinct. In contrast, bulge galaxies (see Figure 3) are mostly clustered in the “red and dead cloud,” with very few galaxies between the cloud and the “main sequence.” This means that disks probably evolve gradually, but bulge galaxies (which are the results of mergers) undergo a much more abrupt quenching process. (Note that this agrees with the results reported in this Astrobite for low redshifts!)

Figure 3. Color-mass diagrams for bulge galaxies. The galaxies are colored by specific star formation rate, which is just star formation rate divided by mass.

So we’ve answered all our questions! But the authors note that there are still some unclear results. For instance, they also compare the color-mass trends of active galactic nuclei (AGNs the purple points in Figure 2) with the trends of inactive galaxies. This is an important question in galaxy evolution, since it’s not clear whether feedback from AGNs helps to trigger or quench star formation. The authors find that AGNs might have some effect on quenching, particularly in mergers, but more data is needed to be certain.

The color-mass diagram has been around for a while—but as today’s paper shows, it’s still an incredibly useful diagnostic tool that can teach us a thing or two about galaxy evolution.


Bulges Are Red, Disks Are Blue…

Editor’s note: Astrobites is a graduate-student-run organization that digests astrophysical literature for undergraduate students. As part of the partnership between the AAS and astrobites, we repost astrobites content here at AAS Nova once a week. We hope you enjoy this post from astrobites the original can be viewed at astrobites.org!

1
Authors: Meredith C. Powell, C. Megan Urry, Carolin N. Cardamone, et al.
First Author’s Institution: Yale University
Status: Published in ApJ, open access

Giriş

In astronomy, the relationship between the color and the brightness of objects has been used as a basic classification tool for decades. For stars, color is a measure of temperature the bluer a star, the hotter it is. Measuring the relationship between observed colors and brightnesses of stars helps astronomers figure out the evolutionary sequences of stars.

It turns out that you can do almost the exact same thing for galaxies. Except this time, the color of a galaxy is a measure of how quickly it produces stars, called its star formation rate. This is because hot (and therefore blue) stars are extremely bright, despite being relatively rare, so they can make a whole galaxy appear blue. And such hot stars don’t live for long, so if a galaxy has these stars it must have formed them very recently. On the other hand, the brightness of a galaxy is roughly correlated with its mass, since a more massive galaxy will generally have more stars and therefore be brighter than a less-massive galaxy.

The color-mass diagram

In the same way we use color-magnitude diagrams to determine how stars evolve, we can use a plot of galaxy color (star formation rate) against mass (brightness) to figure out how galaxies evolve.

Şəkil 1. A cartoon of a low-redshift color-mass diagram. On the y-axis, “number of stars forming” is the star formation rate, which is correlated with color on the x-axis, “number of existing stars” is the mass, which is correlated with brightness. [CANDELS Collaboration]

These basic trends appear on the color-mass diagram in the nearby universe at z

0 (z is what astronomers call “redshift,” which is both a measure of distance and of the universe’s age). Today’s paper aims to understand the trends on the color-mass diagram at higher redshifts (z

1), when the universe was younger — less than half its current age!

Today’s paper

More specifically, the authors want to answer a few questions:

    Do overall trends in the color-mass diagram look different at high-redshift (z

If the answer to question (1) is “yes,” then we know that the processes that shut off star formation have changed from redshift z

1 to now. And because most bulge-shaped galaxies are thought to be the results of galaxy mergers (although this is up for some debate), answering question (2) would help us figure out how mergers affect galaxy evolution.

To address these questions, the authors first used Hubble Space Telescope images (specifically, the GOODS and CANDELS surveys) to measure the colors of about 5,000 galaxies. Next, they matched the galaxy spectral energy distributions to theoretical models in order to infer their masses. Finally, they fit the galaxy images to different profile shapes to distinguish between “bulge” and “disk” galaxies.

Armed with this data, let’s see if the questions above were answered.

Şəkil 2. The color-mass diagram at z

1. Note that the y-axis is reversed from Figure 1, so that bluer (higher SFR) galaxies are lower and redder galaxies are higher. This means that the “main sequence” is marked by the contours in the bottom left, while the “red and dead cloud” is marked by the contours in the upper right. Purple points are active galactic nuclei (AGNs). [Powell et al. 2017]

1. Like Figure 1 (which is a cartoon of the z

0 color-mass diagram), it shows that the “main sequence” and “red and dead cloud” are mostly distinct. The main difference is that there are fewer “red and dead” galaxies than at z

0. This is probably because there hasn’t been as much time since the peak of star formation in the universe (which was at redshifts z

Figure 3. Color-mass diagrams for bulge galaxies. The galaxies are colored by specific star formation rate, which is just star formation rate divided by mass. [Powell et al. 2017]

The color-mass diagram has been around for a while — but as today’s paper shows, it’s still an incredibly useful diagnostic tool that can teach us a thing or two about galaxy evolution.

About the author, Mia de los Reyes:

I’m a postgrad student at the University of Cambridge, where I work with Rob Kennicutt to study star formation in galaxies (mostly I make lots of graphs). I did my undergrad at NC State University, which is where I started making graphs. Now, whenever I’m not making graphs, I can usually be found rock climbing or eating baked goods.


Videoya baxın: Children learn colour- Uşaqlar ingiliscə rəngləri örgənir. (Sentyabr 2021).