Astronomiya

Ulduz axtarışını optimallaşdırmaq üçün bir ulduz kataloqu bölün

Ulduz axtarışını optimallaşdırmaq üçün bir ulduz kataloqu bölün

Planetarium proqramım üzərində işləməyə davam edirəm və şübhəm var.

Bu anda ulduz kataloqum çox kiçik, amma daha böyük bir kataloq istifadə etməyi düşünürəm. Bu kataloq içərisində axtarışı optimallaşdırmaq üçün bölgələrə bölməli olduğumu düşünürəm.

Bu bölgələr sağ qalxma və enmə ilə ayrılacaqdır.

Ulduzların sağ qalxma və meylindən istifadə edərək axtarışımı optimallaşdırmaq üçün səmanı necə bölə bilərəm?

Bu anda görünən bütün ulduzları almaq istəyirəm. Bəlkə də hamısı deyil, yalnız istifadəçi tərəfindən görünür. Məsələn, istifadəçi Şimala baxırsa, Cənubdakı ulduzları görməyəcəkdir. Bölgə bu anda istifadəçi tərəfindən görünən sahə olacaq və bu bölgə üçün bütün ulduzları da bir sərhəd böyüklüyündən istifadə etmək istəyirəm.


Bu, həqiqətən bir hesablama problemidir, amma astronomik baxımdan yeganə nöqtənin kataloqlarınızın RA, Dec paylamalarının necə göründüyünü düşünürəm.

Optimal axtarış texnikaları ilə o qədər də tanış deyiləm, amma hər bölgədə təxminən oxşar sayda ulduz istədiyinizi düşünürəm.

Kataloqunuz yalnız ən parlaq ulduzlardan ibarətdirsə, bunlar göy ətrafında kifayət qədər bərabər paylanmışdır, buna görə də onları bərabər yüksəliş zolaqlarına bölmək yəqin ki, edə bilər.

Bununla birlikdə, daha böyük kataloqlarla məşğul olsanız, qalaktik müstəviyə doğru əhəmiyyətli bir konsentrasiya olma ehtimalı var. Bu vəziyyətdə bölgələrinizi qalaktik enlik baxımından bölmək daha yaxşı ola bilər. Beləliklə, RA, Dec-i dəyişdirərək qalaktik koordinatları hesablayır və bölgələrinizi harada böləcəyinizi görmək üçün ulduz sayının qalaktik enliyə qarşı paylanmasını planlaşdırırdınız.


"Ulduz Axtarışı" nda Başlayan 19 Məşhur

Məşhur olmamışdan əvvəl bu A-listerlər realiti şouda şöhrət uğrunda yarışırdılar.

YouTube vasitəsilə Televiziya Proqramı Müəssisələri

American IdolSəs indi ulduza aparan boru kəməri ola bilər, lakin 1983-1995-ci illər ərzində, Ulduz axtarışı idi the reallıq yarışması şousu olacaq. İstədiyiniz müğənni, komediyaçı və ya rəqqasə olsanız, verilişdə yerini təmin etmək ulduza bir addım yaxın olduğunuz mənasını verirdi. Kategorinizdə qalib gəlməmisinizsə belə, rəqabətdən əldə edə biləcəyiniz pozğunluq, karyeranıza sıçrayış etmək üçün kifayətdir. Yalnız keçmiş yarışmacılardan xahiş et Beyoncé, Britney Spears, Kevin JamesDrew Carey. Bir dəfə verilişə çıxan digər hansı A-listers maraqlıdır? Başladığı ən böyük ulduzlardan bəzilərini öyrənmək üçün oxumağa davam edin Ulduz axtarışı. Həyatında böyük fasilə qazanan tanış simalar üçün, 40 yaşından sonra məşhur olmayan 40 Ulduz.

Shutterstock

Bir çox oğlan qrupu fanatiklərinin bildiyi kimi, Justin Timberlake * NSYNC-də başlamadı. Daha doğrusu, daha sonra Justin Randall tərəfindən gedən gənc bir JT yarışdı Ulduz axtarışı 1992-ci ildə məğlub olsa da Anna Nardona. Seçdiyi mahnı? Alan Jacksonun "Sevgi sənə bir baxış var."

JT qazanmasa da Ulduz axtarışı, bu itki, başına gələnlərin ən yaxşısı ola bilərdi. Justin Timberlake: Bir tərcümeyi-hal bir dəfə verdiyi bir reportajda bir dəfə "Komikdir. Qalib gəlsəydim Ulduz axtarışı yalnız bir dəfə, üçün seçmə etməzdim [üçün Tamamilə yeni Mickey Mouse Club]. Düşünürəm ki, Tanrının baş planı var və onu sizin üçün hazırlayacaq. Ancaq o yolu gəzməlisən. "

Ticarətdən uzaqlaşan aktyorlar üçün isə Böyük Vuruşdan Sonra Aktyorluqdan Qurtaran 15 Ulduz.

Shutterstock / Tinseltown

1993-cü ildə Girl's Tyme adlı bir qrup meydana çıxdı Ulduz axtarışı- və itirdik. Normalda məğlub olan qrup tarixə düşməzdi, amma bu, istisna idi, çünki üzvlərindən ikisi Beyoncé və Kelly Rowland.

1996-cı ildə Girl's Tyme məğlub oldu və Destiny's Child olmaq üçün bəzi üzvlər qazandı və 2000-ci ildə "Say My Name" üçün ilk Grammy qazandı. Hekayənin əxlaqi? Həqiqətən qazanmaq lazım deyil Ulduz axtarışı müvəffəq olmaq üçün sadəcə bunun üzərində görünməlisən.

Everett Collection / Shutterstock

Mouseketeer olmasından əvvəl də, 10 yaşlı Britney Spears bir iştirakçı idi Ulduz axtarışı geri 1992-ci ildə. Gələcək ulduz adlı bir müğənniyə itirdi Marty Thomas, amma bu onu pop sensasiyasına çevrilməsinə mane olmadı. Bu günə qədər Billboard Hot 100 chartında uğurlu bir parfüm markası və Hollywood Fame Walk’dakı bir ulduzu demədən beş nömrəli 1 hit var. Kimin qazanmasına ehtiyac var Ulduz axtarışıhər halda?

Layihələr hazırlayarkən diqqət çəkən məşhur insanlar üçün, Bilmədiyiniz 25 Ulduz Reklamlarda Başladı

Shutterstock

Hamı çiy təbii istedadı qarşında olduqda tanımır və qiymətləndirmir. Nöqtədəki hadisə: 1990-cı ildə, çıxdığı zaman Ulduz axtarışı, doqquz yaşlı bir uşaq Christina Aguilera adlı 12 yaşındakı bir uşağa məğlub oldu Christopher Eason.

Aguilera, "Bu mövzuda yaxşı bir idman idim. Anam məni geri çəkib əlini sıxdı və qazandığına görə xoşbəxt olduğumu söylədi." Aguilera söylədi Yuvarlanan daş 1999-cu ildə onun haqqında Ulduz axtarışı təcrübə. Jurnalın o vaxtlar yerindəcə dediyi kimi, pop ulduzu "döyüşü uduzdu, ancaq müharibəni qazandı".

Tsuni / ABŞ / Alamy Stok Foto

Hərçənd Ulduz axtarışı tez-tez ən yaxşı istedadı qaçırdığım, bu şou demək deyil həmişə səhv etdim. Əslində, 13 yaşında olanda Usher Raymond IV 1991-ci ildə reallıq yarışması seriyasına çıxdı, Ən Yaxşı Gənc Vokalçı oldu! İlk özünə məxsus albomu yalnız bir neçə il sonra çıxdı - böyük bir uğur görməsə də, ikinci albomu, Mənim yolum, Billboard 200 cədvəlində 4 nömrəyə qədər getdi. Qalan, necə deyərlər, tarixdir.

Bal zalında bacarıqlarını sınadığını unutduran ulduzlar üçün "Ulduzlarla rəqs et" inana bilməyəcəyiniz 25 Məşhura baxın.

Shutterstock / Kathy Hutchins

Sükan arxasına keçməmişdən əvvəl Nağd kabin, komediyaçı (və lisenziyalı kabin sürücüsü) Ben Bailey ortaya çıxdı Ulduz axtarışı. Bu, başqa bir neçə şouda yer alan ləkələrlə yanaşı, nəticədə sərnişinlərin təyinatlarına çatarkən pul qazanmaq üçün trivia suallarını cavablandırdığı mükafat qazanan şou üçün aparıcı konserti hazırlamağa kömək etdi.

Shutterstock

Bunu bilməlisən Alanis Morissette üzərində yarışdı Ulduz axtarışı 1990-cı ildə. Seçdiyi mahnı "One Bad Apple" idi - daha çox material hazırlasa da, ilk turda Çad adlı gənc bir ölkə müğənnisinə uduzduğunu görərək onu ifa edə bilmədi. Morissette məğlub olmaqdan çox üzülməmişdi: Buna görə Alanis Morissette: Tərcümeyi-hal, "ifşa qazanmaq əsl hədəf idi."

Gələnlər qutunuza çatdırılan daha çox əyləncəli trivia üçün gündəlik xəbər bülletenimizə yazılın.

Everett Collection / Shutterstock

Ölkə müğənnisi LeAnn Rimes işə başladı Ulduz axtarışı yalnız səkkiz yaşında Verilişə çıxan digər məşhurlardan fərqli olaraq, həqiqətən də çox yaxşı çıxış etdi: 90-cı illərin əvvəllərində iki həftə boyunca şou çempionu olaraq qaldı və "Don't Wry 'Bout Me" kimi mahnılarını ifa etdi. Marty Robbins. Yalnız bir neçə il sonra 1996-cı ildə ilk nömrəsini "Mavi" ilə qazandı və ölkə dünyasını fırtına ilə aldı.

DFree / Shutterstock

Yalnız etmədim Gənc ulduz Sutton Foster itirmək Ulduz axtarışı 1990-cı ildə gələcək Broadway həmkarına məğlub oldu, Richard H. Blake. "Onu hər dəfə görəndə qıyıqlı gözlərimi verirəm" deyərək bir görünüşdə onların davamlı çəkişmələri barədə zarafat etdi. Stephen Colbert ilə Gec Şou.

Shutterstock / Everett Collection

10 yaşında olduqda Aaliyah Haughton üzərində yarışdı Ulduz axtarışı 1990-cı ildə bir qələbə ilə uzaqlaşmadı. Bunun heç bir əhəmiyyəti yox idi: Həmin il, gələcək R & ampB ulduzu bundan başqası ilə birlikdə çıxış etdi Gladys Knight, əmisinin və menecerinin keçmiş həyat yoldaşı Barry Hankerson. Yalnız bir neçə il sonra 1994-cü ildə, 15 yaşındakı Aaliyah platin ilk albomu ilə musiqi dünyasını heyran etdi, Yaş bir rəqəmdən başqa bir şey deyil.

Shutterstock

1995-ci ildə Queens Kralı ulduz Kevin James şounun komediya kateqoriyasında bir neçə dəfə yarışdı (və qazandı). Bu qələbələr onu şöhrətə gətirən şey deyildi, lakin böyük tətili 1996-cı ildə Just for Laughs Montreal komediya festivalında gəldi. Ray Romano ifasını gördü və ona təkrarlanan bir rol verdi Hamı Raymond'u sevir.

YouTube / Nickelodeon

Gələcək Nickelodeon-un aparıcısını heç görməyinizi xatırlamayın Marc Summers almaq Ulduz axtarışı mərhələ? Ona görə ki, onun hərəkətini yaxalamaq üçün fiziki olaraq bir lent yazısında olmalısan. Summers, canlı şou başlamazdan əvvəl studiya tamaşaçısını "isidəcək" adam idi. Indiana Public Media-ya görə, o da lent yazıları üçün istiləşmə komediyaçısı idi SabunAlice.

Shutterstock

Çıxan başqa bir komediya aktyoru Ulduz axtarışı edir Martin Lawrence. Ceymsdən fərqli olaraq, Lawrence-in verilişə çıxması, əhəmiyyəti olan insanlar tərəfindən fərqinə varmaq üçün kifayət idi. Qalib gəlməsə də Ulduz axtarışı, performansı Columbia Pictures rəhbərlərinin diqqətini çəkdi və ona Maurice Warfield rolunu qazandı İndi nə baş verir!

Shutterstock

David Archuleta, yarışmağa başlamazdan çox əvvəl reallıq televiziyasının incəlikləri ilə tanış idi American Idol. O, orijinalda deyildi Ulduz axtarışı, lakin 2004-cü ildə "Crush" müğənnisi qısa müddətli göründü Ulduz axtarışı reboot, "Fallin '" kimi mahnıları ilə kiçik müğənni bölməsini qazandı Alicia Keys.

Archuletanın keçmiş vokal məşqçisi "David üçün bənzərsiz olan şey onun musiqi tərzi və ifadə tərzidir. Öyrətmək çətin olan bir şey musiqi duyğusu, musiqi hissi və ritmdir" dedi. Dekan Kaelin ilə müsahibəsində dedi Pittsburgh Post-Gazette. "Bu intuitivdir. Altıncı hiss kimi bir növ."

Shutterstock

Komediya aktyoru Drew Carey müsabiqə şoularını tanıyır - yalnız aparıcı kimi deyil, həm də iştirakçı kimi. Tərcümeyi-halında olduğu kimi Qiymət doğru'nin veb saytındakı qeydlər, gülməli adam rəqabət edərək ilk böyük molasını aldı Ulduz axtarışı 1988-ci ildə. Bundan sonra HBO-da çıxdı 14 İllik Gənc Komediya Xüsusi, on Johnny Carson ilə Tonight Showvə nəticədə öz seriallarında, Yaxşı həyat. 1995-ci ilə qədər Carey'nin ABC-də özünə məxsus sitcomu var.

Shutterstock

Ən yaxşı aktrisa kimi tanınsa da, Bel-Air'in Təzə Şahzadəsi ulduz Tatyana Ali həqiqətən bir müğənni kimi başlamışdır. Yeddi yaşında bir neçə bölümündə rol aldı Ulduz axtarışı, "Aın't No Mountain High Enough" və "Fools Niyə Aşiqdir?" kimi mahnıları oxuyur.

Shutterstock

1993-cü ildə bir gənc Dave Chappelle ortaya çıxdı Ulduz axtarışı üç dəfə, nəticədə komediya yoldaşına məğlub oldu Lester Barrie. Karyerası bu itkidən çətinliklə çəkildi: 2017-ci ildə, Forbes stand-up dahinin 47 milyon dollar qazandığını bildirdi.

Shutterstock

Rosie O'Donnell ortaya çıxdı Ulduz axtarışı beş dəfə, hər dəfə yarışdığı zaman ən yüksək mükafatı evinə aparırdı. Veb saytına görə, şouda qazandığı pulu Los Ancelesə köçmək üçün istifadə etdi və oradan Maggie O'Brien rolunu oynadı Gimme a Break.

Shutterstock / DFree

Bir ev adı olmayandan əvvəl, komediyaçı Sinbad üzərində yarışdı Ulduz axtarışı 80-ci illərin ortalarında. İlk turunu qazandı, gələcəkdə başqa bir uğur qazandı, Dennis Miller, lakin sonunda bir komik ada məğlub oldu John Kassir. Bu adı tanımadığınız halda, səsini biləcəksiniz: Kassir, Cryptkeeper-dən Buster Bunny-yə qədər hamını canlandıran məhsuldar bir səs aktyorudur.


PhotoRed (Fotometrik azalmalar)

PhotoRed, MPO Canopus içərisində Canopus məlumatlarının standart böyüklüklərə endirilməsini sürətli və asanlaşdıran bir yardım proqramıdır. PhotoRed, standart sahələrdəki şəkillərinizi istifadə edərək gecə yox olma, dönüşüm və sıfır nöqtələrini təyin edir. Bu dəyərlərə sahib olduqdan sonra Canopus məlumatlarını PhotoRed-ə idxal edir, böyüklükləri standart dəyərlərə çevirir və məlumatları Canopus-un istifadəsi üçün geri ixrac edirsiniz.

PhotoRed, hədəfin V-də ən azı bir şəkil və bir istinad sahəsinə sahib olduğunuzu düşünərək Clear (filtrsiz) müşahidələri standart V-ə çevirmək üçün müddəaları əhatə edir. B və ya R-də əlavə şəkillərin olması ilə daha yüksək dəqiqlik əldə edilə bilər.


2. MÜŞAHİDƏLƏR

ACS Globular Clusters Anketinin (GO-10775, PI A. Sarajedini) məqsədi, homojen bir ulduz kataloqu yaratmaq üçün çox sayda kürə qrupunun mərkəzi bölgələrini görüntüləmək idi. Kümələrin hamısı fərqli məsafələrdədir və hamısı fərqli mərkəzi sıxlıqlara və radial profillərə sahibdirlər, bu səbəbdən hər bir qrup üçün eyni məlumatları əldə etmək üçün əlbətdə bir yol yoxdur, amma məqsədimiz bu ideala mümkün qədər yaxınlaşmaq idi.

Hər bir qrup F606W-da bir orbit üçün müşahidə edildi (V) və F814W-də bir orbit (Mən), hər filtrdə iki orbit üçün müşahidə edilən NGC 6715 xaric. Hər orbitdə, orbitə sığacağımıza görə bir qısa pozlama və ya dörd və ya beş daha dərin məruz qaldıq. Hər bir qrup üçün pozlama müddətlərini seçdik ki, üfüqi budaqlı ulduzlar qısa müddətdə doymamış olsun və sönmə və subgiant (SGB) ulduzlar dərin ifşalarda doymamış olsun. Tipik çoxluq üçün, söndürmənin altından təxminən 0,2-ə qədər 6 mag-a çatırıq M. Cədvəl 1 hər qrup üçün müşahidələrimizin təfərrüatlarını təqdim edir.

Cədvəl 1. Klaster Müşahidələrin xülasəsi

Küme məlumat seti Tarixi R.A. Dekl. PA_V3 F606W F814W
Arp2 j9l925 4/22 19:28:44 −30:21:14 83.24 40 s, 5 & # x00d7 345 s 40s, 5 & # x00d7 345 s
E3 j9l906 4/15 09:20:59 −77:16:57 245.09 5 s, 4 & # x00d7 100 s 5s, 4 & # x00d7 100 s
Lynga7 j9l904 4/07 16:11:02 −55:18:52 124.32 35 s, 5 & # x00d7 360 s 35s, 5 & # x00d7 360 s
NGC 0104 j9l960 3/13 00:24:05 −72:04:51 346.17 3 s, 4 & # x00d7 50 s 3s, 4 & # x00d7 50 s
NGC 0362 j9l930 6/02 01:03:14 −70:50:54 44.24 10 s, 4 & # x00d7 150 s 10s, 4 & # x00d7 170 s
NGC 0288 j9l9ad 7/31 00:52:45 −26:34:43 92.32 10 s, 4 & # x00d7 130 s 10s, 4 & # x00d7 150 s
NGC 1261 j9l909 3/10 03:12:15 −55:13:01 294.90 40 s, 5 & # x00d7 350 s 40s, 5 & # x00d7 360 s
NGC 1851 j9l910 5/01 05:14:06 −40:02:49 317.14 20 s, 5 & # x00d7 350 s 20s, 5 & # x00d7 350 s
NGC 2298 j9l911 6/12 06:48:59 −36:00:19 337.87 20 s, 5 & # x00d7 350 s 20s, 5 & # x00d7 350 s
NGC 2808 j9l947 3/01 09:12:02 −64:51:46 205.10 23 s, 5 & # x00d7 360 s 23s, 5 & # x00d7 370 s
NGC 3201 j9l946 3/14 10:17:36 −46:24:39 205.05 5 s, 4 & # x00d7 100 s 5s, 4 & # x00d7 100 s
NGC 4147 j9l949 4/11 12:10:06 +18:32:31 343.98 50 s, 5 & # x00d7 340 s 50s, 5 & # x00d7 340 s
NGC 4590 j9l932 3/07 12:39:27 −26:44:33 142.48 12 s, 4 & # x00d7 130 s 12s, 4 & # x00d7 150 s
NGC 4833 j9l931 6/02 12:59:34 −70:52:29 296.05 10 s, 4 & # x00d7 150 s 10s, 4 & # x00d7 170 s
NGC 5024 j9l950 3/02 13:12:55 +18:10:08 77.47 45 s, 5 & # x00d7 340 s 45s, 5 & # x00d7 340 s
NGC 5053 j9l902 3/06 13:16:27 +17:41:52 73.41 30 s, 5 & # x00d7 340 s 30s, 5 & # x00d7 350 s
NGC 5139 j9l9a7 7/22 13:26:45 −47:28:36 290.54 4 s, 4 & # x00d7 80 s 4s, 4 & # x00d7 90 s
NGC 5272 j9l953 2/20 13:41:11 +28:22:31 81.00 12 s, 4 & # x00d7 130 s 12s, 4 & # x00d7 150 s
NGC 5286 j9l912 3/03 13:46:26 −51:22:23 133.74 30 s, 5 & # x00d7 350s 30s, 5 & # x00d7 360 s
NGC 5466 j9l903 4/12 14:05:27 +28:32:04 20.07 30 s, 5 & # x00d7 340s 30s, 5 & # x00d7 350 s
NGC 5904 j9l956 3/13 15:18:33 +02:04:57 92.14 7 s, 4 & # x00d7 140 s 7 s, 4 & # x00d7 140 s
NGC 5927 j9l914 4/13 15:28:00 −50:40:22 138.13 30 s, 5 & # x00d7 350 s 25 s, 5 & # x00d7 360 s
NGC 5986 j9l915 4/16 15:46:03 −37:47:09 126.51 20 s, 5 & # x00d7 350 s 20 s, 5 & # x00d7 350 s
NGC 6093 j9l916 4/09 16:17:02 −22:58:30 101.42 10 s, 5 & # x00d7 340 s 10 s, 5 & # x00d7 340 s
NGC 6101 j9l917 5/31 16:25:48 −72:12:06 181.91 35 s, 5 & # x00d7 370 s 35 s, 5 & # x00d7 380 s
NGC 6121 j9l964 3/05 16:23:35 −26:31:31 99.90 1,5 s, 2 & # x00d7 25 s, 1,5 s, 4 & # x00d7 30 s
2 & # x00d7 30 s
NGC 6144 j9l943 4/15 16:27:14 −26:01:29 103.41 25 s, 5 & # x00d7 340 s 25 s, 5 & # x00d7 350 s
NGC 6171 j9l933 3/30 16:32:31 −13:03:12 93.29 12 s, 4 & # x00d7 130 s 12 s, 4 & # x00d7 150 s
NGC 6205 j9l957 4/02 16:41:41 +36:27:36 66.23 7 s, 4 & # x00d7 140 s 7 s, 4 & # x00d7 140 s
NGC 6218 j9l944 3/01 16:47:14 −01:56:51 97.68 4 s, 4 & # x00d7 90 s 4 s, 4 & # x00d7 90 s
NGC 6254 j9l962 3/05 16:57:08 −04:05:57 96.12 4 s, 4 & # x00d7 90 s 4 s, 4 & # x00d7 90 s
NGC 6304 j9l918 4/14 17:14:32 −29:27:44 98.88 20 s, 5 & # x00d7 340 s 20 s, 5 & # x00d7 350 s
NGC 6341 j9l958 4/11 17:17:07 +43:08:11 62.25 7 s, 4 & # x00d7 140 s 7 s, 4 & # x00d7 150 s
NGC 6352 j9l959 4/10 17:25:29 −48:25:22 105.79 7 s, 4 & # x00d7 140 s 7 s, 4 & # x00d7 150 s
NGC 6362 j9l934 5/30 17:31:54 −67:02:53 106.79 10 s, 4 & # x00d7 130 s 10 s, 4 & # x00d7 150 s
NGC 6366 j9l907 3/30 17:27:44 −05:04:36 87.53 10 s, 4 & # x00d7 140 s 10 s, 4 & # x00d7 140 s
NGC 6388 j9l919 4/06 17:36:17 −44:44:06 100.71 40 s, 5 & # x00d7 340 s 40 s, 5 & # x00d7 350 s
NGC 6397 j9l965 5/29 17:40:41 −53:40:24 148.54 1 s, 4 & # x00d7 15 s 1 s, 4 & # x00d7 15 s
NGC 6441 j9l951 5/28 17:50:12 −37:03:04 122.48 45 s, 5 & # x00d7 340 s 45 s, 5 & # x00d7 350 s
NGC 6496 j9l9a9 5/31 17:59:03 −44:15:58 134.74 30 s, 5 & # x00d7 340 s
j9l920 4/01 17:59:03 −44:15:58 94.46 30 s, 5 & # x00d7 350 s
NGC 6535 j9l935 3/30 18:03:50 −00:17:48 86.04 12 s, 4 & # x00d7 130s 12 s, 4 & # x00d7 150 s
NGC 6541 j9l936 4/01 18:08:02 −43:42:57 92.60 8 s, 4 & # x00d7 140s 8 s, 4 & # x00d7 150 s
NGC 6584 j9l921 5/27 18:18:37 −52:12:54 131.18 25 s, 5 & # x00d7 350s 25 s, 5 & # x00d7 360 s
NGC 6624 j9l922 4/14 18:23:40 −30:21:39 90.06 15 s, 5 & # x00d7 350s 15 s, 5 & # x00d7 350 s
NGC 6637 j9l937 5/22 18:31:23 −32:20:53 99.28 18 s, 5 & # x00d7 340s 18 s, 5 & # x00d7 340 s
NGC 6652 j9l938 5/27 18:35:45 −32:59:24 101.82 18 s, 5 & # x00d7 340s 18 s, 5 & # x00d7 340 s
NGC 6656 j9l948 4/01 18:36:24 −23:54:12 86.47 3 s, 4 & # x00d7 55s 3 s, 4 & # x00d7 65 s
NGC 6681 j9l939 5/20 18:43:12 −32:17:30 96.43 10 s, 4 & # x00d7 140s 10 s, 4 & # x00d7 150 s
NGC 6715 j9l923 5/25 18:55:03 −30:28:41 94.18 2 & # x00d7 30 s, 2 & # x00d7 30 s,
10 & # x00d7 340 s 10 & # x00d7 350 s
NGC 6717 j9l940 3/29 18:55:06 −22:42:03 84.61 10 s, 4 & # x00d7 130 s 10 s, 4 & # x00d7 150 s
NGC 6723 j9l941 6/02 18:59:33 −36:37:54 106.02 10 s, 4 & # x00d7 140 s 10 s, 4 & # x00d7 150 s
NGC 6752 j9l966 6/24 19:10:52 −59:59:04 119.42 2 s, 4 & # x00d7 35 s 2 s, 4 & # x00d7 40 s
NGC 6779 j9l905 5/11 19:16:35 +30:11:05 59.22 20 s, 5 & # x00d7 340 s 20 s, 5 & # x00d7 350 s
NGC 6809 j9l963 4/19 19:39:59 −30:57:44 81.46 4 s, 4 & # x00d7 70 s 4 s, 4 & # x00d7 80 s
NGC 6838 j9l9a8 5/12 19:53:46 +18:46:42 65.46 4 s, 4 & # x00d7 75 s 4 s, 4 & # x00d7 80 s
NGC 6934 j9l927 3/31 20:34:11 +07:24:15 89.61 45 s, 5 & # x00d7 340 s 45 s, 5 & # x00d7 340 s
NGC 6981 j9l942 5/17 20:53:27 −12:32:12 72.88 10 s, 4 & # x00d7 130 s 10 s, 4 & # x00d7 150 s
NGC 7078 j9l954 5/02 21:29:58 +12:10:01 77.40 15 s, 4 & # x00d7 130 s 15 s, 4 & # x00d7 150 s
NGC 7089 j9l952 4/16 21:33:26 −00:49:23 78.04 20 s, 5 & # x00d7 340 s 20 s, 5 & # x00d7 340 s
NGC 7099 j9l955 5/02 21:40:22 −23:10:45 69.63 7 s, 4 & # x00d7 140 s 7 s, 4 & # x00d7 140 s
Pal1 j9l901 3/17 03:33:23 +79:34:50 236.85 15 s, 5 & # x00d7 390 s 15 s, 5 & # x00d7 390 s
Pal2 j9l908 8/08 04:46:06 +31:22:51 87.56 5 & # x00d7 380 s 5 & # x00d7 380 s
Pal12 j9l928 5/21 21:46:38 −21:15:03 63.70 60 s, 5 & # x00d7 340 s 60 s, 5 & # x00d7 340 s
Terzan7 j9l924 6/03 19:17:43 −34:39:27 99.90 40 s, 5 & # x00d7 345 s 40 s, 5 & # x00d7 345 s
Terzan8 j9l926 6/03 19:41:44 −34:00:01 95.01 40 s, 5 & # x00d7 345 s 40 s, 5 & # x00d7 345 s

Qeyd. Bütün müşahidələr 2006-cı ildə aparılmışdır.

Anketə mümkün qədər çox məkan vahidliyi vermək üçün müşahidələrimizi addımladıq ki, dərin təsirlərin birindən çoxunda çip arasındakı boşluğa heç bir ulduz düşməsin. WFC görünüşü əslində olduqca romb şəklində olduğundan, nəticələnən sahənin mümkün qədər kvadrat olması üçün yan addımlar da atdıq. Şəkil 1 dörd dərin məruz qalma tipik bir klaster üçün əhatə dairəsini göstərir.


3. Ulduz Küməsi Ov Boru Kəməri

3.1. FoF Ulduz Küməsi Bulucu

3.1.1. Domain Bölmə

SHiP, Galaktik sahədəki ulduz qruplarını müəyyənləşdirmək üçün bir FoF klaster tapıcısı qəbul edir. Bu proseduru asanlaşdırmaq üçün bütün axtarış həcmini birdən çox alana bölürük. Bu əməliyyat, klaster müəyyənləşdirmə prosesini paralel olaraq həyata keçirməyimizə imkan verir ki, bu da hesablama effektivliyini xeyli artırır.

Ulduzlar, 3D məkan koordinatlarına görə fərqli sahələrə təyin edilir (l, bvə). Xüsusi bölmə strategiyası üç məqamı nəzərə alır:

Yuxarıda göstərilən üç meyara əsasən aşağıdakı bölmə sxemini qəbul edirik:

3.1.2. FoF ilə klaster identifikasiyası

5D parametr məkanındakı ulduz qruplarını müəyyən etmək üçün FoF metodundan istifadə edirik. Bir ulduzun ən yaxın qonşusuna olan məsafəsi birləşdirən uzunluq faktorundan kiçik olduqda bir çoxluq müəyyən edilir, bFoF, domendəki orta məsafədən qat. 5D parametr sahəsindəki parametrlərin hər birini (0, 1) aralığına qədər normallaşdırırıq ki, miqyassız olsun. Parametrlərin çəkisi,

normallaşdırılmış parametrlərə tətbiq olunur. Birinci müddət,, büzülməsindən qaynaqlanır l verilmiş b sferik həndəsədə. Paralaksdakı qeyri-müəyyənlik digər parametrlərdən daha böyük olduğundan, klaster identifikasiyasında təsirini azaltmaq üçün paralaksın ağırlığını 0,5 olaraq təyin etdik. Məsafə hesablamaları üçün L 2 norma (Öklid norması). Məxrəcdəki normallaşma amili buna zəmanət verir. Bağlama uzunluğu təyin edilmişdir. bFoF kosmoloji simulyasiyalarının qaranlıq maddə halo identifikasiyasında qəbul edilən 0,2 olaraq təyin edilmişdir (Springel et al. 2001). Nulduz hər bir domendəki ulduzların sayıdır. Çəkinin seçilməsi və bölmə sxemi ilə birləşdirmə uzunluğu (Bölmə 3.1.1) bir qədər ixtiyardır və istər-istəməz bir az səs-küy və qeyri-müəyyənlik gətirir. Bu səbəbdən, bu şəkildə müəyyən edilmiş bu ulduz klasteri namizədlərinin təbiəti izokron uyğunluğu və klaster təsnifatı ilə daha da təsdiqlənməlidir (Bölmə 3.2 və 3.3). Daha çox birləşmə və təsdiqləmə üçün 50-dən çox üzv ulduzlu ulduz qruplarını saxlayırıq. Birincil nümunədəki 4311 domen daxilində 4885 ulduz qrupu namizədi aşkar edilmişdir. Bəzi ulduz klaster namizədləri birdən çox domendə görünür. Bu cür ulduz qruplarındakı üzvlərin% 50-dən çoxu eynidirsə, bu iki qrupu birləşdiririk. Bu birləşmə prosesi ulduz qrupu namizədlərinin sayını 2443-ə endirir.

3.2. Isochrone Fitting Scheme

Rəng böyüklüyü diaqramlarını (CMD) müxtəlif yaş və metallik izokronlar dəsti ilə uyğunlaşdıraraq ulduz qrupu namizədlərini (Bölmə 3.1.2) daha da təsdiqləyirik. Ulduz klasterinin namizəd algılamalarının etibarlılığı, izokron montajı zamanı əldə edilən parametrlərə görə qiymətləndiriləcəkdir.

3.2.1. Padova izoxronları

Bu işdə qəbul edilmiş izokronlar, ulduz təkamül yollarının Padova verilənlər bazasından (Marigo və ark. 2017) əldə edilmişdir. 5 Gaia DR2 passband fotometrik sistem Evans və digərlərindən götürülmüşdür. (2018). Gündəlik normal bir başlanğıc kütlə funksiyasını qəbul edirik (Chabrier 2001). 0,25 addımlarla 0,5 arasında dəyişən metalliklər üçün bir sıra izoxronlar əmələ gəlir.

3.2.2. Isochrone Fitting-dən parametrlər

Etibarlı isochrone uyğunluğunun açarı, montaj dəqiqliyini təyin edən montaj funksiyasıdır. Eyni zamanda, yaş, metallik, məsafə modulu və sönmənin daxil olduğu parametr sahəsini axtararaq məlumat və uyğunlaşdırma funksiyası arasındakı fərqi minimuma endirmək üçün optimallaşdırma aparılır. Montaj funksiyasının forması və optimallaşdırma metodu ilə uyğunlaşma sürətini təyin edir. Bir neçə tədqiqat yuxarıdakı fikrə əsaslanaraq izokron uyğun boru kəmərləri istehsal etdi. Perren və s. (2015) quraşdırılmış parametrlərin ehtimalını maksimuma çatdırmaq üçün Bayes yanaşmasını və genetik alqoritmi istifadə etdi. Digər bir optimallaşdırma funksiyası, Bonatto (2019) tərəfindən istifadə olunan qalıq hiper-səthdir (müşahidə edilmiş və süni Hess diaqramları arasındakı uyğunsuzluq), bu funksiyanı süni tavlama ilə minimuma endirir.

2443 ulduzlu klaster namizədinin avtomatlaşdırılmış izoxron quraşdırması, eyni zamanda yaxşı dəqiqliyi təmin edən səmərəli bir quraşdırma sxemi tələb edir. Bu tələbləri yerinə yetirmək üçün aşağıdakı uyğunlaşdırma funksiyasını təklif edirik:

Budur kmütləq böyüklüklərlə CMD-də ulduz. dır,-dir,-dur,-dür kulduzun izoxron cədvəlindəki ən yaxın qonşu nöqtəsi. Dörd parametr izokron fitinqindən alınır: ΔG (məsafə modulu G böyüklük), (rəng artıqlığı,)), metallıq (Z) və yaş (t). Kümə ulduzları ilə izoxrondakı ən yaxın qonşu nöqtələr arasındakı orta kvadrat məsafəsini minimuma endiririk. Bu yanaşmanı tətbiq etmək asandır və izoxronlarla faktiki məlumatlar arasındakı uyğunsuzluğa həssasdır. İzokrondakı ən yaxın qonşu ilə asanlıqla tapıla bilər k-Hər bir ulduz qrupu namizədi üçün 770 izoxronun (hər izoxron 1500 bənddən çoxdur) uyğunlaşma prosesini sürətləndirməsini asanlaşdıran D Tree metodu. Bundan əlavə, optimizasyonu asanlıqla "scipy" paketi tərəfindən təqdim olunan Nelder-Mead alqoritmi (Nelder & amp Mead 1965) həyata keçirir.

Əsas ardıcıllıq (MS) zəif ulduzların parlaqlığındakı qeyri-müəyyənlik səbəbindən zəif ucunda əhəmiyyətli dərəcədə genişlənir. G & gt 17 mag (δG

0.072 mag), yəni olanlardan üç qat daha böyükdür G & lt 17 mag (δG

0.023 mag). Müəyyən etdiyimiz qruplar arasındakı üzvlərin təxminən 30% -i daha zəifdir G = 17 mag, izoxron fitinqinin keyfiyyətinə böyük təsir göstərir. Buna görə izoxronu daha parlaq ulduzlara uyğunlaşdırırıq G = 17 mag. Bu müalicə armaturdakı ulduzların sayını təxminən 50% azaldır, lakin uyğunluqların keyfiyyətini əhəmiyyətli dərəcədə artırır.

3.3. Ulduz Klaster Təsnifatı

FoF klaster tapıcısından istifadə edərək ulduz klasteri namizədlərinin aşkarlanmasının etibarlılığını qiymətləndirmək üçün izoxron fitinqindən alınan parametrlərə əsasən bir təsnifat aparırıq. Müşahidədəki qeyri-müəyyənliklərdən ötrü bir ulduz klasterinin aşkarlanmasının etibarlılığını dəqiq bir şəkildə göstərə biləcək bənzərsiz bir parametr yoxdur. Bunun əvəzinə, qeyri-müəyyənliyin təsirini minimuma endirmək üçün bir neçə parametrlərin birləşməsi istifadə edilə bilər. Buna görə namizədləri aşağıdakı parametrlərə əsasən təsnif edirik.

Şəkil 2. İzoxron quraşdırılmış yaş ulduz qruplarının paylanması. Qara kəsikli xətt 5 Myr yaş kəsilməsini təmsil edir.

Yuxarıda göstərilən dörd meyara görə, 2443 ulduzlu klaster namizədlərini üç sinifə ayırırıq:

Hər qrupdakı ulduz klaster namizədlərinin sayı bunlardır: Sınıf 1: 569 (23.3%), Sınıf 2: 127 (5.2%) və Sınıf 3: 1747 (71.5%). nG& lt17 ≥ 50 Class 1 və 2-ni əsasən 4 kpc daxilində yaxınlıqdakı ulduz qrupları ilə məhdudlaşdırır. Ulduz klaster namizədlərinin təsnifatı, müəyyənləşdirmə prosesindəki boru kəmərimizin göstəricilərindən təsirlənir və bu ulduz klasteri namizədlərinin fiziki mövcudluğu ilə birbaşa əlaqəli olmamalıdır. Analizimizə görə, 1-ci sinif üzvləri, ehtimal ki, ulduz qruplarına namizəddirlər. 2 və 3-cü siniflər daha təsdiqlənməyə ehtiyacı olan namizədlərdir. Bununla birlikdə, Sinif 2 və Sinif 3 üzvləri arasında orijinal ulduz qrupları mövcud ola bilər (bax. Bölmə 4.2). 2443 namizədin hamısı üçün ümumi parametrlər Cədvəl 1-də verilmişdir.

Cədvəl 1. SHiP-in Bu İşdə Müəyyən etdiyi 2443 Ulduz Küməsi Namizədlərinin Parametrləri

FoF ID l b rmaks μδ ntot tyaş Z Sinif K13 kimliyi CG18 + 19 kimliyi B19 şəxsiyyəti Ad
(deg) (deg) (deg) (mas) (mas il 1) (mas il 1) (Gyr)
0 186.181 ± 0.182 −13.025 ± 0.173 0.817 0.549 ± 0.058 0.516 ± 0.252 −0.888 ± 0.221 567 1.41 ± 0.08 −0.250 1 352 687 5076 NGC_1817
1 184.719 ± 0.120 −13.510 ± 0.077 0.470 0.359 ± 0.052 0.355 ± 0.224 −2.500 ± 0.220 135 1.32 ± 0.08 0.000 1 −1 −1 5047
2 226.034 ± 0.110 −16.126 ± 0.116 0.461 0.252 ± 0.039 −0.538 ± 0.237 1.975 ± 0.282 384 1.38 ± 0.08 0.250 1 576 708 6219 NGC_2204
3 239.472 ± 0.069 −18.018 ± 0.062 0.331 0.257 ± 0.048 −1.261 ± 0.151 5.493 ± 0.164 361 3.39 ± 0.20 0.000 1 625 713 6569 NGC_2243
4 259.574 ± 0.073 −14.278 ± 0.089 0.384 0.258 ± 0.040 −1.476 ± 0.200 2.740 ± 0.255 330 2.69 ± 0.16 0.000 1 917 651 7005 Melotte_66
5 292.316 ± 0.216 −12.736 ± 0.129 0.559 0.506 ± 0.026 −6.873 ± 0.177 1.425 ± 0.215 171 3.16 ± 0.19 0.000 1 −1 −1 −1
6 325.553 ± 0.032 −17.569 ± 0.035 0.118 0.242 ± 0.031 −5.552 ± 0.208 −4.683 ± 0.316 126 10.70 ± 0.64 −2.000 3 2106 −1 9172
7 0.069 ± 0.027 −17.299 ± 0.031 0.133 0.280 ± 0.054 0.900 ± 0.379 −2.391 ± 0.401 206 0.85 ± 0.05 −2.000 3 2420 −1 10
8 5.617 ± 0.034 −14.071 ± 0.069 0.367 0.281 ± 0.063 −2.958 ± 0.399 −1.410 ± 0.429 176 0.0040 ± 0.0002 0.500 3 2412 −1 338
9 8.793 ± 0.054 −23.268 ± 0.054 0.265 0.341 ± 0.120 −3.412 ± 0.404 −9.270 ± 0.366 1798 12.90 ± 0.77 −2.000 1 2506 −1 473

Qeyd. Hər bir ulduz klasterinin mövqeyi, paralaksı və düzgün hərəkəti 1σ dispersiyası göstərilən bütün klaster üzvlərinin orta dəyəri kimi hesablanır. Radius rmaks klaster üzvlərinin orta mövqeyə maksimum məsafəsi kimi müəyyən edilir. Rahatlıq üçün K13, CG18 + 19 və B19-dakı müvafiq identifikatorlar da siyahıya alınmışdır (−1 uyğunsuz deməkdir). Bütün identifikatorlar 0 ilə başlayır və kataloğdakı sətir nömrəsinə uyğun gəlir (K13-dəki kimi MWSC nömrəsi deyil). CG18 + 19 üçün 0–1228 və 1229–1274 aralığındakı şəxsiyyətlər Cantat-Gaudin et al .dakı ulduz qruplarına uyğundur. (2018) və Cantat-Gaudin et al. (2019), müvafiq olaraq. Rahatlıq üçün CG18 + 19-da uyğun gələn ulduz qruplarının adları da təqdim olunur. Yaş və metallik qeyri-müəyyənliklər izokron cədvəlində addımın yarısı kimi qiymətləndirilir (daha ətraflı məlumat üçün Bölmə 3.2.1-ə baxın). Bunlar yaşlar üçün% 6 () və metallik üçün 0.125-dir. Tam versiya üçün github deposundakı data / cat_all.txt-ə baxın.

Formanın və məzmununun göstərilməsi üçün bu cədvəlin yalnız bir hissəsi burada göstərilir. Tam masanın maşın tərəfindən oxunan bir versiyası mövcuddur.


Dərin Ulduz xəritələri

Bu ulduz xəritələri dəsti, 100 milyondan çox ulduzun mövqeyini, parlaqlığını və rəngini çəkərək yaradıldı Parlaq ulduz, Tycho-2UCAC3 ulduz kataloqu. Bürc sərhədlər 1930-cu ildə Beynəlxalq Astronomiya Birliyi tərəfindən qurulmuşdur. Bürc rəqəmlər rəsmi olmadıqlarına baxmayaraq IAU-dan gəlirlər.

Xəritələr, göy (J2000 coosentrik sağ qalxma və enmə) və ya qalaktik koordinatlardan istifadə edərək boşqab carr və eacutee proqnozlarında təqdim olunur. Bunlar animasiya proqramında sferik xəritəçəkmə üçün hazırlanmışdır. Ulduz xəritələrin yuxarı və alt hissəsindəki oval şəkillər qalaktika deyil. Xəritənin həmin hissələrindəki ulduzların təhrif edilməsi sadəcə proyeksiyanın təsiridir.

Göy koordinat xəritələməsi animasiya üçün daha faydalı olacaq, çünki proqramdakı kamera dönmələri astronomiya istinadlarında sağ yüksəliş və meyl ilə düz bir şəkildə uyğunlaşacaqdır. Qalaktik koordinat Xəritəçəkmə, ev qalaktikamızın iç tərəfdən kənar görünüşünü göstərən bağımsız bir şəkil kimi işləyir.

Animasiya xəritələrin səmaya səyahətində istifadəsini nümayiş etdirir. Tur W formalı Cassiopeia’dan başlayır, sonra Perseusdan cənuba doğru Orion the Hunter qış bürcünə və Toros'daki Hyades and Pleiades ulduz qruplarına gedir. Orionun köpək yoldaşı və göydə ən parlaq olan ulduzu Siriusdan cənub-şərqə doğru irəliləyir və nəticədə Karina və Crux, Cənubi Xaçdakı Samanyolu'nun zəngin cənub yarımkürəsi hissəsində dayanır.

Centaurusdakı Xaçın şərqində, Günəşə ən yaxın 4.4 işıq ilində çılpaq gözlü ulduz sistemi olan ikili ulduz Alpha Centauri. Çərçivənin yuxarı hissəsindəki qeyri-səlis bir nöqtə olaraq Omega Centauri kürəcik qrupu da görünür. Ulduz xəritələrini çəkmək üçün istifadə olunan ulduzların sayı, çoxlu və kiçik Magellan Buludlarının yanında bir çox qlobal və açıq ulduz qruplarını aşkar etmək üçün kifayətdir.

Göy cənub qütbünün yanından keçdikdən sonra, tur Samanyolu ilə şimalda, Oxatan bürcündəki çaydanın yaxınlığında qalaktikamızın mərkəzinə doğru irəliləyir. Tur, oradan şimal-qərbə doğru uzanır və nəhayət Ursa Major'da tanış olan Böyük Dipper və ya Plow asterizmində dayanır.


Davis, M., Efstathiou, G., Frenk, C. S. & amp White, S. D. M. Soyuq qaranlıq maddənin hakim olduğu bir kainatdakı geniş miqyaslı quruluşun təkamülü. Astrofizlər. J. 292, 371–394 (1985).

Clowe, D. et al. Qaranlıq maddənin varlığının birbaşa empirik sübutu. Astrofizlər. J. Lett. 648, L109-L113 (2006).

Dodelson, S. & amp; Liguori, M. Kosmik quruluş qaranlıq maddə olmadan meydana gələ bilərmi? Fiz. Keşiş Lett. 97, 231301 (2006).

Jungman, G., Kamionkowski, M. & amp Griest, K. Supersimetrik qaranlıq maddə. Fiz. Rep. 267, 195–373 (1996).

Klasen, M., Pohl, M. & amp; Sigl, G. Dolayı və qaranlıq maddənin birbaşa axtarışı. Proq. Hissə. Nüvə. Fiz. 85, 1–32 (2015).

Zel’dovich, Y. B. & amp Novikov, I. D. Genişlənmə zamanı gerilən nüvələrin hipotezi və isti kosmoloji modeli. Sov. Astron. 10, 602 (1967).

Hawking, S. Cazibə baxımından çox aşağı kütləli obyektlər çökdü. Ay Yox. R. Astron. Soc. 152, 75–78 (1971).

Carr, B. J. & amp Hawking, S. W. Kainatın başlanğıcındakı qara dəliklər. Ay Yox. R. Astron. Soc. 168, 399–416 (1974).

Carr, B., Kühnel, F. & amp; Sandstad, M. Qaranlıq maddə kimi ilk qara dəliklər. Fiz. Rev. D 94, 083504 (2016).

Capela, F., Pshirkov, M. & amp Tinyakov, P. Neytron ulduzları tərəfindən tutulmağa qaranlıq maddə namizədləri olaraq ilkin qara dəliklərdə məhdudiyyətlər. Fiz. Rev. D 87, 123524 (2013).

Lane, R. R. et al. Newton çəkisini AAOmega ilə sınaqdan keçirmək: dörd kürə qrupunun kütlədən yüngül profilləri. Ay Yox. R. Astron. Soc. 400, 917–923 (2009).

Paczynski, B. Qalaktik halo tərəfindən cazibə mikrosensləşdirmə. Astrofizlər. J. 304, 1–5 (1986).

Griest, K. et al. Disk qaranlıq maddəni və zəif disk ulduzlarını aşkar etmək üsulu kimi cazibə mikro mikrosizim. Astrofizlər. J. Lett. 372, L79-L82 (1991).

Alcock, C. et al. MACHO layihəsi: 5.7 illik Böyük Magellan Buludu müşahidələrindən alınan mikrolensinq. Astrofizlər. J. 542, 281–307 (2000).

Tisserand, P. et al. Magellan buludlarının EROS-2 tədqiqatından qalaktik halonun MACHO tərkibindəki məhdudiyyətlər. Astron. Astrofizlər. 469, 387–404 (2007).

Sasaki, M., Suyama, T., Tanaka, T. & amp Yokoyama, S. GW150914 cazibə dalğa hadisəsi üçün ilk qara dəlik ssenarisi. Fiz. Keşiş Lett. 117, 061101 (2016).

Ali-Haïmoud, Y., Kovetz, E. D. & amp Kamionkowski, M. İbtidai-qara dəlik ikili birləşmənin nisbəti. Fiz. Rev. D 96, 123523 (2017).

Griest, K., Cieplak, A. M. & amp; Lehner, M. J. Kepler məlumatlarının ilk 2 ilindəki ilk qara dəlik qaranlıq maddə üzərində eksperimental məhdudiyyətlər. Astrofizlər. J. 786, 158–167 (2014).

Miyazaki, S. et al. Hyper Suprime-Cam: sistem dizaynı və görüntü keyfiyyətinin yoxlanılması. Publ. Astron. Soc. Jpn 70, S1 (2018).

Aihara, H. et al. Hyper Suprime-Cam Subaru strateji proqramının ilk məlumat buraxılışı. Publ. Astron. Soc. Jpn 70, S8 (2018).

Klypin, A., Zhao, H. & amp Somerville, R. S. Samanyolu və M31 üçün CDM əsaslı modellər. I. Dinamik modellər. Astrofizlər. J. 573, 597–613 (2002).

Aihara, H. et al. Hyper Suprime-Cam SSP Anket: ümumi baxış və anket dizaynı. Publ. Astron. Soc. Jpn 70, S4 (2018).

Crotts, A. P. S. M31 - qravitasiya mikrolensiyası üçün bənzərsiz bir laboratoriya. Astrofizlər. J. Lett. 399, L43-L46 (1992).

Baillon, P., Bouquet, A., Giraud-Heraud, Y. & amp Kaplan, J. Çözülməmiş ulduzların mikrolensiyası ilə qəhvəyi cırtdanların aşkarlanması. Astron. Astrofizlər. 277, 1–9 (1993).

Gould, A. Piksel lensləşdirmə nəzəriyyəsi. Astrofizlər. J. 470, 201–210 (1996).

Calchi Novati, S. Piksel obyektivi. M31-ə doğru mikrokreditləşdirmə. General Relat. Qrav. 42, 2101–2126 (2010).

Aurière, M. et al. M31-in POINT-AGAPE piksel lens araşdırmasında qısa müddətli namizəd mikrolensinq hadisəsi. Astrofizlər. J. Lett. 553, L137-L140 (2001).

Alard, C. & amp Lupton, R. H. Optimal görüntü çıxarma üsulu. Astrofizlər. J. 503, 325–331 (1998).

Bosch, J. et al. Hyper Suprime-Cam proqram boru kəməri. Publ. Astron. Soc. Jpn 70, S5 (2018).

Williams, B. F. et al. Panchromatic Hubble Andromeda Xəzinəsi. X. 117 milyon bərabər məsafəli ulduzun infraqırmızı fotometriyasına ultrabənövşəyi. Astrofizlər. J. Suppl. S. 215, 9–42 (2014).

Dalcanton, J. J. et al. Panchromatic Hubble Andromeda Xəzinəsi. Astrofizlər. J. Suppl. S. 200, 18 (2012).

Huang, S. et al. Hyper Suprime-Cam proqram boru kəmərinin xarakteristikası və fotometrik performansı. Publ. Astron. Soc. Jpn 70, S6 (2018).

Witt, H. J. & amp; Mao, S. Lensli ulduzlar MACHO-lar tərəfindən mikrolensiya üçün nöqtə kimi qəbul edilə bilərmi? Astrofizlər. J. 430, 505–510 (1994).

Gould, A. Gamma-şüa patlayıcılarının yumşaldılması. Astrofizlər. J. Lett. 386, L5-L7 (1992).

Nakamura, T. T. Bir nöqtə kütləsi lensi ilə ilham verən ikili binalardan cazibə dalğalarının cazibə obyektivi. Fiz. Keşiş Lett. 80, 1138–1141 (1998).

Musco, I., Miller, J. C. & amp Polnarev, A. G. Radiasiya dövründə ilk qara dəlik meydana gəlməsi: çöküşün kritik mahiyyətinin araşdırılması. Sinif. Kvant çəkisi 26, 235001 (2009).

Kühnel, F., Rampf, C. & amp Sandstad, M. Kritik çöküşün ilkin qara dəlik kütləsi spektrlərinə təsiri. Avro. Fiz. J. C 76, 93 (2016).

Kawasaki, M., Mukaida, K. & amp Yanagida, T. T. Xaotik inflyasiyada və ilkin qara dəliklərin əmələ gəlməsində Higgs sahəsindəki qeyri-sabitlik probleminin sadə kosmoloji həlli. Fiz. Rev. D 94, 063509 (2016).

Kawasaki, M., Kusenko, A., Tada, Y. & amp; Yanagida, T. T. Supergravity inflyasiya modellərində qaranlıq maddə kimi ilk qara dəliklər. Fiz. Rev. D 94, 083523 (2016).

Inomata, K., Kawasaki, M., Mukaida, K., Tada, Y. & amp Yanagida, T. T. LIGO cazibə dalğa hadisələri və pulsar zamanlama sıra təcrübələri üçün inflyasiya ilkin qara dəliklər. Fiz. Rev. D 95, 123510 (2017).

Kühnel, F. & amp Freese, K. Genişləndirilmiş kütlə funksiyaları olan ilkin qara dəliklərdə məhdudiyyətlər. Fiz. Rev. D 95, 083508 (2017).

Inomata, K., Kawasaki, M., Mukaida, K., Tada, Y. & amp Yanagida, T. T. Bütün qaranlıq maddə kimi inflyasiya ilkin qara dəliklər. Fiz. Rev. D 96, 043504 (2017).

Carr, B., Raidal, M., Tenkanen, T., Vaskonen, V. & amp Veermäe, H. Genişlənmiş kütlə funksiyaları üçün ilkin qara dəlik məhdudiyyətləri. Fiz. Rev. D 96, 023514 (2017).

Carr, B. J., Kohri, K., Sendouda, Y. & amp Yokoyama, J. İlkin qara dəliklərdə yeni kosmoloji məhdudiyyətlər. Fiz. Rev. D 81, 104019 (2010).

Barnacka, A., Glicenstein, J.-F. & amp; Moderski, R. Qamma şüalarının partlamasının femtolensiyasından ilkin qara dəliklərin bolluğunda yeni məhdudiyyətlər. Fiz. Rev. D 86, 043001 (2012).

Ali-Haïmoud, Y. & amp Kamionkowski, M. Kosmik mikrodalğalı fon, ilkin qara dəliklərin yığılmasına məhdudiyyətlər. Fiz. Rev. D 95, 043534 (2017).

Ricotti, M., Ostriker, J. P. & amp Mack, K. J. İlkin qara dəliklərin kosmik mikrodalğalı fon və kosmoloji parametr qiymətləndirmələrinə təsiri. Astrofizlər. J. 680, 829–845 (2008).

Alcock, C. et al. MACHO layihəsinin ilk ili olan Böyük Magellan Buludunun nəticələri: mikrolensiya dərəcəsi və qalaktik qaranlıq halonun təbiəti. Astrofizlər. J. 461, 84–103 (1996).

Kerins, E. et al. M31-ə doğru piksel lensinq nəzəriyyəsi: I. MACHO-ların sıxlığı və kütləsi. Ay Yox. R. Astron. Soc. 323, 13–33 (2001).

Riffeser, A., Fliri, J., Seitz, S. & amp Bender, R. Mikro izdihamlı sahələrə yönəlmə: nəzəriyyə və M31-ə tətbiq. Astrofizlər. J. Suppl. Ser. 163, 225–269 (2006).

Cieplak, A. M. & amp Griest, K. İlkin qara dəlik qaranlıq maddənin aşkarlanması üçün mikrolensiya nisbətlərinin nəzəri proqnozlarını yaxşılaşdırdı. Astrofizlər. J. 767, 145–154 (2013).

Navarro, J. F., Frenk, C. S. & amp White, S. D. M. Hiyerarşik kümelenmeden universal bir sıxlıq profili. Astrofizlər. J. 490, 493–508 (1997).

Gondolo, P. Piksel mikrolensinqində optik dərinlik qiymətləndirilməsi. Astrofizlər. J. Lett. 510, L29-L32 (1999).

Ivezić, Z. et al. LSST: elm sürücülərindən dizayn və gözlənilən məlumat məhsullarına istinad etmək. Https://arxiv.org/abs/0805.2366v1 (2008) saytında əvvəlcədən çap edin.

Axelrod, T., Kantor, J., Lupton, R. H. & amp Pierfederici, F. Astronomiya üçün Software və Cyberinfrastructure, astronomik görüntüləmə boru kəmərləri üçün açıq mənbə tətbiqetmə çərçivəsi. Proc. Casus 7740, 774015 (2010).

Jurić, M. et al. LSST məlumat idarəetmə sistemi. Əvvəlcədən https://arxiv.org/abs/1512.07914 (2015).

Bertin, E. in Astronomik Məlumat Analizi Proqramı və Sistemləri XX (eds. Evans, I. N. et al.) 435 (ASP Conf. Ser. 442, Astronomical Society of Pacific, 2011).

Schlafly, E. F. et al. Pan-STARRS1 tədqiqatının ilk 1,5 ilinin fotometrik kalibrlənməsi. Astrofizlər. J. 756, 158–171 (2012).

Tonry, J. L. et al. Pan-STARRS1 fotometrik sistem. Astrofizlər. J. 750, 99–112 (2012).

Magnier, E. A. et al. Pan-STARRS1 fotometrik istinad nərdivanı, buraxılış 12.01. Astrofizlər. J. Suppl. Ser. 205, 20–32 (2013).

Siqnal, C. Fəzanı dəyişən nüvədən istifadə edərək şəkil çıxarma. Astron. Astrofizlər. Əlavə Ser. 144, 363–370 (2000).

Mandelbaum, R. et al. Üçüncü cazibə obyektivinin dəqiqliyi testi (GREAT3) problem kitabı. Astrofizlər. J. Suppl. Ser. 212, 5–33 (2014).

Rowe, B. T. P. et al. GALSIM: modul qalaktika görüntü simulyasiya alət dəsti. Astron. Hesablama. 10, 121–150 (2015).

North, J. R. et al. Subgiant ulduzun radiusu və kütləsi β İnterferometriya və asteroseismologiyadan Hyi. Ay Yox. R. Astron. Soc. 380, L80-L83 (2007).

de Jong, J. T. A. et al. M31-də MACHO-lar? Dəlil olmaması, yoxluğun dəlili deyil. Astron. Astrofizlər. 446, 855–875 (2006).

Takahashi, R. & amp Nakamura, T. Cırıltılı ikili binalardan gələn cazibə dalğalarının cazibə lensində dalğa təsirləri. Astrofizlər. J. 595, 1039–1051 (2003).

Katz, A., Kopp, J., Sibiryakov, S. & amp Xue, W. Femtolensing qaranlıq maddəyə yenidən baxdı. J. Cosmol. Astropart. Fiz. 12, 005 (2018).

Yaşıl, A. M. Genişlənmiş kütlə funksiyasına sahib ilkin qara dəlik qaranlıq maddəyə dair mikro məhdudlaşdırma və dinamik məhdudiyyətlər. Fiz. Rev. D 94, 063530 (2016).


Müşahidə

Gecə səması həmişə dəyişir. Müşahidəçilər axşam saatlarında planetlərin rəqs etməsini seyr edir, ulduzlar fövqəlnova kimi partlayır və yeni kometalar şəfəq səmalarını lütf edirlər. Burada göyləri işıqlandıran izzətləri görmək üçün lazım olan bütün ulduza bənzər tövsiyələri və mənbələri bir araya gətiririk. Bir baxışda Göydəki sütunumuz sizi həftənin ən yaxşı səmavi mənzərələrinə yönəldir, astronomiya podkastımız aylıq audio tur təqdim edir və interaktiv alətlər və bələdçilərimiz hər an müşahidə etməyiniz üçün faydalı mənbələrdir.


Ulduz axtarışını optimallaşdırmaq üçün bir ulduz kataloqu bölün - Astronomiya

Bu material (şəkillər daxil olmaqla) müəllif hüquqları ilə qorunur !. Ədalətli istifadə qaydaları üçün müəllif hüququ bildiriminə baxın.

Digər ulduzların ətrafında dövr edən təxminən 4000 planet tapıldı ---ekzoplanetlər (bəzən də çağırılır xaricdən gələn planetlər) --- 2019-cu ilin may ayının ortalarından etibarən təxminən 3000 ekzoplanet sistemində (600-dən çoxu çox planetli sistemlərdir). Bu bölüm əvvəlcə ekzoplanetləri necə tapdığımıza baxacaq və sonra orbitlərin statistikasına əsasən bəzi ilkin nəticələr çıxaracağam. və ekzoplanetlərin kütlələri.

Exoplanets tapmaq

Başqa ulduzların ətrafında ekzoplanetlərin aşkarlanması çox diqqətli müşahidələr tələb edən çətin bir layihədir. Əvvəlcə ekzoplanetləri tapmaq sadə bir şey kimi görünə bilər --- ulduzların şəkillərini çəkin və onların ətrafında fırlanan kiçik zəif şeylərə baxın. Bir ekzoplanet həqiqətən zəif olardı: görünən zolaqdakı bir ulduzdan bir milyard və ya daha çox dəfə daha zəif --- ulduz işığının parıldaması ekzoplanetin zəif işığını yuyacaqdı. The birbaşa görüntüləmə texnikası ekzoplanetlərin tapılması infraqırmızı zolaqda daha yaxşı olardı, çünki ekzoplanetin istilik spektri infraqırmızı zolaqda maksimum emissiyaya sahib olardı. Ayrıca, ulduzlar görünən zolaq enerjisindən daha az infraqırmızı enerji istehsal edir - ekzoplanet yalnız on olardı min yüzə min ulduzdan daha zəifdir. Ekzoplanet hələ də çox zəif olardı, amma ən azından kontrast nisbəti minlərlə dəfə yaxşılaşdırılır. Birbaşa görüntüləmə üsulu, ana ulduzlarından uzaqda jovian ekzoplanetləri tapa bilir. Qırx beş ekzoplanet (2019-cu ilin may ayının ortalarında) bu şəkildə tapıldı.

Təsvir edilən bəzi ekzoplanetlər çox gəncdir və formalaşmalarından hələ isti. Buna görə gənc ekzoplanetlər infraqırmızı baxımdan olduqca parlaqdır və aşkarlanması daha asandır. Bəzi ekzoplanetlər a adlı bir cihazla daha parlaq ulduzun işığının qarşısını alaraq təsvir edilmişdir koronaqraf ekzoplanetdəki zəif işığı aşkar etmək üçün. Bir ekzoplanetin ilk görünən işıq (optik) görüntüsünü yaratmaq üçün bir tacqrafın istifadəsi vacib idi: aşağıda göstərilən çox parlaq ulduz Fomalhaut ətrafında. Mərkəzdəki qara sahə koronaqrafdır, ağ nöqtə ulduzun yerini göstərir, üzük günəş sistemimizin Kuiper Kəmərinə bənzər tozlu bir dağıntı diskidir (lakin daha çox kənarda), kiçik ağ qutu yerin yerini göstərir. ulduzundan 115 AU ekzoplanet və iç hissə 1522 illik orbitinin səkkiz ilində hərəkətini göstərir. Hərəkəti ulduzun ətrafında dönən bir cisim olduğunu sübut etdi.

Astronomlar, dünyanın ən böyük teleskoplarında həssas infraqırmızı detektorlardan istifadə edərək gənc ulduzların ətrafında toz və qaz diskləri aşkar etdilər. Tək bir cismə kilidlənmiş ekvivalent miqdarda material bir çox kiçik hissəciklərə parçalanandan daha kiçik ümumi səth sahəsinə sahib olacaqdır. Disklərin səthi çoxdur və buna görə də çoxlu infraqırmızı enerji çıxara bilər. Göyümüzdəki bəzi parlaq ulduzların ətrafında toz var: Vega, Beta Pictoris və Fomalhaut. Bunlar planetlərin meydana gəlməsinin başlanğıc mərhələsindəki sistemlərdir. HR 4796A ulduzunun ətrafında bir disk toz disk mərhələsi ilə tam hüquqlu bir planet sistemi arasında görünür. Diskin daxili hissəsi təmizləndi. Ehtimal olunur ki, toz maddəsi indi planetlər kimi daha böyük şeylərə birləşib. Ekzoplanetlər, material hələ kiçik hissəciklər şəklində olandan daha kiçik bir səth sahəsinə sahib olardı, buna görə ekzoplanetlər daha zəif olacaqdır. Hubble Kosmik Teleskopu, Orion Dumanlığında hələ də əmələ gələn ulduzların% 50-si ətrafında qaz və toz diskləri aşkar etdi. Planet sistemlərinin meydana gəlməsinin kainatdakı adi bir proses olduğu görünür.

Ekzoplanetləri axtarmağın başqa bir yolu, orbitdə olduqları ulduzlar üzərində cazibə qüvvəsinə təsir göstərməkdir. Bir ekzoplanetin bir imzası, ulduz və ekzoplanet aralarında yerləşən, daha kütləvi ulduza mütənasib olaraq yaxınlaşan bir nöqtə ətrafında döndüyündə ulduzun titrəməsi kimi görünür. kütlə mərkəzi. Bu texnikaya astrometrik texnika. Cazibə fəsilindən cazibə qüvvəsini xatırlayın güc ulduz və ekzoplanet üzərində hərəkət eyni olmalıdır, lakin daha kiçik kütləli ekzoplanet daha böyük olacaq sürətləndirmə və kütləvi ulduz daha kiçik bir sürətlənməyə sahib olacaq & a & quotwobble & quot.

Günəşimiz onun ətrafında dönən planetlərin cazibə qüvvəsindən dolayı titrəyir. Yırğalanmanın əksəriyyəti, digər planetlərin hamısından daha çox kütlə ehtiva edən Yupiterə görədir. Bununla birlikdə, sarsıntı kiçikdir! Günəş Yupiterdən min qat daha çox olduğundan, kütlə mərkəzi Günəşə min dəfədən çox yaxındır və ya Günəşin səthindən təqribən 47.000 kilometr yüksəkdir (bu məsafə Günəş radiusunun% 7-dən azdır). Kiçik bir titrəməyə baxmayaraq, yaxınlıqdakı ulduzların ətrafında dövr edən planetlərdə olan astronomlar, bir neçə on il ərzində Günəşin hərəkətini çox diqqətlə izləsələr, yer üzündə olduğumuz eyni texnologiyadan istifadə edərək bu sarsıntıları aşkar edə bildilər. Ulduzla ekzoplanet arasındakı cazibə qüvvəsi nə qədər güclüdürsə, ulduzun titrəməsi o qədər böyük olacaq və aşkarlanması asanlaşacaq. Buna görə də astrometrik texnika ana ulduzlarına yaxın kütləvi jovian ekzoplanetlərini tapmaq üçün çox uyğundur. Yırğalanma nəinki böyüyür, həm də daha tez olur, beləliklə qısa müddət ərzində dövri hərəkəti görə bilərsiniz. Yer atmosferinin təhrifedici təsiri səbəbindən, bu texnikanı yerüstü teleskoplardan istifadə edərək (yazı vaxtı) yalnız bir ekzoplanet tapıldı. İndi ləğv edilən SIM Lite missiyası bu texnikanı istifadə etmək idi və 2013-cü ilin dekabr ayında başladılan Gaia missiyası bu texnikanı istifadə etdi.


Sağ tərəfdəki ardıcıllıq əslində iki fərqli nöqtədəndir. Yırğalanan ulduz, orbitin üzbəüz olmasını görsənir. Doppler dəyişən udma xətləri, orbitin ulduz-ekzoplanet sisteminin sağındakı bir mövqedən kənar olmasını görsənir (beləliklə, ulduz müşahidəçi və ekzoplanetdən uzaqlaşdıqda xətlər qırmızı uca doğru dəyişir). müşahidəçiyə doğru hərəkət edir).

Bir ekzoplanetin başqa bir imzası, ümumi kütlə mərkəzinin ətrafında dövrə vurarkən ulduzun spektral xətlərindəki doppler sürüşmələri olacaqdır. The doppler dəyişmə texnikası (bəzən də radial sürət texnikası) yerdən uzaq olan ekzoplanetləri tapmaq üçün ən asan yol olmuşdur. Yazı zamanı 751 ekzoplanet istifadə edilmişdir doppler dəyişmə texnikası. Kimi astrometrik texnika, the doppler dəyişmə texnikası ana ulduzlarına yaxın kütləvi jovian ekzoplanetlərini tapmaq üçün çox uyğundur. Bununla birlikdə, 2016-cı ildə astronomlar, Proxima Centauri ətrafında (dünyanın ən yaxın ulduz sistemindəki üç ulduzun bizə ən yaxını) bir ekzoplaneti aşkar etmək üçün kifayət qədər texnikanı dəqiqləşdirə bildilər ki, bu da Yerin kütləsindən cəmi 1,3 dəfə çoxdur. Saniyədə cəmi 1.38 metr və ya gəzən bir insanın sürətinə yaxın bir doppler ulduzu istehsal edir. Proxima Centauri b, Proxima Centauri-nin ətrafında dövr edir yaşayış zonası. The yaşayış zonası ekzoplanetin olduğu bir ulduzun ətrafındakı bölgədir səth maye suyun mövcud olması üçün çox isti və ya soyuq olmazdı səth.

Texnikanın başqa bir mərhələsində, astronomlar 2013-cü il iyun ayının sonlarında yaxınlıqdakı bir ulduz Gliese 667C-nin (cəmi 22 işıq ili) radyal sürət ölçmələrindən bir neçə il sonra açıqladılar. üç içərisində fırlanan ekzoplanetlər yaşayış zonası ulduzun. Ulduzların yaşayış zonalarında, xüsusən aşağıda müzakirə edilən Kepler missiyası tərəfindən digər ekzoplanetlər tapılsa da, bu o zamana qədər yaşana bilən bir bölgədəki ən çox ekzoplanet idi (TRAPPIST-1 bu adı 2016-cı ildə aldı) və Gliese üçün 667C, çox güman ki, yaşana bilən zonasında mümkün olan ən çox ekzoplanet sayını təşkil edir (buna görə yaşayış zonasının & quotdynamically dolu olduğu deyilir). Günəş sistemimizdə yalnız bir yaşayış sahəsi olan planet var. Daha qalın bir atmosferi qorumaq və üzərində uzunmüddətli yaşayış üçün plitə tektonikası işlətmək daha böyük olsaydı, Mars yaşayışlı ola bilərdi. Gliese 667C, Günəşdən daha kiçik kütləli bir ulduzdur və bu sərin, aşağı kütləli ulduzlar, Günəşdəki kimi ulduzlardan daha çox Galaxy-də yayılmışdır.

Ulduzun titrəməsi dövrü ölçülür və sonra məsafə (orbitin yarı böyük oxu) Keplerin üçüncü qanununa əsasən götürülür. Ulduzun sürət dəyişikliyi ölçülür və sonra sistemin ümumi kütləsi Newton-un Hərəkət Qanunlarından alınır. Ulduzun kütləsini spektral növündən qiymətləndirə bilərik, ekzoplanetin sürətini ulduz titrəməsi dövründən qiymətləndirə bilərik və ekzoplanetin kütləsini əldə edə bilərik. Bununla birlikdə, doppler effekti sizə yalnız görmə xətti boyunca hərəkət etməyi izah edir. Ekzoplanet orbitləri, şübhəsiz ki, görmə zolağımıza meylli və ya uclu, meyl miqdarı isə qeyri-müəyyəndir. Bu, ekzoplanetlərin törəmə kütlələrində bir qeyri-müəyyənlik gətirir. Ümumiyyətlə, astronomlar kütlələri & quotmas & # 215sin (orbit meyl açısı) & quot olaraq sitat gətirəcəklər, beləliklə həqiqi ekzoplanet kütlələri daha yüksək ola bilər. Bütün yörüngədən müşahidələr aparsaq, ulduz dalğalanma üsulları da bizə orbit eksantrikliyini verə bilər. Yaşana bilən Gliese 667C zonasındakı üç ekzoplanetin Yer kütləsindən 2,7 - 3,8 qat minimum kütlələri (& quotM sin (i) & quot) var, buna görə də onlara & quotsuper-Earth & quot deyilir. Orbitlərinin meylindəki qeyri-müəyyənlik səbəbi ilə kütlələri cazibə qüvvəsi baxımından sabit olan planet orbitlərinin mümkün olduğu kompüter modelləri əsasında iki qat daha böyük ola bilər.

Ekzoplanet araşdırması kontekstində bir & quotsuper-Earth & quot ümumiyyətlə yalnız kütlə ilə müəyyən edilir: Yerin kütləsindən təxminən 1,9 ilə on qat arasında bir dünya (1,9 Yer kütlələrinin alt sərhəd dəyəri ümumiyyətlə razılaşdırılmamışdır, buna görə də tədqiqat sənədlərində kütlə və diametr müxtəlifliyi). Bu müddət mütləq planetin yaşayış üçün əlverişli olduğunu ifadə etmir. Yerin kütləsinin on qatının yuxarı hüdudlarından istifadə olunur, çünki Yerin kütləsindən 10 qat daha böyük planetlərin ətrafdakı hidrogen və heliumu əmələ gətirmək üçün cazibədar bir planetə çevrilməsi üçün cazibə gücünə sahib olacağı düşünülür. NASA Kepler kosmik gəmi missiyası ekzoplanetləri tapmaq üçün tranzit metodundan (aşağıda) istifadə etdiyi üçün kütlə əvəzinə super-Earth-i təyin etdi. Kepler üçün super Earth 1.25 ilə 2 Earth diametri arasındakı hər hansı bir ekzoplanetadır. Əgər super-Earth, Dünya ilə eyni bir sıxlığa sahibdirsə, bu 1,95 ilə 8 Earth kütləsi arasında bir kütlə aralığına uyğundur. Bununla birlikdə, 2014-cü ilin iyun ayında Yerdən 17,2 dəfə böyük bir kütlə ilə, ancaq Yerin diametrindən 2,35 dəfə çox olan Kepler 10c kəşfi onun sıxlığı = 7,1 qat suya sahib olduğu üçün Neptun kimi bir şeyin əvəzinə qayalıq bir dünya olduğunu açıqladı. ya da Yupiter. (Təbiət həmişə gözəl, təmiz qutularımıza sığmır.)

Benjamin Fultonun rəhbərlik etdiyi bir araşdırma qrupu, super-Earth və mini-Neptunes arasındakı ayırma xəttini tapmış ola bilər. & Quotsuper-Earth & quot-in bu zərifliyində, super-Earth əsasən qaya dəmir dünyası olan bir planetdir, mini-Neptun planetində isə daha yüngül hidrogen birləşmələri --- su, ammonyak, metan --- və hidrogen və helium. Ekzoplanet Yerin diametrindən təxminən 1,75 dəfə azdırsa, bu super-Earth'dür. Yerin diametrinin iki qatından yuxarıdırsa, əmələ gələn ekzoplanetin ətraf mühit dumanlıqlarından Neptun kimi bir şey halına gətirmək üçün kifayət qədər hidrogen və helyum çəkməsi üçün kifayət qədər kütlə var. Fulton qrupu, yaşana bilən bir dünya üçün üst ölçülü kəskin şəkildə təyin etdi. Yer kürəsinin iki qatından daha böyük aləmlərin ya bir səthi olmayacaq, ya da səth o qədər əzik dərəcədə yüksək bir təzyiqlə (Yerdəki Marianas Xəndəkinin ən dərin nöqtəsində tapıldığından daha çox) olduqca dərin bir atmosferin altındadır ki, heç bir həyatımız yoxdur mövcud ola biləcəyini bilmək.

Astronomlar hələ ekzoplanetlərin əksəriyyətinin həm diametrlərini, həm də kütlələrini təyin edə bilmirlər, bu səbəbdən onların sıxlıqları və bu səbəbdən tərkibi hələ bilinmir. Kepler missiyasından əvvəl ekzoplanetlərin yalnız kiçik bir hissəsinin ulduzları qarşısında hərəkət etdiyi və yerüstü teleskoplardan tutulmasına və ya ulduz işığının qaralmasına səbəb olduğu müşahidə edilmişdir. Buna a tranzit buna görə ekzoplanetlərin aşkarlanmasına bu deyilir tranzit texnikası. Tranzit, ekzoplanetin orbitinin görmə xəttimizlə uyğunlaşması deməkdir (və meyl açısı təxminən 90 dərəcədir). Ekzoplanet tranzitindən astronomlar ekzoplanetin diametrini dəqiq ölçməyi bacardılar. Ulduzun yırğalanma metodlarından ekzoplanet kütləsindən istifadə edərək, sıxlığı təyin edə bilərsiniz.

Ekzoplanet keçərkən ulduzun spektrinin diqqətlə müşahidələri astronomlara spektroskopiya ilə ekzoplanetanın atmosferinin kimyəvi tərkibini təyin etməyə imkan verəcəkdir. Digər hallarda, ekzoplanetin spektri ulduz üstəgəl ekzoplanet spektrini götürmək, sonra ekzoplanet ulduzun arxasında olduqda yalnız ulduz spektrini götürmək və onu ulduz plus ekzoplanet spektrindən çıxarmaqdan tapılır. Bir ekzoplanet, HD 189733b, atmosferində su, metan və karbon dioksid var, lakin ekzoplanet həyatı dəstəkləmək üçün çox isti və kütləlidir.Yalnız 2010-cu ilin yanvarına qədər astronomlar bir ekzoplanetin spektrini birbaşa ala bilmişdilər --- nəticədə bir quru ekzoplanetasının spektrini analiz edərək, onun üzərindəki həyatı dəstəklədiyini öyrənə bilmək üçün əhəmiyyətli bir addım idi.

İlk illərdə aşkarlanan tranzit ekzoplanetlərin əksəriyyəti əvvəlcə doppler dəyişmə texnikası ilə aşkar edilmişdi, lakin Kepler kosmik gəmisindəki nəfis alətlər sayəsində tranzit texnikası digər ulduzların ətrafındakı ekzoplanetləri axtarmağın çox məhsuldar bir üsulu oldu. Missiyanın sonu 2018-ci ilin oktyabrında Kepler hələ təsdiqlənməli olan 2898 namizədlə birlikdə 2687 ekzoplanet tapdı. Namizəd ekzoplanetlər, tutqunlaşan ikili sistemdəki kimi başqa bir ulduzdan və ya ağ cırtdan adlanan ölü bir ulduzdan qaynaqlanmadığından əmin olmaq üçün hələ müşahidələr yolu ilə təsdiqlənməmişlərdir. Yazı yazıldığı vaxtdan etibarən tranzit texnikası ilə ümumilikdə 3059 ekzoplanet tapıldı, on beşi (indiyə qədər) TESS kosmik gəmisi olan Kepler-in varisi tərəfindən. Planet sistemlərinin əksəriyyətinin orbitləri bizim görmə xəttimizlə bu qədər incə şəkildə uyğunlaşdırılmır Çox bir neçə keçidi tapmaq şansını yaxşılaşdırmaq üçün ulduzlara baxmaq lazımdır. Tranzit texnikasının ekzoplanet aşkarlanması üçün ulduz dalğalanma metodlarından bir üstünlüyü, yerüstü diametrli ekzoplanetləri (yəni kiçik ekzoplanetləri) aşkar edə bilməyinizdir. Yer kimi kiçik ekzoplanetlər kiçik kütlələri səbəbindən ana ulduzlarında çox kiçik bir titrəmə əmələ gətirir. COROT missiyası (ESA) Yerin diametrinin iki qatından kiçik bir ekzoplanet tapdı. Ancaq bu ekzoplanet ulduzuna o qədər yaxındır ki, ekzoplanetin səthinin temperaturu 1000 ilə 1500 dərəcə C-dir! Kepler, Ay qədər kiçik ekzoplanetləri aşkar edə bildi.

NASA Kepler kosmik gəmi missiyası təxminən 156.000 ulduza baxdı eyni zamanda Cygnus bürcünün bir hissəsində dörd il müddətində Yer ölçüsündə ekzoplanetləri axtarmaq. Kosmik gəmi ulduzların yaşayış zonalarında ola bilən ekzoplanetlərə yönəldi. Ulduzların yalnız 0.5% -nin Kepler tərəfindən aşkarlanması üçün yaşana bilən zonalardakı planetlərinin orbitlərini uyğunlaşdırması gözlənilir. Kütləsi 0,5 ilə 10 Yer kütləsi arasındakı bir yerüstü ekzoplanet, ulduzunun sırasıyla 0.00005 - 0.0004 arasında kəsrli bir miqdarda qaralmasına səbəb olacaq və keçidlər yalnız bir neçə saat davam edəcəkdir. Hər bir ekzoplanet tranziti ilk aşkarlanan tranzitdən sonra tranzitlər və tranzit dərinliyi arasında eyni vaxt intervalı ilə ən azı iki dəfə təkrarlanmalıdır. Keçidlərin bu cür təkrarlanması, bir şeyin ulduzun ətrafında döndüyünü və ulduzun qarşısından keçən əlaqəsiz bir cismin təsadüfən meydana gəlməsini deyil. Yaşayış zonasında ekzoplanet olan günəş tipli bir ulduz üçün ekzoplanet ildə bir dəfə ulduzdan keçəcəkdir. Ancaq bu, ulduzların Günəşimiz kimi sakit və sabit olduğunu düşünür. Kepler komandası, bir sıra ulduzların Günəşimizə nisbətən bir az daha aktiv, daha dəyişkən olduğunu tapdılar, buna görə ekzoplanetlərin keçid səbəbiylə qaranlıq yerləri qarışdırmaq üçün daha çox müşahidələr aparmaq üçün missiyada bir uzantı oldular. ulduzların öz daxili dəyişkənliyi. Missiyanın uzadılması 2016-cı ilədək missiyanı davam etdirməli idi, lakin bir neçə stabilizator reaksiya çarxının aparatdakı uğursuzluğu Cygnus bölməsinin müşahidə edilməsini 2013-cü ilin əvvəlində sona çatdırdı. Cygnus müşahidəsi başa çatsa da, Kepler komandası yenə də süzmək üçün minlərlə keçidi var, buna görə hələ çoxlu kəşflər var. Namizəd siyahısından təsdiqlənmiş ekzoplanet sayını və daha sonra rədd edilmiş namizəd sayını istifadə edərək, indi Kepler komandasının tranzit yoxlama prosesinin mümkün planetlərin tapılmasında nə qədər yaxşı işlədiyini çox yaxşı bilirik. Ekzoplanet namizədlərinin yalnız on faizinin başqa bir şey olduğu ortaya çıxdı. Bu, ekzoplanet namizədlərinin 90% -ni həqiqi ekzoplanetlər kimi qoyur. (Başqa bir aşkarlama səmərəliliyi araşdırmasına və namizədlərin avtomatik təsnifatına baxın.)


Keplerin Cygnusdakı orijinal görünüşü.

Exoplanet Arxivindəki təsdiqlənmiş ekzoplanetlərin ən azı altmış beşi (yazı yazıldığı zaman) mütləq sıxlığı sudan 3 qat və ya daha çox olan qayalı ekzoplanetlərdir. Kepler-10b adlanan ilk qayalıq ekzoplanetanın suyun 5.8 qat sıxlığı var. Bununla birlikdə, Kepler-10b, ulduzundan 0.017 AU-dan az dövr edir (Merkuri Günəşimizi 0.39 AU-da dövr edir), buna görə səthinin temperaturu 1800 K-dan çoxdur! Oradakı okeanlar maye dəmir olardı. Başqa bir təsdiqlənmiş ekzoplanet Kepler-22b, ulduzun yerləşə biləcəyi zonada olduğu bilinən Kepler missiyasından ilkidir. Yerin diametrinin 2,4 qatında olan Kepler-22b, & quotsuper-Earth & quot əvəzinə & quotmini-Neptune & quot olaraq qəbul edilir. Kepler-22b ilə ulduzun məskunlaşa biləcəyi zonanın Günəş sistemimizlə müqayisəsi aşağıdakı şəkildə göstərilmişdir. Kepler-22b şəkli, Kepler-22b'nin necə görünə biləcəyini bir sənətkarın təsəvvürüdür. Kepler-22 ulduzu Günəşdən bir qədər soyuduğundan, yaşayış zonası Günəşinkindən bir qədər kiçikdir.

Bir ulduzun yerləşə biləcəyi zonada Yerin ölçüsü ilə təsdiqlənmiş ilk ekzoplanet, Yerin yalnız 1,1 qat böyüklüyündə Kepler 186f-dir. Əgər Kepler 186f, Yerlə eyni sıxlığa sahibdir, Yerin kütləsindən 1,3 dəfə çox olardı. Ekzoplanetlərin və inkişaf etmiş modelləşdirmənin bilinən sıxlığının statistikası bizə 1,5 Yer radiusundan kiçik ekzoplanetlərin təxminən 75% -nin qayalıq dünyalar olduğunu bildirir. Bu səbəbdən Kepler 186f-nin, əsasən Yer kimi silikatlar, dəmir, nikel və maqneziumdan ibarət olan qayalıq bir dünya olması ehtimalı böyükdür. Kepler 186 sisteminin beş planetinin Günəş sisteminin daxili üç planeti ilə müqayisəsi aşağıda göstərilmişdir. Qeyd edək ki, Kepler 186 ulduzu daha sərin və Günəşin parlaqlığının yalnız% 4-üdür, ona görə də yaşayış zonası Günəşin yerləşə biləcəyi zonadan xeyli kiçikdir.

Digər təsdiqlənmiş bir ekzoplanet sistemi olan Kepler 20-də, Yerin ölçüsü olan iki ekzoplanet daxil olmaqla beş ekzoplanet var. Kepler-20e Veneradan kiçikdir və Kepler-20f Yerdən% 3 daha böyükdür. Təəssüf ki, hər ikisi də Kepler-20-nin yaşana biləcəyi zonanın içərisində yaxşı bir şəkildə dövr edir, lakin bu kəşf Kepler kosmik gəmisinin Yer boyu ekzoplanetləri aşkar edə biləcəyini və bu cür ekzoplanetlərin mütləq mövcud olduğunu açıq şəkildə göstərir. Yenə təsdiqlənmiş bir başqa ekzoplanet sistemi olan Kepler 37, Aydan biraz böyük, ikincisi Veneradan biraz kiçik, üçüncüsü isə Yerdən iki dəfə böyük bir ekzoplanetə sahibdir. Cygnus sahə layihəsi üçün son məlumat yayımında (K2 mərhələsindən əvvəl), Kepler komandası, diametri Yerin diametrindən 1.8 qat az olan qırx səkkiz ekzoplanetanın (ulduzların yaşana biləcəyi zonada) siyahısını verdi. . Yer-Günəş sisteminə ən çox bənzəyən planet namizəd KOI 7711.01 diametri Yerin diametrindən 1,31 dəfə diametri ilə hər 302,8 gündə ulduzunun ətrafında dövr edir. Yerin Günəşdən aldığı enerjinin 87% -ni alır və ulduz Günəşdən biraz daha soyudur. Kepler komandası, Yerlə Günəşdən eyni məsafədə Günəşlə eyni temperaturda olan bir ulduzun ətrafında fırlanaraq Yerlə eyni ölçüdə bir ekzoplanetanın Yer kürəsindəki analoqunu dəqiq tapmasa da, tamamilə aydın oldu axtardığımız Samanyolu'nun yalnız bu kiçik bir hissəsində ulduzlarının yaşana biləcəyi bölgədə dövr edən çoxsaylı qaya dünyası ekzoplanetidir.

Kepler missiyasından əldə olunan digər statistik nəticələr bunlardır: təbiət bərabər ölçüdə 3 Yer diametrinə qədər müxtəlif ölçülü planetləri düzəldir və Saturn və ya Yupiter kimi daha böyük planetlərdə günəşə bənzər ulduzların% 22-si (yəni 5-də 1) daha çox çətinlik çəkir. ulduzun yaşana bilən zonasında fırlanan ölçüsü 1 ilə 2 arasında olan bir Yer çapında bir planet ən azı Günəşdən daha isti olanlar və Günəşdən daha çox soyuducu olan adi ulduzların 70% -i öz ətrafında fırlanan bəzi böyük bir planetə sahibdir və çox yayılmış sərin ulduzların təxminən 50% və ya daha çoxu içərisində dövr edən Yer diametri 0,5 ilə 1,4 arasındadır. onların yaşayış zonası. Bu son statistik, orbitini görmə xəttimizlə düz bir şəkildə uzanan Yer ölçüsündə ən ekzoplanetin, ekzoplanetin ulduzunu yalnız 29 işıq ili uzağında keçməsi - tranzit axtaran TESS missiyasına çox asan çatması deməkdir. ulduzların ətrafında hər tərəfə, lakin Kepler missiyasından daha yaxın məsafələrdə olan ekzoplanetlər.

Tranzit metodu ümumiyyətlə ekzoplanetin diametrini tapa bilər və ekzoplanetin kütləsini təyin etmək üçün doppler dəyişdirmə texnikasından istifadə edilməlidir. Bir çox ekzoplanetaya sahib olan bir neçə sistemdə ekzoplanet kütlələrini tapmaq mümkün ola bilər. Kepler ölçülərinin dəqiqliyi kifayət qədər yüksəkdir ki, Kepler komandası ekzoplanetlərin bir-birinə çəkməsindən qaynaqlanan ekzoplanet dövrlərindəki dəyişiklikləri aşkar edə bildi. Ekzoplanet kütləsi ekzoplanetlərin hərəkətlərindəki sürətlənmə dəyişikliklərinin miqdarını müşahidə etməkdən irəli gəlir. Bu da ekzoplanetlərin yaxın məsafəli orbitlərə sahib olmasını tələb edir. Diqqət çəkən son bir şey budur ki, ümumiyyətlə birdən çox keçidli ekzoplanetə sahib bir sistemi görmək üçün ekzoplanetlərin öz günəş sistemimizdəki planetlərdən daha yaxından düzəldilmiş, daha da yaxın hizalı orbitlərə sahib olmasını tələb edir və orada bəzi düz sistemlər var!

Kepler missiyası medianın əksəriyyətinin diqqətini cəlb edərkən, tranzit texnikasından istifadə edən Spitzer Kosmik Teleskopu, 2017-ci ilin əvvəlində, yalnız 40 işıq ili uzaqlıqdakı TRAPPIST-1 qırmızı cırtdan ulduzun ətrafında 7 dünya ölçüsündə ekzoplanet olduğunu aşkar etdi. Planetlərdən üçü (TRAPPIST-1e, f, g) yaşayış zonasının ortasındadır, digərləri isə yalnız uyğun atmosfer şəraitində olsaydı, maye su içə bilərdi. TRAPPIST-1 ekzoplanetləri ulduzdan 0,062 AU məsafədədir (yəni Merkurinin Günəşdən olan məsafəsinin yalnız altıda biri), buna görə də bir-birlərinə çox yaxındırlar. Bir planetdə dayanaraq qonşusu səmamızdakı Aydan daha böyük görünür. Onların bir-birinə yaxınlığı da kütlələrini əldə etməyimizə imkan yaradır. Açıqlamadan bir il sonra NASA, bütün planetlərin qayadan düzəldildiyini və bəzilərinin Yerdən daha çox suya sahib olduğunu göstərən TRAPPIST-1 sisteminin Spitzer, Kepler və Hubble müşahidələrindən nəticələrini açıqladı. Hubble müşahidələri göstərir ki, daxili beş planetdə Neptun kimi qalın, hidrogen baxımından zəngindir. TRAPPIST-1e, Yerin 1,02 qat sıxlığı olan dəstənin ən sıxıdır. Yerin Günəşdən aldığı enerjinin təxminən 60% -ni alır.

Ekzoplanet aşkarlanmasının başqa bir üsulu, Einşteynin Nisbilik hissəsində müzakirə olunan cazibə obyektivi effektindən istifadə edir. Bir ulduz Yerdən göründüyü kimi başqa bir uzaq ulduzun qarşısından keçəndə (ulduzlar bir-birinin ətrafında dövr etmir), uzaq ulduzun işığı çarpazlaşa bilər və daha çox olan ulduzun cazibəsi ilə bizə tərəf yönəldilə bilər. uzaq ulduzun şəkilləri və ya tam olaraq hizalandıqları təqdirdə bir işıq üzüyü. Bu obyektiv effekti çox azdır və teleskopların həll qabiliyyəti çoxlu görüntüləri görmək üçün çox kiçikdir. Çoxlu şəkil birdən çox şəklin olmadığı vaxtdan daha parlaq olan tək bir bulanık qanla birləşir (a mikrolenslər hadisə). Daha yaxın olan ulduz uzaq ulduzun qarşısında hərəkət etdikdə, yaxın ulduz düzəldildikdə yaxınlaşan ulduzun bulanık qanının parıldadığı və daha sonra solğun olduğu görünür. Tipik sürətlə hərəkət edən qalaktikamızdakı tipik ulduzlar üçün mikrolens hadisəsi bir neçə həftədən bir neçə aya qədər davam edəcək və parlaqlığın böyüdülməsinin miqdarı yaxın və uzaqdakı ulduzların görmə xəttimizlə nə qədər yaxınlaşmasından asılı olacaq.

Yuxarıdakı animasiya iki mümkün mikrolens hadisəsinin (kosmosda bir neçə yüz metrlik optik teleskopunuz olsaydı nə görəcəyinizi) həddən artıq böyüdülmüş görünüşünü göstərir. Üzükün parlaqlığı və iki təhrif olunmuş şəklin birləşmiş parlaqlığı, obyektiv qoyulmadığı zaman uzaq ulduzun parlaqlığını aşır. Bu animasiya Penny Sackett'in mikrolenslərdən istifadə edərək planet sistemlərinin axtarışı ilə bağlı danışdığı bir rəqəmdən uyğunlaşdırıldı (link artıq işləmir, buna görə WayBack Machine versiyasına baxın).

Daha yaxın bir ulduzda bir ekzoplanetin düzgün mövqedə olduğu bir planet sistemi varsa, daha kiçik və daha kiçik bir mikrolens hadisəsi, ulduzun mikrolenslərinin üstünə yerləşdirilir. Əks təqdirdə hamar artımda, sonra bir ulduz mikrolens hadisəsinin hamar azalmasında qısa sapmalar axtararaq ekzoplanet varlığını aşkar edə bilərsiniz. Bu üsula mikrolens texnikası və aşağıdakı şəkildəki xülasədir və başqa bir pəncərədə tam ölçülü versiyaya baxmaq üçün şəkli seçin və seçin. Ekzoplanetin kütləsi və orbit ölçüsü qısa sapmaların diqqətlə ölçülməsindən müəyyən edilə bilər. Mikrolens hadisəsi metodu, ana ulduzlarının və ana ulduzların Yerdən uzaq olduğu yerlərdə jovian kütləvi və yerüstü kütlə ekzoplanetlərini aşkar etmək üçün istifadə edilə bilər. Tranzit metodu kimi, Çox bir ulduz mikrolens hadisəsini belə toplamaq üçün ulduzların izlənməsi lazımdır. Mikrolens hadisələri təkrarlanmayan şans hizalamaları ilə əlaqədardır. İstifadə edərək orbitə çıxan yetmiş beş ekzoplanet tapıldı mikrolens texnikası May 2019-dan etibarən.

2011-ci ilin may ayında mikrolens texnikasını istifadə edən iki komanda, bir ulduz & mdash & quotfree üzgüçülük & quot ətrafında dövr etməyən bir neçə başqa ekzoplanetin kəşf olunduğunu elan etdi. Komandalar, Samanyolu'nun 2006 və 2007-ci illərdə hər 10-50 dəqiqədə bir çıxıntı istiqamətində təxminən 50 milyon ulduz müşahidə etdiklərini gördülər. Yalnız planet kütlə cisimlərinin yaratdığı təəccüblü bir çox sayda parlaqlıq tapdılar. Nəticələrin statistik ekstrapolyasiyasında deyilir ki, sərbəst üzən planetlərin Galaxy-dəki normal əsas ardıcıllıq ulduzlarından təxminən iki dəfə çox ola biləcəyi!

Aparılan axtarışlar bu günə qədər Günəşə bənzər ulduzlara yönəldi, ancaq ekzoplanetlər də digər növ ulduzlarda, Günəşdən daha böyük və isti olanlardan Günəşdən daha kiçik və daha sərin olan ulduzlara qədər tapıldı və ən azı dörd sistem var. bir pulsarın ətrafında dövrə vuran ekzoplanetlər (Ulduz təkamül bölməsində bəhs olunan ultra kompakt, ölü bir ulduz növü və dopler dəyişdirmə texnikasının bir dəyişikliyindən istifadə edərək tapılan mdashexoplanets) zamanlama texnikası). Kəşf olunan sistemlərin sayı və bunlarla bağlı detallar o qədər sürətlə dəyişir ki, ekzoplanetlərdə son məlumatı tapmaq üçün ən yaxşı yer internetdədir. Bəzi veb saytlar bu fəslin sonunda verilmişdir.

Tranzit və mikrolens texnikaları, müəyyən bir maraq ulduzu ətrafında ekzoplanetlərə baxmaq üçün yaxşı deyil. Ulduz titrəmə və birbaşa görüntüləmə üsulları daha yaxşıdır. Bununla birlikdə, tranzit və mikrolens metodları, qalaktikamızdakı planet sistemlərinin statistikasını, xüsusən yaşana bilən zonalarda yerüstü ekzoplanetli ulduz sistemlərinin sayını müəyyənləşdirmək üçün faydalıdır. Başqa bir mümkün ekzoplanet aşkarlama üsulu bir ulduzdakı lityum miqdarından istifadə edir. Planetləri olan və planetsiz olan ulduzların müqayisəsi göstərir ki, planetləri olan ulduzlar planetdəki ulduzlara nisbətən ulduzda litiumun təxminən 1% -ni təşkil edir. Belə bir aşkarlama metodu, planet sistemlərinin axtarışı üçün indi istifadə olunan digər texnikalardan daha çox iqtisadi cəhətdən daha səmərəli bir təklif edə bilər.

Nəticələr və nəzəriyyənin yoxlanılması

Sol rəqəmlər dəsti, Ekzoplanet Arxivindən 2018-ci ilin dekabr ayına qədər bilinən orbit ölçüləri və kütlələri olan ekzoplanetlərin orbit ölçülərini ümumiləşdirir. Sol üst rəqəm, kütlələri Yupiterin kütləsindən 0,5 qat çox olan ekzoplanetlər üçün, sol alt rəqəm isə daha az kütləli ekzoplanetlər üçündür. Diqqət yetirin ki, ulduzlarından uzaqda olan aşağı kütləli ekzoplanetlər olacaqdır çox mövcud texnika ilə aşkarlamaq daha çətindir, buna görə daha böyük orbitlər üçün çubuqlar olmalı olduqlarından daha qısadır. Yuxarıdakı sağ rəqəm eksantrikliyi bilinən ekzoplanetlər üçündür. Orbit eksantrikliyi məlum olan bu ekzoplanetlərin çoxu Saturn-Yupiter kütləsi və ya daha böyükdür və ulduzlarını keçənlərin əksəriyyətinin Saturn-Jupiter və ya daha az sıxlığı var.

Diqqət çəkən iki şey, böyük ekzoplanetlərin (% 50 Yupiter kütləsi və ya daha böyük) ulduzlarına nə qədər yaxın olması və bəzi ekzoplanet orbitlərinin böyük eksantriklikləridir. Ulduzlarına çox yaxın olan (0,5 AU içərisində) böyük ekzoplanetlərə & quot deyiliristi Jupiters& quot; çünki istilikləri bulud zirvələrində 1000 ° C-yə qədər çıxa bilər (buludlar, ehtimal ki, ammonyak, ammonium hidrosulfid və daha soyuq Yupiter və Saturnun su buludları əvəzinə qaya toz minerallarından hazırlanır). Yoğunluğu az olan isti Jupiters, həddindən artıq günəş istiliyi ilə havanı şişirdib - diametrini şişirdir.

Əvvəlki hissədə göstərilən Kondensasiya Modeli, böyük planetlərin yalnız gənc ulduzdan uzaqlaşacağını proqnozlaşdırır. Nəhəng planetlər, gənc ulduzun şiddətli istilərindən çox möhkəmlənə bilən qayaların və buzların özəyindən başlayır. Qaya-buz nüvələri daha sonra çəkisi ilə ətrafdakı qazları çəkir. Ulduzun yaxınlığında, qaya-buz nüvələrini meydana gətirmək üçün temperatur çox yüksəkdir.

İlk ekzoplanetlərin kəşfindən on il əvvəl astronomlar Kondensasiya Modelinin bir hissəsi olaraq, böyük qaz / qaya yığınlarının gənc bir ulduzdan uzaqlaşacağını və diskdə qalan qazla sürtünmə səbəbi ilə ulduza doğru spiral içəri girəcəyini təxmin etdilər. əmələ gələn ulduz. Qaz / qaya yığınları bir-biri ilə qarşılıqlı əlaqədə ola bilər, birini kiçik bir orbitə göndərir, digəri sistemdən xaric olunur. Bu cür qarşılıqlı təsirlər, gördüyümüz eliptik orbitləri də izah edə bilər. Planet meydana gəlməsi modelləri üzərində işləyən bəzi astronomlar, planet və ulduz arasındakı gelgit qarşılıqlı təsirləri nəticəsində ulduz yaxınlığındakı qaz nəhəng planetlərin daxili spiralını dayandırmağın yollarını axtarırlar. Bəlkə də gördüyümüz qaz nəhəng planetləri, sadəcə, qaz diski nüvə birləşməsinin başlanğıcını müşayiət edən güclü T-Tauri küləkləri ilə təmizlənmədən əvvəl ulduzlara tam dönməyə vaxt tapmayan planetlərdir. Bəlkə də Günəş sistemimizdə başqa nəhəng planetlər meydana gəlmişdi, lakin sağ qalmamış və ya atılmışdılar. Ejeksiyon ehtimalına dair dəlillər mikrolenslər anketlərinin Galaxy-də mövcud olması lazım olduğunu söylədikləri potensial olaraq çox sayda sərbəst üzən planetdən qaynaqlanır.

Günəş sisteminin dinamik tarixinin son kompüter simulyasiyaları göstərir ki, Saturnun cazibəsi Yupiterin Günəşə dönməsinin qarşısını aldı və orbitləri indikindən daha irəli başlamış, sonra indikindən daha yaxınlaşmış və sonra ola bilər. nəhayət indiki məsafələrə daha da irəlilədilər. Simulyasiyalar eyni zamanda Uranın başlanğıc orbitinin Neptunun başlanğıc orbitindən daha böyük ola biləcəyini və hər iki planetin orbitlərinin indikindən daha kiçik olduğunu göstərdi. Qaz nəhəng planetlərin bu qarışığı yerüstü planetləri meydana gətirən materialı da təsir etmiş və müxtəlif növ asteroid və kometaların paylanmasını dəyişdirmiş olardı. Kepler missiyası, isti Yupiter sistemlərinin necə qurulduğuna dair daxili miqrasiya fikrinin lehinə güclü dəlillər təqdim etdi. 2012-ci ildə aparılan bir araşdırmada Kepler kataloqundakı 60-dan çox isti Yupiter sistemi araşdırıldı və bunların heç birində birdən çox planet yox idi, daha böyük planetləri olan digər sistemlərin də bir çox planetləri ola bilər.Digər ulduz / planet meydana gəlməsi yerlərinin və digər planetar sistemlərin müşahidələri daha mürəkkəb kompüter simulyasiyaları ilə yanaşı, Kondensasiya Modelinin müxtəlif xüsusiyyətlərini təsdiqlədi və müşahidə-nəzəriyyə-sınaq səhvinin davamlı qarşılıqlı təsirində nəzəriyyənin dəyişdirilməsinə və genişlənməsinə gətirib çıxardı. elmin düzəldilməsi prosesi.

Kepler missiyasından bir təəccüblü statistika ekzoplanetlərin ölçüləri (diametri) ilə əlaqəlidir. Kepler kataloqudakı planet namizədlərinin dörddə üçündən çoxunun Yer və Neptun arasındakı ölçüləri var. Niyə günəş sistemimizdə bu ölçü aralığında bir planet yoxdur? Bu baxımdan Günəş sistemimizin arxitekturası Qalaktikada qeyri-adi bir memarlıq kimi görünür. Kondensasiya Modelinin daha da dəqiqləşdirilməsi, super Yerlər / mini-Neptunların niyə bu qədər yayılmış olduğunu və günəş sistemimizdə belə bir planetin meydana gəlməsini və ya mövcud olmasını qarşısını almaq üçün günəş sistemimizdə baş verənləri izah etmək üçün edilməlidir. Ehtimallardan biri budur ki, əslində Günəşdən çox kənarda hələ də tapılmayan bir mini Neptun var. Günəş sistemimizdəki bu qədər uzaq, lakin böyük bir planet (& quotPlanet Nine & quot) bu yaxınlarda kəşf edilmiş dağınıq disk obyektlərinin orbit xüsusiyyətlərinin yığılmasını izah edə bilər.

Növbəti bir neçə ildə böyük ekzoplanetləri təsvir edə bilən yerüstü interferometrlər tamamlanacaq. Qaz nəhəngi bir planetdə canlıların atmosferlərdə güclü istilik həddləri arasında şaquli olaraq hərəkət edəcək atmosferdəki güclü konveksiya səbəbi ilə meydana gələcəyi ehtimalı azdır. Bəs Yerə bənzər planetlər? NASA-nın kosmik bir missiya olaraq təklif etdiyi Yer Planet Planer Finder (TPF), həyat verən planetlərin infraqırmızı və ya optik şəkillərini əldə edə bilər. TPF ilə astronomlar atmosferlərin tərkibini təyin etmək üçün planetlərin spektrini də analiz edə biləcəklər. Yaxınlaşacaq James Webb Kosmik Teleskopu yaxınlıqdakı ekzoplanet atmosferinin spektrlərini götürə bilməlidir. Sudan çıxan spektral xətlər bir planetin həyat üçün həyati bir maddəyə sahib olduğunu söyləyir, ancaq həyatın mövcud olduğu mənasını vermir. Atmosferdə oksigen, xüsusilə ozon (üç oksigen atomundan ibarət bir molekul) tapılarsa, həyatın həqiqətən planetdə olması mümkündür. Bu, Kainatdakı Həyat bölümünün Bio-Markerlər hissəsində oksigenin həyatın "yalan-müsbət" işarəsi olma ehtimalı ilə yanaşı daha da müzakirə olunur. TPF kimi bir missiyanın tətbiq edəcəyi quraşdırma və texnologiyalar Keck İnterferometri, Böyük Binoküler Teleskop Interferometri, Kepler, CoRot, yaxınlıqdakı ekzoplanetlərin NESSI spektroskopiyası və Gaia Missiyası kimi əvvəlki layihələrdən əldə edilmiş təcrübəyə əsaslanacaqdır. Təəssüf ki, hazırda TPF-ni ən azı növbəti on il üçün inkişaf etdirmək planları yoxdur.


Videoya baxın: Kəlbəcər və Laçına mina basdıran erməni axtarışa verildi - Xəbərlər (Sentyabr 2021).