Astronomiya

Spektral ölçünün qalaktika sürətinə çevrilməsi (km / s)

Spektral ölçünün qalaktika sürətinə çevrilməsi (km / s)

Spektral ölçüsü ångströms olan bir spektral kubum var (FITS formatında). Spektral ölçü boyu seçmə 0.28A (CDELT = 0.28) təşkil edir. Küpdəki müşahidə, 0,1 qırmızıya doğru bir qalaktikanın Ha emissiyasıdır.

Nümunəni km / s-ə necə çevirə bilərəm?


Km / s-də bərabər addım olan zibil qutularını istəsəniz, bərabər log dalğa uzunluğunda pillələrdə birləşdirməlisiniz. Bu miqyasda H alfanın istirahət dalğa uzunluğu sıfır km / s-dir və hər zibil buna görə sürət artımını təmsil edəcəkdir.

Baxın vahid loqaritmik aralığa malik bir dalğa uzunluğu massivinə sürət növbəsini necə tətbiq edirəm?


Ångström spektral ölçüsünün qalaktika sürətinə (km / s) çevrilməsi - Astronomiya

İşıq və maddənin qarşılıqlı təsiri

  • Spektral xətlər işıq bir yarıqdan keçirildikdə və sonra bir spektrdə genişləndikdə görülür. Bunu etmək üçün bir cihaza spektroskop deyilir.
  • Absorbsiya xətləri "itkin" tezliklərə görə qaranlıq xətlərdir
  • Emissiya xətləri bəzi tezliklərdə əlavə emissiya səbəbindən parlaq xətlərdir
  • Parlayan qaz emissiya xəttlərini göstərir, amma eyni qazı parlaq bir işıq mənbəyinin qabağına qoysanız, eyni xətlər udma halında görünür.
  • Fərqli tərkibli qaz üçün spektral xətlər hər bir element üçün unikal olan fərqli yerlərdə görünür.
Səs verən bir cisim sizə tərəf hərəkət etdikdə hərəkətə görə səsin dalğa uzunluğu qısalır (səs daha yüksək olur). Uzaqlaşdıqca dalğa uzunluğu uzanır (səs aşağı olur). Bu tanış təsir işıqla da olur. Aşağıdakı şəkildə göstərildiyi kimi hərəkət istiqamətində dalğaların yığılması və əks istiqamətdə dalğaların ayrılması səbəbindən təsiri qrafik olaraq anlamaq asandır.

Yaxınlaşan bir cisimdən gələn işıq belə görünür mavi keçdi , geri çəkilən bir cismdən işıq görünür qırmızı keçdi . Mavi və ya qırmızı sürüşmə miqdarı obyektin sürəti az olduqda asanlıqla hesablanır.

L-dən bəri o = c / n sabit bir mənbə üçün (l o dır,-dir,-dur,-dür istirahət dalğa uzunluğu ), sonra sürətlə bizdən uzaqlaşan bir mənbə v r dalğa uzunluğu l = (c + v r ) / n

Diqqət yetirin ki, spektral xətlərin kiçik (milli-angstrom) dəyişikliyi də ölçüləndir və spektri spektral xətləri göstərən hər hansı bir cisim onun radial sürətini ölçə bilər. Bu ölçü məsafədən asılı deyil! Beləliklə, ən uzaq qalaktikaların da spektrində xətlər olduğu müddətdə sürətlərini ölçmək olar.

Yaxınlaşma və ya tənəzzül sürəti işıq sürətinə yaxınlaşdıqda ( v -> c ), bu ifadələrin nisbi versiyası istifadə olunmalıdır, burada: l = l o [ (1 + v r / c)/ (1 - v r / c)] 1/2
n = n o [ (1 - v r / c)/ (1 + v r / c)] 1/2


Ångström spektral ölçüsünün qalaktika sürətinə (km / s) çevrilməsi - Astronomiya

BMH-lər üçün ilkin məlumat azaltma proqramı alətdən çox asılı olsa da, bütün bu alətlər üçün son elm məlumat məhsulunun məlumat analizi kifayət qədər ümumi olmalıdır. IFS üçün məlumat azaldılmasının son məhsulu, demək olar ki, təbii olaraq x, y, & # x03BB məlumat kubudur. Optik və infraqırmızı rejimlərdə işləməyən alətlər üçün üçüncü ox tezlik kimi bəzi digər spektral koordinat sistemində də ola bilər. Birləşdirildikdən sonra əlaqəli dispersiya və keyfiyyət massivləri ilə kubdan elmi cəhətdən maraqlı məlumatlar çıxarıla bilər.

5.1 Mövcud proqram

Üçün uzun yarıqlı paradiqma bir məlumat kubunun alətləri, mövcud olan tək məlumat məhsuludur, çünki üst-üstə düşən nöqtə yayılma funksiyaları spektral məlumatların yenidən seçilməli olduğunu bildirir. Üçün MOS paradiqması məlumatlar, fərdi spektrlər mövcud olduğu halda, məlumatların vizuallaşdırılması əksər hallarda yenidən köçürülmüş məlumat kublarında aparıldıqda intrinisically daha asan olur. Beləliklə, bu yemək kitabı (əsas olaraq) yalnız məlumat kub formatı ilə işləyən tətbiqlərlə məşğul olacaqdır. Əgər Starlink / star / etc / login və / star / etc / cshrc faylları 1-dən qaynaqlanmışsınızsa, kappa, figaro və ccdpack əmrləri müvafiq olaraq Kappa, Figaro və Ccdpack & # x00A0 tapşırıqlarına giriş quracaq; aşağıdakı tətbiqlərdən.

5.1.1 Aritmetik Əməliyyatlar

    İki NDF məlumat quruluşu əlavə edir
    NDF məlumat quruluşuna skalar əlavə edir
    Riyazi ifadəni qiymətləndirir
    Bir NDF-ni skalarla bölür
    NDF-ni skalarla çoxaldır
    NDF məlumat quruluşundan skalar çıxardır
    Bir NDF məlumat quruluşunu digərinə bölür
    NDF məlumat strukturlarına tətbiq olunan riyazi ifadələri qiymətləndirir
    İki NDF məlumat quruluşunu çoxaldır
    Şkala əmsalı və sıfır nöqtə fərqini hesablayaraq bir NDF-ni oxşar NDF ilə normallaşdırır
    Məlumat massivinin hər pikselinin təyin olunmuş gücünü alır
    Rift-vadi qüsurlarını düzəltmək üçün bir NDF məlumat quruluşunun bir hissəsinə skalar əlavə edir
    Bir NDF məlumat quruluşunu digərindən çıxardır
    Bir NDF-ni düzəldir ki, iki eşikdən aşağıda və yuxarıda sıra dəyərləri sabit dəyərlər alsın
5.1.2 Küp manipulyasiya

    Təyin olunmuş bir ox boyunca dilimləri sıxaraq bir kub NDF-dən bir kanal xəritəsi yaradır
    N ölçülü bir NDF-də oxların sayını təyin olunmuş bir ox boyunca sıxaraq azaldır
    Düzbucaqlı qutulara dəyərlər əlavə edərək bir NDF ölçüsünü azaldır
    Düzbucaqlı qutulardakı dəyərləri orta hesabla bir NDF ölçüsünü azaldır
    Eyni məsafəli piksellər seçərək bir NDF ölçüsünü azaldır
    Müəyyən edilmiş bir ölçü boyunca bir NDF & # x2019s pikselini geri qaytarır
    Bir NDF və ya bir NDF hissəsini yeni bir yerə köçürür
    NDF & # x2019s piksel oxlarına icazə verir
    Piksel çoxluğu ilə bir NDF-ni genişləndirir
    NDF-dən dilimləri özbaşına mövqelərdə yırğalayır
    NDF-yə həndəsi çevrilməni tətbiq edir
    Bir NDF-dən digərinə çoxbucaqlı seqmentləri kopyalayır
    Tərcümə istifadə edərək NDF-ni yenidən düzəldir.
5.1.3 İki ölçülü manipulyasiya

    İki ölçülü məlumat massivinin alt-sıra dəyərlərini ekrana və ya mətn sənədinə çıxarır
    Ağırlıqlı orta süzgəcdən istifadə edərək iki ölçülü bir məlumat massivini hamarlaşdırır

    Bir və ya iki ölçülü kvadrat və ya düzbucaqlı qutu filtrindən istifadə edərək NDF-ni hamarlayır
    Gauss filtrindən istifadə edərək bir və ya iki ölçülü bir NDF düzəldir
    İki ölçülü NDF-ni istənilən bucaqdan mərkəzinə doğru fırladır
5.1.4 Piksel Əməliyyatları

    NDF-də seçilmiş piksellərin dəyərlərini əvəz edir
    NDF-dən böyük səhvləri olan pikselləri silir
    Pis dəyər bölgələrini bir NDF-dən silər
    Sehrli dəyərin bütün təzahürlərini (ətraflı məlumat üçün SUN / 95-ə baxın) yeni bir dəyər ilə NDF dizisindəki pikselləri əvəz edir
    Eşik həddinin üstündə və ya altında dəyərləri və ya mütləq dəyərləri olan bir NDF elementlərinin sayını sayır
    Verilən bir dəyərin NDF massivindəki bütün hadisələrini başqa bir dəyərlə əvəz edir
5.1.5 Digər alətlər və fayl manipulyasiyası

    Bir NDF məlumat quruluşunun xüsusiyyətlərini göstərir
    Tətbiq parametrinin dəyərini və ya dəyərlərini əldə edir
    Bir NDF və # x2019s piksel üçün sadə statistikanı hesablayır

    Bir NDF məlumat quruluşundakı bir ox üçün yeni bir etiket dəyəri təyin edir
    NDF məlumat quruluşundakı bir ox üçün yeni vahid dəyərini təyin edir
    Bir NDF məlumat quruluşundakı bir ox dizisi komponenti üçün dəyərlər təyin edir
    NDF üçün yeni pis pikselli bayraq dəyərlərini təyin edir
    Bir NDF-nin keyfiyyəti pis bit maskası üçün yeni bir dəyər təyin edir
    Bir NDF üçün yeni sərhədlər təyin edir
    Müəyyən edilmiş bir NDF uzantısının məzmununu idarə edir
    NDF məlumat quruluşu üçün yeni bir etiket təyin edir
    Verilən bir dəyərin bir NDF dizisindəki bütün hadisələrini pis dəyərlə əvəz edir
    Bir NDF & # x2019s ox normallaşdırma bayraqlarından biri və ya hamısı üçün yeni bir dəyər təyin edir
    NDF üçün yeni bir piksel mənşəyini təyin edir
    NDF məlumat quruluşu üçün yeni bir başlıq təyin edir
    Bir NDF-nin məlumatları və varyans komponentləri üçün yeni bir ədədi növü təyin edir
    NDF məlumat quruluşu üçün yeni vahid dəyərini təyin edir
    Bir NDF məlumat quruluşunun varyans komponenti üçün yeni dəyərlər təyin edir
5.1.6 Görmə

    Bir kub NDF oxu üçün xətt sahələrinin məkan şəbəkəsini çəkir
    İki ölçülü NDF konturları
    İmleci istifadə edərək seçilmiş mövqelərin koordinatlarını hesabatlandırır
    Bir və ya iki ölçülü NDF görüntülər
    Bir xətt planında +/- n standart sapma xətləri çəkir
    Bir ölçülü NDF-də məlumat dəyərlərinin bir xətt xəttini çəkir
    N ölçülü bir NDF vasitəsi ilə bir ölçülü profil yaradır
5.1.7 Mozaika

    Dünya Koordinasiya Sistemi məlumatlarını istifadə edərək bir qrup NDF-ni düzəldir
    Dünya Koordinasiya Sistemi məlumatlarını istifadə edərək bir qrup NDF-yə plitələr qoyur

    Bir sıra şəkilləri birləşdirərək və (istəyə görə) normallaşdıraraq mozaika hazırlayır
    Çiləyən alqoritmdən istifadə olunan nümunələr və mozaika
5.1.8 Spektral montaj

Spektral montaj və manipulyasiya üçün mövcud olan ən faydalı tətbiqlərdən bəziləri SPECDRE'nin bir hissəsi Figaro & # x00A0 daxilində yaşayır. Bu tətbiqlərdən bəziləri fərdi spektrlər üzərində işləyir, digərləri isə bir anda bütün bir kub oxuyur və növbə ilə hər sıra üzərində işləyirlər. Bu mərhələdə mümkün problem ondan ibarətdir ki, bu tətbiqetmələrin çoxu spektroskopik oxun kubda birinci olmasını gözləyir, halbuki IFU məlumat kublarının hazırkı nəsli üçün spektral ox ümumiyyətlə kubdakı üçüncü oxdur. Kappa & # x00A0permakslar müxtəlif paketlərin ehtiyac duyduğu şəkildə küpü yenidən qura bilər. SPECDRE & # x00A0 müraciətlərinin tam siyahısı SUN / 86-da tapıla bilər.

Spektral analizin təməl qurucu bloklarından biri, digər alətlər arasında yerləşmiş guss fitinqidir, Figaro & # x00A0 fitqauss tətbiqi (SPECDRE'nin bir hissəsi) bu vəzifəni yerinə yetirmək üçün.

FITGAUSS, bir skript daxilində avtomatlaşdırma üçün xüsusilə yaxşı uyğun gəlir. Misal üçün,

biz deyirik fitqauss buradakı bütün lazımi parametrləri müəyyənləşdirmək və istifadəçi qarşılıqlı təsirini dayandırmaq üçün bir kabuk skriptinin içərisindən bir spektri avtomatik olaraq yerləşdirməyimizə imkan vermək üçün rutin. Burada bir giriş faylı, $ təyin etdik və uyğun bölgənin alt və yuxarı sərhədləri, $ və $ sırasıyla. Uyğun parametrlər üçün müxtəlif ilkin təxminlər də müəyyən edilmişdir: davamlı səviyyə $ , pik hündürlüyü $ , tam enlik yarım maksimum $ və xətt mərkəzi $ . Ncomp = 1 & # x00A0cf = 0 & # x00A0pf = 0 & # x00A0wf = 0 ifadə edərək tətbiqə, mərkəz xətt mövqeyi, pik hündürlüyü və FWHM-in dəyişə biləcəyi tək bir gussianın yerləşməsini istədiyimizi söylədik.

Bundan əlavə, aşağıdakı parametrləri təyin edərək istifadəçi ilə tətbiqetmə əlaqəsini söndürdük, reguess = no, remask = no, dialog = f və fitgood = yes.

Bu imkan verir fitqauss daha çox istifadəçi müdaxiləsi olmadan uyğunluğu davam etdirmək, nəticədə X-displeydə yerləşdirilməsini göstərmək, uyğunluq xüsusiyyətlərini bir fayla daxil etmək ($ ) və digər SPECDRE & # x00A0 tətbiqləri ilə gələcəkdə istinad və manipulyasiya üçün mövcud olduğu NDF-nin SPECDRE uzantısına uyğunluğu (ətraflı məlumat üçün SUN / 86-a baxın).

The velmapzirvə xəritəsi skriptlər SPECDRE & # x00A0 ətrafında qurulmuşdurfitqauss tətbiq.

Əhəmiyyətli dərəcədə dəyişən davamlı məlumatlar üçün mfittrend Kappa & # x00A0 mövcuddur və fasiləsiz siqnalı silmək və silmək, bununla da etmək fitqauss& # x2019s işi daha asandır.

5.2 Yerləşdirmə xüsusiyyətləri

Xüsusiyyətlərin xüsusiyyətlərini müəyyənləşdirmək və ölçmək bacarığı spektral-kub analizində mühüm rol oynaya bilər. Məsələn, emissiya xətlərinin yerini müəyyənləşdirmək və genişliklərini spektral uyğunlaşma üçün ilkin təxminlər kimi əldə etmək və ya əsas və ya davamlılığı təyin etmək üçün xətləri maskalamaq istəyə bilərsiniz. Üç ölçüyə qədər sürət kubunda əmələ gələn emissiya yığınlarının xüsusiyyətlərini müəyyənləşdirmək və ölçmək istəyə bilərsiniz. Cupid & # x00A0paket bu ehtiyacları həll edir.

The findclumps əsas əmrdir. Ətraflı konfiqurasiya nəzarəti ilə toplama tapmaq alqoritmləri seçimi təqdim edir və mərkəzi və mərkəz koordinatları, genişliyi, zirvə dəyəri, ümumi axını və töhfə piksellərinin sayı üçün hər zirvə üçün FITS formatında bir kataloq yaradır. Kataloqdakı məlumatlar STILTS & # x00A0 və xüsusən də güclü istifadə edərək skriptlərə daxil edilə bilər boru əmr.

Burada ClumpFind.par mətn sənədində saxlanılan konfiqurasiyanı istifadə edərək, kub şəklində üç ölçülü NDF-də yığınları tapırıq ki, bu da bir dəstədə minimum piksel sayı, alətlər və # x2019s ışını FWHM və konkretin tənzimlənməsi. yığın tapmaq alqoritmi seçildi. PERSPECTRUM parametri spektrlərin müstəqil olaraq təhlil edilməsini tələb edir. Bir sürət kubunda xüsusiyyət axtarırsınızsa olmazdı. Çıxış NDF yığılmalarının məzmunu alqoritmdən asılıdır, lakin əksər hallarda onun məlumat massivi hər pikselin yerləşdiyi yığın indeksini saxlayır və hamısı CUPID adlanan bir uzantıdakı hər yığın haqqında toplu məlumatlar və orijinal məlumatların kəsiklərini ehtiva edir. və onun KEYFİYYƏT massivində pikselin yığın və ya arxa planın bir hissəsi olub olmadığını göstərən bayraqlar vardır. Sonuncusu yerləşmiş yığınların maskalanması və yoxlanılması üçün faydalıdır.

Bəzi təcrübələr findclumps alqoritmlər və konfiqurasiya məlumatlarınızın xüsusiyyətləri üçün uyğun bir seqment əldə etmək gözlənilir. Buna görə nümunədə heç bir konfiqurasiya parametrini sadalamamışıq və ya hətta toplama tapmaq alqoritmi seçməmişik.

Nümunəyə davam edərək, aşkar edilmiş və istənilən hədd kriteriyalarını keçən yığınların kataloqu cubeclump.FIT-də saxlanılır. (Bütün sütun adlarının təfərrüatları üçün Cupid & # x00A0 təlimatına baxın.) Daha sonra istifadə edirik boru ilk yığın üçüncü ox centroid koordinatını (Cen3) seçmək (index == 1) və ədədi dəyəri qabıq dəyişən zirvəsində saxlamaq. Cmd = əmrləri göründükləri sırada yerinə yetirilir.

Bu, digər sütunların saxlanılması və onları Sütun sütununda verilən ən çox sətirdə bir sıra halına gətirmək üçün genişləndirilə bilər.

Budur boru axınları sıralayır, yığışan seçicilər və üçüncü ox boyunca sentroid və genişliyi ehtiva edən bir ASCII kataloqu yazaraq dəyişən parlin qabığına bir sətirli kataloqu saxlayır. Bu formatda əvvəlcə sütunların adları görünür, buna görə tələb olunan dəyərlər üçüncü və dördüncü elementlərdədir. Əvvəlki nümunədəki kimi vergüllə ayrılmış dəyərlər siyahısı vermək və bunları bölmək üçün csv-nohead çıxış formatını istifadə edə bilərdik. awk.

boru məsələn sütunların seçilməsinə, əlavə edilməsinə və silinməsinə və sütunların statistikasına icazə verən bir çox komanda seçiminə malikdir. Seçimlər bir çox sütunu əhatə edən mürəkkəb boole ifadələri ola bilər. Hətta göydəki açı məsafələrini hesablamaq, məkan bölgəsi seçin demək funksiyaları da var. Bir çox nümunə üçün STILTS & # x00A0 təlimatına baxın.

Cupid & # x00A0 ayrıca fon izləmə və çıxarma tətbiqetməsini də əhatə edir kəşf. Bunu çalıştırmanız lazım ola bilər mfittrend xüsusiyyət aşkarlanmadan əvvəl arxa planı silmək üçün. Müraciət etdiyinizə diqqət yetirin kəşf spektrlərə müstəqil olaraq, kubun yenidən istiqamətləndirilməsini tələb etsə də, spektral ox ilk olmalıdır.

Bu nümunədə spektral ox NDF kubunun üçüncü oxudur. kəşf hər spektr boyunca $ box pikseldən kiçik quruluşu müstəqil olaraq silir. Hər bir spektr üçün nəticələnən təxmin edilən arxa planlar, kubdan çıxarma imkanı vermək üçün orijinal ox permutasiyasına yenidən yönəldilmiş NDF arxa hissəsində saxlanılır.

5.3 Qrafik Cihazlarla İş

5.3.1 Cihazlar və Qlobal

PGPLOT & # x00A0graphics istifadə edən Kappa & # x00A0və digər Starlink tətbiqetlərində xətt və görüntü qrafika üçün tək bir qrafik cihazı var. Bunlar ya PGPLOT & # x00A0 ya da Starlink cihaz adları kimi təyin edilə bilər. Mövcud cihaz qdset aşağıdakı nümunədəki kimi əmr.

İstifadə edə bilərsiniz gdnames hansı qrafik cihazların mövcud olduğunu soruşmaq əmri və cihaz seçiminiz qüvvədə qalacaq və istifadə edərək yoxlanıla bilər qlobal əmr, məs.& # x00A0

istifadə edərək ayarlanmadıqca noglobalsvə ya müəyyən bir tətbiqdə CİHAZ parametri seçimindən istifadə edərək ləğv edin. Təxminən gdclear əmri qrafik cihazı təmizləmək üçün istifadə edilə bilər.

Bu və digər qrafik mövzular haqqında daha çox məlumatı SUN / 95-də tapa bilərsiniz.

5.3.2 Qrafik verilənlər bazası

Əksəriyyəti olan standart Starlink qrafika zənglərindən istifadə edən hər bir Starlink tətbiqi qrafik verilənlər bazası. Bu, tətbiqetmələrin qarşılıqlı əlaqəsini təmin edir, məsələn, istifadə edərək X-Window ekran cihazına bir şəkil göstərə bilərsiniz ekran əmrini və sonra istifadə edərək bir piksel mövqeyini soruşun kursor əmr.

İçindəki məzmuna daxil olmaq üçün istifadə edilən alt proqram kitabxanasının adından sonra qrafik verilənlər bazası AGI verilənlər bazası olaraq adlandırılır və ev qovluğunuzda saxlanılan bir fayl kimi mövcuddur. Əksər hallarda üzərində işlədiyiniz maşın üçün ad veriləcəkdir.

Qrafik verilənlər bazasından tam istifadə etmək üçün təlim nümunələri ilə səpələnmiş geniş bir giriş Kappa & # x00A0manual (SUN / 95) adlı bölmələrdə tapıla bilər. Fəaliyyətdə olan Qrafika Verilənlər BazasıDigər Qrafik Verilənlər Bazası Təsisləri. Buradakı məlumatları təkrarlamağın heç bir mənası yoxdur, lakin qrafik verilənlər bazasını idarə etməyi öyrənmək sizə IFU məlumatlarınızı görselləşdirməkdə və olduqca keyfiyyətli nəşrlər hazırlamağınızda güclü vasitələr təqdim edir. Məsələn, müqayisə et shell skript, bir GWM qrafika cihazında çoxlu şəkil və xətt sahəsi yaratmaq üçün qrafika verilənlər bazasından kifayət qədər əhəmiyyətsiz istifadə edir.

5.3.3 Pseudo Color və LUTlar

Pseudo color və həqiqi rəng kimi fərqli ekran növləri Graphics Cookbook-da (SC / 15) ətraflı şəkildə izah edilmişdir.

Yalançı rəngli ekranlarda Kappa & # x00A0, ekranınızın rənglərini idarə etmək üçün bir sıra axtarış masalarından (ümumiyyətlə LUT kimi istifadə olunur) istifadə edir. Məsələn, şəkillərinizin boz miqyasda göstərilməsini istəyə bilərsiniz (lutrey) və ya yanlış bir rəng & # x2018heat & # x2019 miqyaslı istifadə etmək (lutheat). Kappa & # x00A0, LUT'larla işləmək üçün bir çox tətbiqə sahibdir (bax SUN / 95), bu tətbiqlər hamısı & # x201Clut & # x201D ilə başladığı üçün asanlıqla müəyyən edilə bilər, məs.& # x00A0lutable, lutkol.

5.4 WCS məlumatları ilə məşğul olmaq

Dünya Koordinat Sistemi (yəni real dünya koordinatları) məlumat mürəkkəb bir mövzudur və müəllif də daxil olmaqla bir çox insanın bəzən qarışıq tapdığı bir mövzudur.

Starlink tətbiqləri ümumiyyətlə AST alt kitabxanasını istifadə edərək WCS məlumatları ilə işləyir (Fortran üçün SUN / 210 və C dil bağlamaları üçün SUN / 211-ə baxın), baxmayaraq ki, Figaro & # x00A0-ın bəzi hissələri (SPECDRE kimi) keçmiş və tamamilə müstəqil metodlara malikdir. WCS məlumatları ilə məşğul olmaq. Bu qarşılıqlı uyğunlaşma probleminin aradan qaldırılması nümunəsi üçün Bölmə & # x00A06.6-a baxın.

Bu ümumi yanaşma, Starlink tətbiqetmələrinin koordinat sistemlərinə və ümumiyyətlə məlumatlarınıza necə baxdığına dair bir əsas təsirə malikdir.

Bu səbəbdən Starlink tətbiqləri & # x2018Frames & # x2019 koordinasiya ilə məşğul olma meylinə sahibdir. Məsələn, PIXEL Çerçevesi, məlumatlarınızın müəyyən bir mənşəli fiziki piksellərdə nəzərə alındığı bir çərçivədir, yəni& # x00A0 sadə iki ölçülü bir misal üçün, məlumat çərçivəniz koordinatlardakı çərçivənin mənşəyi ilə 100 piksel x ölçüsü və 150 ​​piksel y ölçüsü ola bilər (20,30).Digər bir çərçivə, görünüşünüzü həqiqi səmada yerləşdirən SKY çərçivəsidir və qeyri-normal dərəcədə doğru qalxma və meyl, lakin digər səma koordinat sistemləri mövcuddur və asanlıqla çevrilir. Bu iki çərçivə arasında bir & # x2018mapping & # x2019, NDF'nizin WCS uzantısında mövcud olacaq və təsvir ediləcək. Kappa & # x00A0wcscopy proqram, istəyə görə prosesdə piksel koordinatlarının xətti çevrilməsini təqdim edərək WCS komponentini bir NDF-dən digərinə kopyalamaq üçün istifadə edilə bilər. Bu, WCS məlumatlarını WCS olmayan tətbiqlər tərəfindən WCS məlumatlarından məhrum edilmiş bir NDF-yə əlavə etmək üçün istifadə edilə bilər. WCS Çərçivələri haqqında daha ətraflı məlumatı SUN / 95-də əldə etmək olar Dünya Koordinat Sistemlərindən istifadə.

Bu niyə vacibdir? Məsələn, ekran əmr avtomatik olaraq cari WCS çərçivəsi ilə təsvir edilmiş koordinatlarla izah edilmiş baltalarla məlumatlarınızı quracaq, belə ki, məlumatlarınızda SKY çərçivəsi varsa, (və çox vaxt) real səma koordinatları ilə avtomatik olaraq təsvir edilə bilər , müşahidənin tamamilə yüksəlmə və meyl. Daha sonra Bölmə & # x00A05.9-da izah edildiyi kimi, məlumat kublarının mozaikası üçün də vacibdir.


    Bir NDF-nin WCS komponentinə yeni bir koordinat Çerçevesi əlavə edir
    Bir NDF-nin WCS komponenti ilə əlaqəli atribut dəyərlərini idarə edir
    WCS məlumatlarını bir NDF-dən digərinə köçürür
    Bir NDF-nin WCS komponentindəki mövcud koordinat Çərçivəsini dəyişdirir
    Bir NDF-nin WCS komponentindən koordinat Çərçivələrini silir
    Bir NDF koordinat çərçivəsindən digərinə bir mövqeyi dəyişdirir

bu uzantı içərisindəki çərçivələri idarə etmək üçün çox faydalı bir yardımdır. Məsələn,

burada görürük ki, ifu_file.sdf-də üç WCS çərçivə, mənşəli əsas GRID çərçivə (1,1,1), mənşəli PIXEL çərçivə (0.5,0.5,0.5) və real dünya koordinatlı AXIS çərçivə ilə eşlenmiştir. PIXEL çərçivəsinə.

ndftrace bu nöqtədə də faydalı bir seçim var: FULLFRAME. Aşağıdakı nümunədə, əksəriyyəti ndftrace çıxış şaquli bir elipsis ilə ifadə olunan aydınlıq üçün kəsilir.

Buradakı vacib məlumat, NDF-nin PIXEL və CURRENT çərçivəsindəki görüntünün sərhədidir; Cari çərçivə mövcud və # x2018default & # x2019 çərçivəsidir ki, NDF-yə daxil olan tətbiqlər (NDF-nin CURRENT çerçevesi) Kappa & # x00A0 istifadə edərək dəyişdirilə bilərwcsframe əmri və ümumiyyətlə uzantıdakı son çatılmış çərçivədir). Bu vəziyyətdə, cari çərçivənin SKY-SPECTRUM çərçivəsi olduğunu görə bilərik, 5:36:51 - 5: 36: 53.0, sağ qalxma, & # x2212 7:26:14 - & # x2212 7:25: Eğimde 44, və tezlikdə 345.762 ilə 345.8139 Ghz arasındadır.

5.5 GAIA məlumatlarının vizuallaşdırılması

Gaia & # x00A0 iki ölçülü məlumatlar üçün geniş istifadə olunan bir ekran və analiz vasitəsidir. Uzun illərdir ki, Gaia & # x00A0tool'un küp vizuallaşdırması üçün az təklifi var idi. Uyğun olaraq adlandırılan Sürüm 3.0-da, təyyarələrin ayrı-ayrılıqda yoxlanılmasına və ya animasiya şəklində və ya yıxılaraq keçid zolağı şəklində icazə verilməsi üçün kublar üçün bir vasitə qutusu gəldi. İndi yazı hazırlandığı zaman, Version 4.2 Gaia & # x00A0, kub analizi üçün göstərmə kimi əlavə imkanlar təklif edir. Gaia & # x00A0 da aktiv inkişaf səviyyəsindədir. Aşağıda xülasə olunan xüsusiyyətlərə dair son xüsusiyyətlər üçün $ STARLINK_DIR / news / gaia.news sənədini yoxlayın.

5.5.1 Küp alət qutusu

Bir kub ilə Gaia & # x00A0 açarsanız

Alət qutusunun aşağı hissəsində bir sıra metodlar üçün sekməli bir interfeys var. Nəzarət hər bir metod üçün dəyişir. Aşağıdakı üsullar xüsusi qeyd edilməlidir. Animasiya nişanı Bu, nəzarət olunan dərəcədə avtomatik olaraq bir sıra təyyarələrdən keçir. Animasiya bir GIF-ə çəkilə bilər. Spektrum nişanı Bu, spektr sahəsinin əsas davranışını genişləndirir (spektr hüdudlarını təyin etmək daxil olmaqla Bölmə & # x00A05.5.2-ə baxın. Məkan bölgələrini qrafik olaraq müəyyənləşdirə və bununla da bir obyekt üçün kompozit bir spektr əmələ gətirə bilərsiniz. Çökmək nişanı Bu, çökməyə imkan verir spektral ox müəyyən bir diapazon üzərində və geniş bir seçim seçimini təklif edir. Çoxu bir şəkildə & # x2018white-light & # x2019 görüntüsü meydana gətirəcək, lakin Iwc sürət xəritəsinin bir formasını verir və Iwd xətt dispersiyalarını qiymətləndirir. Chanmap nişanı Bu keçid bant plitələrindən ibarət bir cədvəldən ibarət olan bir kanal xəritəsi təşkil edir, hər bir çini, Çöküş metodlarından birini istifadə edərək bir sıra təyyarələrin çökməsinin nəticəsidir. Hər təyyarənin spektral koordinatını yoxlaya bilərsiniz və kursor işarəsi ilə hər plitə bərabər mövqelər Rebin nişanı Bu, bir və ya daha çox ölçüləri birləşdirərək siqnal səs-küyünü artırmağa imkan verir Filtr nişanı Bu görüntü təyyarələrinin hamarlaşdırılmasına nəzarət edir.

Cube alət qutusuna daxil olmağınız lazımdırsa, Open cube-a gedin. əsas ekranın Fayl menyusunda seçim.

Bir görüntü göstərildikdən sonra, bir təyyarə, keçid bant şəkli və ya kanal xəritəsi olsun, daha sonra elementləri genişləndirmək üçün SUN / 214-də (həmçinin SC / 17-də) təsvir olunan geniş ekran görüntü imkanlarını istifadə edə bilərsiniz. istintaq. Maskeleme və axının ölçülməsi daxil olmaqla, əsasən (Image-Analysis menu) vasitəsilə bir çox analiz qabiliyyəti mövcuddur.

5.5.2 Spektral süjet

Küp analizi üçün ən faydalı imkanlarından biri dinamik spektrli bir göstəricidir. Nümayəndəli bir şəkil göstərildikdən sonra, spektral ox boyunca bir xətt sahəsi görünən şəkil üzərində siçanı vurun. Kursoru ilk siçan düyməsini basıb saxlayın, məlumat məhdudiyyətləri dəyişmədən cari məkan yerini əks etdirmək üçün spektr ekranı dinamik olaraq yenilənir. Yenidən vurursanız, aralıq cari spektrə sıfırlanacaq. Seçimlər və # x2019s idarəetmə çubuğunda Seçimlər və # x2192 Avtomatik Ölçmə funksiyasını aktivləşdirərək sürətləndirdiyiniz zaman avtomatik ölçmə tətbiq edə bilərsiniz. Bu daha yavaşdır, baxmayaraq ki, spektrlərin intensivliyini müstəqil müqayisə etməyə imkan verir. The Spektr Daha əvvəl qeyd olunan nişan həm hər iki ox boyunca hündürlük aralığının idarə olunmasına imkan verir. Referans: Düymə cari spektri istinad spektri kimi göstərməyə imkan verir. Daha sonra siçanı sürükləyərkən istənilən spektri istinad spektri ilə müqayisə edə bilərsiniz. Bax Şəkil & # x00A03.

Şaquli qırmızı xətt təyyarənin əsas izləyicidə göstərildiyini göstərir. Təyyarəni görünüşdə tənzimləmək üçün bu xətti siçanla sürükləyə bilərsiniz, yəni seçilmiş bir sürətdə emissiyanın məkan olaraq yerləşdiyini yoxlamaq üçün deyin.

Spektral izləyicinin digər xüsusiyyətləri onlayn yardımda tapıla bilər.

5.5.3 Həcm görselleştirme

Küp alət qutusundakı Görünüş menyusu, kubunuzu üç ölçüdə araşdırmanıza imkan verən iki interaktiv göstərmə funksiyası təklif edir.

Bunlardan birincisi izo-səthdir. Üç ölçüyə qədər uzanan bir görüntünün konturuna bənzəyir. Hər rəngli səth sabit bir məlumat dəyərinə uyğundur. Bir səthin içini görmək üçün hər səthdə 1,0-dan az olan bir şəffaflıq olmalıdır. Eyni Orion verilənlər dəstini istifadə edən bir nümunə Şəkil & # x00A04-də verilmişdir.

Gaia-dakı konturda olduğu kimi, izo-səth səviyyələrini həm avtomatik, həm də əl ilə yaratmaq üçün müxtəlif üsullar mövcuddur.

Siçanla və ya daha yaxşı nəzarət üçün klaviatura ilə baxış bucağını və zum faktorunu tənzimləyə bilərsiniz. Onlayn yardım müxtəlif idarəetmələrin siyahısını verir. Görünüşü idarə etmək üçün yönlü və şərhli baltalar kimi bir çox seçim var. Gaia & # x00A0 mövcud dilimi və göstərilən spektrini də göstərə bilər. Fərqli molekulyar növləri ölçən fərqli dalğa uzunluğundakı məlumatları müqayisə etmək üçün eyni zamanda iki kubu eyni vaxtda göstərmək mümkündür. Gaia & # x00A0 bu baxımdan bir sıra hizalama variantları təmin edir.

İkinci funksiya həcm göstərməkdir. Bütün məlumatları tək bir həcm olaraq iki məlumat hüdudlarında göstərir. Hər bir həddə bir rəng və qeyri-şəffaflıq təyin edirsiniz. İdarəetmə və seçimlər iso səthlərlə eynidır. Bax Şəkil & # x00A05.

Bu vizual funksiyalar kompüter yaddaşına və CPU-ya ağır tələblər qoyur. OpenGL üçün dəstəyi olan müasir bir qrafik kartı da interaktiv performansda böyük bir fərq yaradır. Beləliklə, bu alətlərdən ən yaxşısını almaq üçün müasir bir maşına ehtiyacınız olacaq. İki alətdən iso-səth daha sürətli göstərilir və daha az yaddaş istifadə edir.

5.6 IDL və məlumatların vizuallaşdırılması

IDL geniş vizual qabiliyyətlərə malikdir və mövcud olan IFU məlumat kublarını təhlil etmək üçün lazım olan bir çox vasitəyə sahibdir & # x2018 rəfdə & # x2018. Təəssüf ki, cəlb olunan böyük fayl ölçüləri səbəbindən, IDL-də mövcud olan bəzi faydalı alətlər kiçik yaddaşa (& # x003C 5 1 2 Mb) sahib olan maşınlarda çox yavaş ola bilər.

5.6.1 Ekran problemləri

Bir çox müasir UNIX tətbiqi kimi, IDL də yalançı və həqiqi rəngli ekranlarla mübarizə problemi yaşayır. IDL skriptlərini yazarkən istifadə etdiyiniz ekran növünü nəzərə almaq vacibdir, yalançı rəngli (8 bpp) ekranlar üçün X cihaz növünü aşağıdakı kimi təyin etməlisiniz.

Linux ilə işləyən müasir maşınlarda çox rast gəlinən həqiqi rəngli ekranlar üçün X cihaz növünü müvafiq ekran dərinliyinə uyğunlaşdırmalısınız, məs.& # x00A0 24 bpp ekran üçün.

Qeyd etmək lazımdır ki, IDL İnkişaf Mühiti (IDLDE) 16 bpp-lik bir ekranda UNIX-də işləyəcəksə, qrafik çıxışı üçün yalnız 8 bpp və 24 bpp ekran dəstəklənir. Əgər IDL skriptiniz və ya prosedurunuz qrafiki əhatə edirsə sizi göstərir olmalıdır IDL-i ya 8 bpp yalançı rəngli ekranın altında, ya da 24 bpp həqiqi rəngli ekranın altında çalıştırın. Cihazınızın 24 bpp həqiqi rəngli ekran istehsal edə biləcəyinə şübhə edirsinizsə, sistem administratorunuzdan soruşun.

Rəng axtarma masalarından (LUT) və loadct prosedurundan istifadə etmək istəyirsinizsə, həqiqi rəngli bir ekran istifadə edərək, çürümüş açar sözü də 0, məs.& # x00A0

və ya dəyişdirmə yolu ilə, LUT-lardan istifadə etmək əvəzinə 24-bit rəngli etmək istəyirsinizsə, çürümüş açar sözü 1-ə, məs.& # x00A0

Bu məsələ haqqında daha ümumi məlumat üçün Qrafik Yemək Kitabına (SC / 15) müraciət etməlisiniz.

5.6.2 Dilimləmə3

Slicer3, IDL mühiti ilə birlikdə verilən üç ölçülü məlumatları görüntüləmək üçün GUI widget əsaslı bir tətbiqetmədir, bir IFU məlumat kubunu GUI-yə oxumaq üçün sadə bir skript aşağıda göstərilmişdir,

burada məlumat massivimizə bir göstərici yaradırıq və bu göstəricini slicer3 proseduruna ötürürük. Slicer3 GUI rəqəmlər & # x00A06 və 7-də göstərilir. Bunlar bir IFU məlumat kubunun və kəsmə və prob alətləri ilə işləyən istifadəçinin proyeksiyasını göstərir.

Slicer3 GUI ilə əlaqəli maraqlı cəhətlərdən biri də tamamilə IDL proseduru kimi həyata keçirilməsidir və bu səbəbdən kod istifadəçi tərəfindən xüsusi tapşırıqlar üçün dəyişdirilə bilər. Slicer3 haqqında daha çox məlumatı IDL-dəki onlayn yardımda tapa bilərsiniz.

5.6.3 IDL Astronomiya Kitabxanası

IDL-də astronomiya məlumatlarının görselləşdirilməsinin heç bir müzakirəsi, IDL Astronomiya Kitabxanasına istinad edilmədən tamamlana bilməz. GSFC tərəfindən təmin edilən bu IDL prosedur kitabxanası, IDL daxilindəki məlumatlarınızı idarə etmək üçün lazımlı vasitələrin çoxunu təmin edir. Kitabxana kifayət qədər genişdir və kifayət qədər yaxşı sənədləşdirilmişdir. Tapşırıqlara görə bölünmüş kitabxana qaydalarının siyahısı http://idlastro.gsfc.nasa.gov/contents.html.

5.6.4 ATV Image Viewer

ATV & # x00A0, IDL tv prosedurunun ön tərəfidir. Daha əvvəl müzakirə edilən Slicer3 GUI kimi, ATV & # x00A0 tamamilə IDL proseduru kimi tətbiq olunur, buna görə əlavə funksionallığa ehtiyac olarsa yeni rutinlər, düymələr və ya menyular əlavə etmək asandır. İnterfeys qəsdən SAOimage-ə bənzəyir ki, istifadəçilər tez bir zamanda istifadə etməyə başlaya bilsinlər. Ətraflı istifadə təlimatları http://www.physics.uci.edu/ saytında onlayn olaraq əldə edilə bilər

barth / atv / instructions.html. Bununla birlikdə, məlumat kubunda bir təyyarəni göstərmək üçün bir sıra birbaşa atv-ə aşağıdakı şəkildə keçə bilərsiniz.

5.7 IRAF və Starlink proqramı

Müzakirə etdiyimiz paketlərin çoxu, məs. Kappa, Figaro və Ccdpack, IRAF & # x00A0command-line interfeysindən (2004 Bahar buraxılışına qədər) əldə edilə bilər və normal IRAF & # x00A0 tətbiqləri kimi istifadə edilə bilər (ətraflı məlumat üçün SUN / 217-ə baxın) və IRAF & # x00A0CL skriptləri onların imkanlarından istifadə edərək IFU məlumat kublarını təhlil etməyinizi gözlədiyiniz kimi ətraflarında qurulmuşdur.

Bununla birlikdə, Starlink və IRAF & # x00A0 tətbiqetmələrinin daxili baxımdan fərqli məlumat formatlarından istifadə etdikləri nəzərə alınmalıdır. Bir Starlink tətbiqi IRAF & # x00A0CL-dən işlədildikdə, tətbiq avtomatik olaraq IRAF & # x00A0 .imh formatına giriş və çıxışda çevriləcək. Bu proses şəffaf olmalıdır və yalnız yerli IRAF & # x00A0 sənədlərini görə bilərsiniz. Bununla birlikdə, Starlink proqramını istifadə etməyə alışmış olsanız, yerli NDF formatının IRAF & # x00A0format-dan daha qabiliyyətli olduğunu və Starlink proqramını işə salarkən bəzi məlumatların (keyfiyyət və varyans dizileri kimi) itkin ola biləcəyini bilməlisiniz. İRAF.

5.8 DATACUBE skriptlərindən istifadə edərək görselləşdirmə

Datacube & # x00A0paket içərisinə göndərilən skriptlər SUN / 237-də təsvir edilmişdir. Nümunə verilənlər bazası & # x00C5ngstrom vahidləri olan dalğa boyu sistemində spektral oxa malikdir, lakin Datacube & # x00A0, FITS & # x00A0standart tərəfindən dəstəkləndiyi kimi digər spektral sistem və vahidləri idarə edə bilər.

5.8.1 Ağ işıq şəklini necə yaratmaq olar?

Datacube & # x00A0 istifadə edə bilərsinizbalqabaq Kappa & # x00A0 üçün istifadəçi dostu bir interfeys olan shell scriptçökmək həm ağ işıq, həm də ötürmə zolağı şəkli yaratma imkanı verən tətbiq, məs.& # x00A0

Burada ifu_file.sdf giriş məlumat sənədindən ağ işıq şəklində bir görüntü hazırlayırıq, onu iki ölçülü bir NDF faylı olaraq yadda saxlayırıq və GWM pəncərəsində təsvir edirik (bax Şəkil & # x00A09). Alternativ olaraq, skriptlər əmr sətri seçimlərindən istifadə edə bilərik və bu nümunədəki kimi komanda xəttində dalğa uzunluğu hüdudları ilə birlikdə giriş və çıxış sənədlərini təyin edə bilərik.

Alternativ olaraq birbaşa istifadə edə bilərik çökmək tətbiq.

Burada kubu üçüncü (& # x03BB) ox boyunca yıxırıq.

5.8.2 Passband şəkli necə yaradır?

Datacube & # x00A0package passband şəkilləri yaratmaq üçün iki yol təqdim edir: əvvəlcə (əvvəlki kimi) istifadə edə bilərik balqabaq shell skript, bu dəfə daha məhdudlaşdırıcı və # x03BB məhdudiyyətləri göstərin, məs.& # x00A0

spektral oxun 200 & # x00A0 & # x00C5 enində bir hissəsini yıxaraq iki ölçülü bir keçid bant görüntüsünü yaradırdı.

Alternativ olaraq, istifadə edərək passband şəklimizi interaktiv şəkildə yaratmağı seçə bilərik keçid bandı shell skript.

Burada ssenari bizə ağ işıq şəkli təqdim edir və səs-küyə yaxşı bir spektr seçmək üçün üzərinə vurmağımızı istər, sonra spektrin müəyyən bir hissəsini böyütmək istəməyimizi istər. Böyüdək və sonra skript bizə passband görüntüsü yaratmaq üçün interaktiv olaraq bir bölgə seçməyimizə imkan verir. Sonra müqayisə üçün ağ işıq şəklinin yanında bunu çəkir.

Alternativ olaraq yenidən istifadə edə bilərik çökmək tətbiqi, bunun üzərinə həm balqabaqkeçid bandı aşağıda göstərildiyi kimi tikilmişdir.

5.8.3 Passband şəkillərindən necə keçə bilərəm?

Datacube & # x00A0paket aşağıdakıları təmin edir addım bu tapşırığı yerinə yetirmək üçün kabuk skript.

Burada istədiyiniz dalğa uzunluğu aralığının alt və yuxarı sərhədləri və bir addım ölçüsü istənir. Daha sonra ssenari chunk _ *. Sdf adlı bir sıra NDF iki ölçülü keçid bant şəkilləri yaradır.

Alternativ olaraq, TEIFU məlumat kubundan keçmək üçün (ifu_file.sdf adlanan bir NDF-də saxlanılan) çox sadə bir IDL skript aşağıda göstərilmişdir.

Şrift, READ_NDF prosedurundan istifadə edərək NDF sənədini oxuyur, bir IDL qrafika pəncərəsi yaradır və dalğa boyu istiqamətində bir dəfəyə bir piksel olan məlumat küpü arasından addımlar atır.

İndi bir Kappa & # x00A0 əmri var chanmap dayanan kanalların və ya bərabər dərinlikdəki keçid lentlərinin görüntüsünü yaradan tapşırıq. Gaia'daki küp alət qutusundan da mövcuddur. Yaratdıqdan sonra Gaia & # x00A0or ilə passband şəklinə baxa bilərsiniz ekran. Xüsusiyyətlərin üç ölçülü koordinatlarını oxumaq üçün Gaia & # x00A0use Image-Analysis & # x2192 Change Coordinates & # x2192 Show All Coordinates & # x2026 and in Kappa & # x00A0run kursor.

5.8.4 Fərdi spektrləri necə çıxarmaq olar?

The dalğalanan Datacube & # x00A0paketdəki shell skripti, Kappa & # x00A0 üzərindən istifadəçi dostu bir interfeys olaraq hazırlanmışdır.ndfcopy tətbiq.

Burada, məlumat kubunda oxuyuruq, ifu_file.sdf və spektri çıxarmaq üçün pikselin vurulması istənir, bax Şəkil & # x00A012.

Alternativ olaraq istifadə edə bilərik ndfcopy birbaşa altındakı kimi.

Burada maraq dairəsini təyin etmək üçün NDF bölmələrindən istifadə edərək eyni spektri çıxarırıq və faylın ölçüsünü yalnız bir ölçüyə endirmək üçün TRIM və TRIMWCS parametrlərini.

5.8.5 Spektrləri necə müqayisə edirəm?

The müqayisə et ssenari sizə bu qabiliyyəti vermək üçün yazılmışdır. Kubun ağ işıq şəklinin sağında ən son ikisini quraraq kubun müxtəlif hissələrindən davamlı olaraq spektrləri seçməyə imkan verir. Bax Şəkil & # x00A013.

Burada ssenari bizə ağ işıqlı bir şəkil təqdim edir və pikselə vurmağımızı xahiş edir. Daha sonra ekran pəncərəsinin yuxarı sağ hissəsindəki piksellə əlaqəli spektral oxu çıxarır və göstərir. Daha sonra başqa bir piksel seçmək imkanımız var, müvafiq spektr ekran pəncərəsinin sağ alt hissəsində göstərilir. Ssenarinin bu işi zamanı yalnız iki spektri çıxarırıq (Şəkil & # x00A013), sona vurmaq üçün sağ siçan düyməsini basırıq. Bununla birlikdə, başqa bir spektr davam etdirib seçsəydik, ekran pəncərəsinin sağ üst panelindəki orijinalımızı əvəz edəcəkdi. Əlavə bir spektr seçmək sağ alt panelin yerini alacaq. Hər yeni spektr sahəsinin yeri bir-birini əvəz edir.

5.8.6 Yığılmış spektrləri necə qururam?

Datacube & # x00A0package bu prosesi həyata keçirmək üçün iki vəzifə təmin edir yığıcı (bax Şəkil & # x00A014) və multistack shell skriptləri.

Bir qaçış yığıcı skript aşağıda göstərilmişdir.

Burada məlumat küpünün ağ işıq şəklini tıklayaraq üç spektr çıxarırıq və bunlar daha sonra hər bir spektr arasında 200 sayma əvəzliyi ilə təsvir olunur. Sonra maraq bölgəsinə yaxınlaşma fürsəti əldə edirik və üç spektr yenidən qurulur.

The multistack ssenari oxşar şəkildə işləyir, lakin burada tələb olunan spektral qrupların sayı və hər qrupdakı spektrlərin sayı istənilir. Hər bir & # x2018qrup & # x2019 spektrinin ortalama spektri hesablanır və sonra bütün orta spektrlər əvvəlki kimi bir yığın şəklində, aşağıdakı nümunədə göründüyü kimi təyin olunur.

Burada dörd spektrdən ibarət üç qrup tələb edirik, yəni& # x00A0we & # x2019ll, son ekranda yığın şəklində çəkilmiş üç orta spektr əldə edəcəyik.

5.8.7 Spektrlər şəbəkəsini necə yarada bilərəm?

Bir kub içindəki spektrlərin vizual müayinəsi üçün bir çox spektrləri eyni məkan yerlərində daha aşağı bir qətnamədə olsa da eyni vaxtda qurmaq faydalıdır. Kappa & # x00A0 təmin edərkən klinoplot belə bir ızgara etmək əmri, bəzən məkan piksellərinin çoxluğu spektrləri oxunmaz hala gətirə bilər və plan qurmaq üçün bir az vaxt lazımdır. Bu səbəbdən Datacube & # x00A0paket təklif edir gridspec shell skript. Məkan sahəsindəki spektrləri ortalamaq və bununla da çəkilən spektrlərin sayını bir neçə dəfə azaltmaq və daha praktik qrafiklər yaratmaq üçün bir seçim var. Bax Şəkil & # x00A015. Aşağıda bir nümunə var. -Z seçimi ağ işıq şəklinin göstərilməsini və imleclə birlikdə kubun alt hissəsinin seçilməsini tələb edir.-B seçimi məkan bloklama faktorunu təyin edir. İki dəyər vergüllə ayrılmış x və y üçün fərqli amillər verilə bilər.

Faydalı bir strategiya, bir ox boyunca ən çox on sahə 2 verən bir bloklayıcı faktor seçməkdir. Daha sonra maraq bölgələrinə diqqət yetirin və ya bir NDF bölməsi təmin edərsiniz və ya ağ işıqlı görüntü arasından seçiminizi dayandıraraq bloklamanı azaldaraq həm məkan, həm də spektral qrafik qətnamələrini artırın.

5.8.8 Sürət xəritəsini necə yarada bilərəm?

Datacube & # x00A0paket aşağıdakıları təmin edir velmapvelmoment Bu olduqca mürəkkəb işi idarə etmək üçün kabuk skriptləri. velmap Gaussları seçilmiş bir xəttə uyğunlaşdırır və şablon spektrini və ilkin uyğunluq parametrlərini seçmək üçün bəzi qrafik qarşılıqlı təsirləri əhatə edir. Bir Gauss ilə yaxşı xarakterizə olunan məlumatlar üçün velmap əla nəticələr verə bilər. Bununla birlikdə, hər bir məkan pikselinə tətbiq etmək bahalı bir alqoritmdir. Gauss uyğunluğu bütün məlumatlar üçün uyğun deyil.

Təklif olunan alternativ velmoment intensiv ağırlıqlı orta koordinat çıxarıb spektral ox boyunca çökür və bunu bir sürətə çevirir. Bu, montajla müqayisədə turbo şarjlıdır. İşin mənfi tərəfi odur ki, nəticələr xətt uyğunluğu qədər dəqiq olmayacaq və spektrlərin tək bir əhəmiyyətli emissiya xətti ilə yerləşdiyi bölgələrin seçilməsinə diqqət yetirilməlidir. Uyduraraq
& # x00A0velmap ağ işıqlı görüntüdən ən yüksək siqnal-səs-küy spektrini seçməyə imkan verir. Daha sonra interaktiv olaraq bu spektrə bir xətt yerləşdirə bilərsiniz. Ssenari avtomatik olaraq eyni sətri küpdəki qalan bütün spektrlərə yerləşdirməyə çalışacaq, bu sətrin Doppler sürətini təmin etdiyiniz və ya NDF WCS-dən oxuduğunuz bir istirahət çərçivəsi koordinatından hesablayın və bir sürət xəritəsini yaradın. kubdakı bu xətt. Bax Şəkil & # x00A016. Aşağıda bir nümunə var.

Heç bir avtomatik proses mükəmməl olmadığı üçün ssenari uyğunlaşmaqda çətinlik çəkdiyi yerləri spektrləri əl ilə düzəltməyə imkan verir. Şrift (x, y) mövqeyinə sığa bilmədisə, bu dəyər son sürət xəritəsində VAL__BADD kimi qeyd olunacaq. Nöqtələri yenidən düzəltməyi seçsəniz, son çıxış görüntüsündə bu (normal olaraq qara) məlumat nöqtələrini vurmaq sizi interaktiv uyğunlaşdırma qaydalarına salacaqdır. Bununla birlikdə, yalnız skriptin uyğunlaşa bilmədiyi nöqtələri bərpa etməklə məhdudlaşmırsınız, sürət xəritəsindəki istənilən məlumat nöqtəsini əl ilə bərpa edə bilərsiniz.

Hər bir məkan pikselində hər bir uyğunluğu nəzərdən keçirə biləcəyiniz bir -a variant var. Uyğunluq parametrləri -l seçimi ilə Kiçik Mətn Siyahısına daxil edilə bilər. Anlarla
& # x00A0 Sürət xəritəsi yaratmaq üçün ikinci ssenari velmoment. Bu ilk maraq bölgəsini seçməyə imkan verir. Geniş bölgələr və ya səs-küylü spektrlər üçün məkan ölçülərini tam faktorlarla azaltmaq üçün məkan ortalaması (-b seçimi) də tələb edə bilərsiniz. Datanızda WCS SPECTRUM və ya DSBSPECTRUM Domain varsa, velmoment daha sonra koordinat sistemini optik və ya radio kimi dörd sürətdən birinə keçir. İngiltərədəki məlumat küpü formatında NDF-lərin də öhdəsindən gələ bilər. Sonra ssenarinin ürəyi gəlir & # x2014the çökmək spektral oxa təsir göstərən tapşırıq. Şiddət ağırlığında sürət anını əldə edir. Sadə spektrlər üçün yəni tək və ya dominant bir emissiya xətti, çökmək xətt üçün bir temsil sürəti tapır. Son mərhələ sürətlərin xəritəsini göstərməkdir. Nisbi hərəkətlərə əyani bir ipucu vermək üçün mavi rəngdən qırmızıya qədər uzanan bir rəng masasından istifadə edir. Ağ işıq şəklinin isteğe bağlı konturlarını sürət xəritəsinə yerləşdirməyi seçə bilərsiniz. Budur bir nümunə. Kimi bir məkan alt dəsti verməkdənsə velmap Məsələn, skriptin təqdim etdiyi 2 & # x00D7 2 məkan ortalamalı (-b 2) & # x2018white-light & # x2019 görüntüsü ilə qarşılıqlı əlaqə quraraq analiz üçün məkan bölgəsini seçməyi seçirik. NDF hissəsindəki dalğa uzunluğu hüdudları 5300.:5750. spektral sıxılmanı 5300 - 5750 & # x00C5ngstrom aralığında məhdudlaşdırır və [OIII] xəttinə mötərizə verir. Bu o deməkdir ki, & # x2019white-light & # x2019 görüntüsü [OIII] emissiyasının bir xəritəsidir. Ssenari intensivlikdə çəkilən dalğa uzunluqlarını açar və uyğun rəng xəritəsi ilə göstərdiyi sürətlərə çevirir. Nəhayət, sürət xəritəsindəki [OIII] xəritənin on səviyyəli kontur planını üst-üstə düşür. Bax Şəkil & # x00A017. Aşağıda bir nümunə var.

5.8.9 Xətt möhkəmliyi xəritəsini necə hazırlayıram?

Datacube & # x00A0zirvə xəritəsi skript xətt gücü xəritəsi yaradır. Bu skriptin interfeysi velmap & # x00A05.8.8 Bölməsində müzakirə olunan skript və eyni şəkildə son nəticəni də oxşar formada yaradır, bax Şəkil & # x00A018. Çox kimi velmap skript zirvə xəritəsi skript, avtomatik proses tərəfindən zəif bir şəkildə quraşdırılmış ola biləcəyini düşündüyünüz hər hansı bir spektri əl ilə düzəltməyə imkan verir.

Qeyd etmək lazımdır ki, bir xətt bölgəsinin bir keçid zolağı təsviri və zirvə xəritəsi skript, oxşar nəticələr verməlidir. Qazların avtomatik yerləşdirilməsinin xüsusilə səs-küylü bir görüntü üzərində nə qədər dəqiq işləməsindən narahat olursunuzsa, o zaman bir xətt gücü xəritəsi yaratmaq və bu müqayisəni etmək, sürət xəritələrinizə etibar səviyyəsinə qərar verməyin asan bir yoludur. eyni uyğun alqoritmlərdən istifadə etmək.

5.8.10 Ancaq qarışıq xətləri idarə etmirlər!

Xeyr, nə də zirvə xəritəsi nə də velmap çox qazlı və ya qarışıq xətləri idarə edin. Figaro & # x00A0 ikənfitqauss bu skriptlərin əsas götürdüyü tətbiq NCOMP parametri vasitəsi ilə uyğunlaşdırılmış qarışıq sətirləri altıya qədər idarə edə bilər və bu prosesi avtomatlaşdırmaq son dərəcə çətin olduğunu sübut etdi və səs-küy problemlərinə uyğunlaşdırma rejimini çox həssas etdi.

5.8.11 Xətt nisbəti xəritəsini necə yarada bilərəm?

Istifadə edərək hər iki xəttin bir xətt gücü xəritəsi hazırlayın zirvə xəritəsi və ya passband şəkillər istifadə balqabaqvə sonra Kappa & # x00A0 istifadə edindiv nisbət xəritəsi yaratmaq üçün birini digərinə bölmək vəzifəsi. Budur bir nümunə.

5.9 Mozaika

IFU məlumat kublarının mozaikası unikal problemlər yaradır. Əvvəlcə bütün mövcud nəsil alətlərin baxış sahəsi ars saniyələrlə ölçülə bilər, ənənəvi şəkil qeyd yanaşması üçün kubların x, y müstəvisinə uyğunlaşmasına imkan vermək üçün çox kiçik, əlavə olaraq ikisinin dalğa boyu kalibrlənməsi mozaika etmək istədiyiniz kublar tamamilə fərqli ola bilər, əlbəttə ki, fərqli alətlərdən gələn kublar üçün belədir.

Təəssüf ki, mozaika bu səbəbdən küp FITS & # x00A0 başlıqlarında verilən WCS məlumatlarına kritik şəkildə inanır. Hal-hazırda bu məlumatın aldığı forma müxtəlif alətlərdən olan kublar arasında və bəzən aktiv inkişaf işlərinin davam etdiyi yerlərdə eyni alətin istehsal etdiyi fərqli kublar arasında dəyişir. Bu səbəbdən, hələ iki kubu bir yerdə mozaika etməyiniz üçün bir & # x2018catch all & # x2019 skriptini və ya hətta reseptini təqdim etmək çox çətindir. FITS-də (Greisen) elan edilmiş spektroskopik dünya koordinatları üçün bir standart razılaşması və s., 2006, FITS-də spektral koordinatların təsvirləri, Astronomiya & # x0026 Astrophysics 446,747) problemi azaltmalıdır. Starlink AST yazıldığı zaman artıq spektral çərçivələri dəstəkləyir (bunlar sürətləri hesablamaq üçün istifadə olunur velmap) və bu FITS standartının əksər xüsusiyyətləri.

Birləşdiriləcək məlumat kublarının etibarlı WCS məlumatları varsa, cəhd etməlisiniz wcsmosaic tapşırıq. Spektral koordinatlarınız yalnız AXIS komponentindədirsə, bölməyə baxın AXIS quruluşunu SpecFrame-ə çevirmək günəşdə / 95.

Etibarlı WCS məlumatı olmadan problemə mümkün yanaşma təklif edirik. İki məlumat kubunun eyni spektral oxu varsa, məs. dalğa uzunluğu, kalibrlər və daha vacib bir şəkildə spektral ox boyunca eyni sayda piksel, (yəni& # x00A0 bunlar eyni alətdəndir) o zaman problemə yanaşmağımız x, y müstəvisinin mərkəzinin doğru yüksəlişini və meylini təyin etmək və iki çərçivə arasındakı piksel ölçüsünü işlətməkdir. Arks saniyədən pikselə çevrilmə faktorunu təyin etmək üçün AXIS çərçivəsini istifadə edə bilərsiniz və ya bu FITS başlıqlarında ola bilər.

Sonra Ccdpack & # x00A0 istifadə edinwcsedit küplərdən birinin PIXEL çərçivəsinin mənşəyini iki kubun PIXEL çərçivəsində hizalanması üçün dəyişdirmək üçün tətbiq. Sonra cari çərçivəni PIXEL çərçivəsinə dəyişdirməyi məsləhət görürük (ilə wcsframe) və istifadə edin makemos kubları bir-birinə mozaika etmək üçün (bax Şəkil & # x00A019). Qeyd etmək lazımdır ki makemos ödəyir diqqət yoxdur üçüncü oxdakı WCS məlumatlarına (iki ölçülü CCD kadrları üçün nəzərdə tutulmuşdur), buna görə eyni sayda piksel üzərində eyni dalğa uzunluğu kalibrinə sahib olmaq olduqca vacibdir.

Alternativ olaraq Ccdpack & # x00A0 istifadə edilə bilərwcsreg kubları məkan səviyyəsində düzəltmək üçün tətbiqetmə.

Alətlər arasındakı WCS məzmundakı fərqlər səbəbiylə iki fərqli alətdən mozaik küplər düzəltmək istəyirsinizsə, hazırda sizə təklif edə biləcəyimiz yeganə əlavə tövsiyə, iki kub tərəfindən verilən WCS məlumatlarını (məsələn) diqqətlə yoxlamağınızdır. wcsedit və birinci kubdakı bir çərçivəni ikinci bir çərçivəyə uyğunlaşdırmağın bir yolunu tapmağa çalışın. Daha sonra oxşar bir dalğa boyu ölçüsü təmin etmək üçün kublardan birini yenidən götürmək lazım ola bilər. Bu, Kappa & # x00A0 tapşırıqlarının istifadəsini əhatə edə bilər wcsadd çərçivələr arasında bir xəritəçəkmə təyin etmək və regrid nümunə vermək.

1 / star / etc / standart bir Starlink quraşdırılması üçündür, lakin Starlink proqramı sisteminizdə fərqli bir qovluq ağacında ola bilər.

2 Bu bir bələdçi rəqəmidir. Limit sizin aparatınızdan və plan qurma pəncərənizin ölçüsündən asılı olacaq. Daha yüksək qətnamə üçün çox olacaq.


Təşəkkürlər

M.D.-Z., D.S., L.M. və A.C.-nin işləri İsveçrə Milli Elm Fondunun maliyyələşdirdiyi STARFORM Sinergia Layihəsi tərəfindən dəstəklənmişdir. J.R., Avropa Tədqiqat Şurasının 336736-TƏQVİLLƏR qrantına başlayan dəstəyini qəbul edir. W.R., Tayland Tədqiqat Fondu / Ali Təhsil Komissiyası bürosu tərəfindən dəstəklənir. MRG6280259 və Chulalongkorn Universitetinin CUniverse. P.G.P.-G. İspaniya Hökümətinin AYA2015-63650-P qrant dəstəyini qəbul edir. Bu sənəd aşağıdakı ALMA məlumatlarından istifadə edir: ADS / JAO.ALMA # 2013.1.01330.S. ALMA, NRC (Kanada), MOST və ASIAA (Tayvan) və KASI (Koreya Respublikası) ilə birlikdə ESO (üzv dövlətləri təmsil edən), NSF (ABŞ) və NINS (Yaponiya) ilə əməkdaşlıq edir. Çili. Birgə ALMA Rəsədxanası ESO, AUI / NRAO və NAOJ tərəfindən idarə olunur. PdBI müşahidələrindən də istifadə etdik. PdBI, Fransız CNRS, Alman MPG və İspaniyanın IGN-nin ortağı olan Radioastronomie Millimétrique Institut (IRAM, Fransa) tərəfindən idarə olunur. Burada təqdim olunan analizin bir hissəsi də NASA / ESA Hubble Kosmik Teleskopu ilə aparılan və Kosmik Teleskopun Avropa Koordinatoru olan Kosmik Teleskop Elm İnstitutu (STScI / NASA) ilə iş birliyi olan Hubble Legacy Arxivindən alınan müşahidələrə əsaslanır. Təsis (ST-ECF / ESA) və Kanada Astronomiya Məlumat Mərkəzi (CADC / NRC / CSA). ALMA məlumatlarının azaldılması ilə bağlı köməyinə və təliminə görə IRAM-ın ALMA Regional Mərkəz nodundan E. Chapillon'a, Kosmik İlan qalaktikasının [O ii] emissiyasının kinematik analizini və C. Georjini paylaşdığı üçün V. Patricioya təşəkkür edirik. VisIt 3D vizual alətinin təqdimatı üçün.


Redshiftlərin təfsiri

Bir qalaktika üçün qırmızı sürüşməni birbaşa hesablamısınız. Z kəmiyyəti ölçüsüzdür və bilavasitə məlumatlardan əldə edildiyi üçün dəyəri birmənalıdır. Tez-tez yalnız bu nömrədən istifadə edəcəyik. Ancaq bəzən nəticəni bizə nisbətən qalaktikanın sürəti olaraq km / saniyədə ifadə etmək istəyirik.

Redshift z-dən km / saniyə ilə ölçülən v sürətə çevrilmək asandır - düstur belədir

burada c işığın sürəti, c = 3 x 10 5 km / san.

Beləliklə, bu nümunədə 1970729122988102 qalaktikasının 0.1 x 3 x 10 ^ 5 km / san = 30.000 km / saniyə ilə bizdən uzaqlaşdığı görünür. Bu dəyər SkyServer verilənlər bazasında tapılan qalaktika qırmızı sürüşmələri üçün tipikdir.

Düstur z = v / c-yə bərabər olduğundan, z dəyərinin mənasının bir şərhini ehtiva edir: z qalaktikanın tənəzzül sürətini işıq sürətinə nisbətən ölçür.

Bu vaxta qədər işlər sadədir, ancaq iki vacib xüsusiyyət var. Birincisi, v = c z düsturu yalnız z 1.0-a nisbətən kiçik olduqda dəqiq olur (0.1 bu mənada yaxşı olar). Yüksək sürətlərdə, işığın sürətinə yaxınlaşanlar üçün ölçülmüş qırmızı sürüşmə z-dən dəqiq bir v sürət əldə etmək üçün daha mürəkkəb bir düstura ehtiyac var. İkincisi, kosmosda hərəkəti nəzərdə tutan "qalaktikaların tənəzzülü" ndən tez-tez danışsaq da, əslində genişlənən kainat mənzərəsi kosmosun özünün genişlənməsidir: qalaktikalar kosmosda hərəkət etmir, sadəcə kosmosla olduğu kimi aparılır genişlənir (bu konsepsiya haqqında daha çox məlumat üçün IV hissəyə baxın). Bu şəkildə, qalaktikanın qırmızıya sürüşməsi ümumiyyətlə sürət kimi təfsir edilmir, baxmayaraq ki, müşahidə olunan qırmızı sürüşmə eyni Doppler dəyişikliyinə bənzəyir.

Daha doğrusu, bu kosmoloji kontekstdə, qırmızı sürüş bizə işığın qalaktikadan ayrıldığı zaman kainatın nisbi miqyasını izah edir. Tutaq ki, 1970729122988102 qalaktikasına olan məsafə, indi müşahidə etdiyimiz işığın onu tərk etdiyi vaxt d (z) idi (bir az perspektiv vermək üçün, z = 0,1 üçün bu dəfə təxminən bir milyard il əvvəl idi). O milyard ildə kainatdakı məkan genişləndi, beləliklə indi qalaktikamızla qalaktika 1970729122988102 arasındakı ayrım d (0). Sonra

Bu düsturu aşağıdakı kimi şərh edirik: z = 1 sürüşməyə uyğun olan zaman bütün qalaktikalar bir-birinə% 10 yaxın idi. Kainatın dalğa boyları ilə eyni amil ilə uzandığını da deyə bilərik. Z = 0.2 ölçülən dəyər, qalaktikaların indikindən 20% daha yaxın olduğu bir zamana uyğundur və s.

Sual 6: SkyServer verilənlər bazasında z & gt 1 kimi kvazarlar üçün qırmızı sürüşmələr tapa bilərsiniz. Qırmızı sürüşmə Doppler sürət sürəti kimi yozulursa konseptual problem varmı? Qırmızı sürüşmə kosmosun uzanması kimi yozulursa konseptual problem varmı?

Bu bölməni yalnız z-in təfsirini daha dərindən araşdırmaq istəyirsinizsə oxuyun. İstəsəniz birbaşa 15 nömrəli İşə keçə bilərsiniz. Həqiqətən, hər birinin öz şərhi olan iki növ yeni sürüşmə var. Bəzi qırmızı sürüşmələr dinamikdir - hərəkət edən cisimlərdən (məsələn, bir-birinin ətrafında orbitdə olan iki ulduzdan), digər qırmızı sürüşmələr yuxarıda təsvir olunan məkanın kosmoloji genişlənməsindən yaranır. Ulduzları müşahidə edirsinizsə, qırmızı sürüşmənin Doppler şərhi tamamilə adekvatdır. Ayrıca, v = c z düsturunun dəqiqliyi barədə nadir hallarda narahat olmağınız lazım olacaq, çünki v c ilə müqayisədə demək olar ki, həmişə kiçikdir.

Qalaktikalar qonşularına qarşı da dinamik hərəkətlərə sahibdirlər - ikili qalaktikalar bir-birinin ətrafında dövr edir və qalaktikalar qruplar və qruplar içərisində daha mürəkkəb orbitlərə malikdirlər. Tək qalaktika qonşu kütlələrin cazibə qüvvəsini hiss edə bilər və cazibə qüvvəsi nəticəsində kosmosda hərəkət edə bilər. Bütün bu sürətlər eyni zamanda işıq sürətindən çox kiçikdir və v = c z istifadə edə bilərsiniz. Bir daha, qalaktik hərəkət hallarında, Doppler şərhi yaxşıdır.

Kosmoloji tətbiqetmədə, qalaktikaların təsadüfi hərəkətlərinin bəzi həcmdə sıfıra qədər ləğv etdiyini düşünürük. Bənzər bir şey söylədiyimiz zaman: "qalaktikanın qırmızı sürüşməsi məkanın genişlənməsini əks etdirir," qalaktikanın bu həcmə görə istirahətdə olduğunu düşünürük, yəni qırmızı sürüşmə yalnız kosmoloji genişlənmədən yaranır.

Əslində, hər hansı bir qalaktikanın qırmızı sürüşməsi iki komponentdən ibarət olacaq: dinamik komponent və kosmoloji komponent. Bununla birlikdə, Dünyadan yalnız tək bir rəqəm, qırmızı sürüşmə z ölçə bilərik. Xarici mübahisələr olmadan, iki növ sürüşməni ayırd edə bilmərik. Ümumiyyətlə, yaxınlıqdakı qalaktikalar üçün (z & lt 0.001) kosmoloji komponent kiçikdir: dinamik hissə üstünlük təşkil edir və Doppler sürüşmələri (fəzada hərəkət edən cisimlər) baxımından düşünə bilərik. Nisbətən uzaq qalaktika (z & gt 0.01) üçün dinamik hissə kosmoloji hissədən kiçikdir və Doppler sürət sürətləri baxımından düşünmək yanıltıcı ola bilər. Aralıq qırmızı sürüşmələrdə, z

0.003, ölçülən qırmızı sürüşməyə iki töhfə ölçüsü ilə müqayisə edilə bilər. Bu vəziyyətdə, nə olduğunu ayırmaq, mütəxəssislər üçün də çətin bir şeydir.

Məşq 15: Bütün qalaktikaların güclü emissiya xətləri olan spektrləri yoxdur. Üstəlik, hidrogen kainatdakı ən yaygın element olsa da, hidrogenin spektral xətlərinin (Balmer xətləri) bir qalaktikanın bir spektrində görünən ən güclü xətlər olmasını mütləq təqib etmir. Gökadalarda görünən daha mürəkkəb xətt naxışlarını tanımağa kömək etmək üçün, bir sinif üçün xarakterik görünən bir sıra spektrlər nümunəsi yaratmağa kömək edir. Qalaktika siniflərinin nümunələri arasında güclü emissiya xətləri olanlar, emissiya xətləri olmayan, lakin güclü absorbsiya xüsusiyyətləri olanlar və hər ikisinin orta miqdarı olanlar yer alır. Astronomlar, şablon spektrləri adlanan bu nümunələri naməlum qırmızıya çəkilmədəki qalaktika spektrləri ilə uyğunlaşdıra və qırmızı sürüşmələri tapmaq üçün spektrləri hərəkətə gətirə bilərlər. SDSS doqquz şablon spektrindən istifadə edir.

Aşağıdakı tətbiqet, on qalaktikanın qırmızı sürüşmələrini tapmaq üçün SDSS şablonlarından istifadə etməyə imkan verir. "Spektr" etiketli açılır menyu ilə baxmaq istədiyiniz spektri seçin. Müqayisə etmək istədiyiniz şablonu "şablon" etiketli açılır menyu ilə seçin. Ən çox bənzərini tapmaq üçün hər spektri doqquz şablonla müqayisə edin. Ardından sola, sağa, irəli (& gt & gt) və arxaya (& lt & lt) düymələri ilə səhifənin altındakı naməlum spektrləri sola və sağa sürün. Spektrin üstündə tətbiq test etdiyiniz qırmızı sürüşməni göstərir.

Naməlum spektrin zirvələri və vadiləri şablonlardan birinin zirvələri və vadiləri ilə uyğunlaşdıqda, naməlum spektrin qırmızı sürüşməsini tapdınız. Bütün spektri mükəmməl şəkildə uyğunlaşdırmağa çalışmayın, yalnız böyük zirvələri və vadiləri uyğunlaşdırın. Spektrə ən çox uyğun gələn qırmızı sürüşməni tapdıqda, açılan menyudan spektr nömrəsini yazın, sonra tapdığınız qırmızı sürüşməni yazın.

Tətbiqi başlamaq üçün buraya vurun.


Dəyişdirmə vaxtı¶

astropy.time, vaxt və tarixləri fərqli sistemlər və formatlar arasında çevirmə üsulları təqdim edir. ESO uyğun başlıqlarda onsuz da fərqli sistemlərdəki müşahidə vaxtını ehtiva etdiyindən, xoşladığımız zaman sistemindəki açar sözü oxuya bilərik, amma bu dönüşümü burada etmək üçün astropy.time istifadə edəcəyik. astropy.time.Time bir çox ümumi giriş formatlarını (strings, floats) təhlil edəcək, lakin format birmənalı olmadıqca formatın göstərilməsinə ehtiyac yoxdur (məsələn, bir rəqəm JD və ya MJD və ya il deməkdir). Ayrıca, zaman sisteminin verilməsi lazımdır (məsələn, UTC). Aşağıda fərqli başlıq açar sözlərindən başlanğıc edilmiş bir neçə nümunə var:

Zamanlar müxtəlif formatda ifadə edilə bilər:

və ya fərqli bir zaman sisteminə çevrilmək:

Vaxtları massivlərdən də başlamaq olar və zaman fərqlərini hesablaya bilərik:

İndi MN Lupun fırlanma dövrlərindəki fərdi spektrləri arasındakı zaman fərqini ifadə etmək istəyirik.Delta_t vahidi günlərdir, təəssüf ki astropy.time.Time və astropy.units.Quantity obyektləri hələ birlikdə işləmir, buna görə birindən digərinə açıq şəkildə çevrilməli olacağıq:


Ångström spektral ölçüsünün qalaktika sürətinə (km / s) çevrilməsi - Astronomiya

Bir çox astronomik sahədə yüksək qətnamə radio müşahidələrindən istifadə olunur. Active Galactic Nuclei (AGN) ətrafındakı quruluşlar, onların yığılma diskləri, güclü nisbi təyyarələr, maqnit sahələri və udma materialları haqqında məlumat verir və özünəməxsus ikili ulduzları, radio-ulduzları və gənc fövqəlnova qalıqlarını təsvir etmək üçün istifadə olunur. Spektroskopik VLBI-müşahidələr, qalaktikalarda, ulduz doğum bölgələrində və ulduz zərflərində müxtəlif növ yayan kompakt maser bölgələrini araşdırmağa imkan verir. Faza istinad etmə texnikası, mənbə mövqelərini mümkün qədər yüksək dəqiqliklə təyin etməyə imkan verir. Bu bölmə, çox uzun bir başlanğıc radio interferometrinin əldə etdiyi bəzi müşahidə məqamlarını ümumiləşdirəcəkdir.

Bilinən qalaktikaların əksəriyyətinin parlaqlığı ulduz emissiyası ilə optikdə üstünlük təşkil edir, lakin bəzi qalaktikalarda enerji istehsalının əhəmiyyətli bir hissəsi istilik xaricindədir. Qeyri-istilik emissiyası əsasən nüvədən qaynaqlanırsa, bunlara aktiv qalaktikalar və ya Active Galactic Nuclei (AGN) deyilir. AGN bütün qalaktikaların yalnız kiçik bir hissəsini təmsil etsə də, son 40 ildə bütün əlçatan dalğa boylarında intensiv şəkildə tədqiq edilmişdir. Bunun bir səbəbi, yüksək parlaqlıqlarının onları uzun müddət kosmoloji baxımdan əhəmiyyətli məsafələrdə öyrənilə bilən yeganə obyekt halına gətirməsidir. Radio dalğa uzunluğunda bəzi aktiv qalaktikalar göydəki ən parlaq mənbələrdir və radio astronomiyasının ilk günlərində aşkarlanan ilk mənbələrdir (məsələn, Baade və Minkowski 1954).

Bir çox güclü radio qalaktikasında radio emissiyası əlaqəli optik qalaktikanın mərkəzindən (məsələn, Bridle və Perley 1984 və buradakı istinadlar) bir neçə yüz kiloparsek məsafədə aşkar edilir. Bu bölgələrə radio lobları deyilir. Digər hallarda, radio emissiyasının böyük bir hissəsi, qalaktikanın mərkəzindəki ölçüləri yalnız bir neçə parsek olan daha kiçik bölgələrdən gəlir. Bu mərkəzlər lob üstünlük təşkil edən cisimlərdə də görünür və relyativistik axınlar yolu ilə lobları plazma ilə təmin edir, bunlara jet deyilir.

Tək qablı radio teleskopların kifayət qədər aşağı çözünürlüklü olduğu üçün, radio qalaktikalarındakı təyyarələrin və lobların müşahidələri 1960-cı illərin əvvəllərində radio interferometrlərin inkişafı üçün əsas hərəkətverici qüvvələrdən biri idi (Ryle və Hewish 1960). Xüsusilə Çox Uzun Əsas İnterferometriyanın (VLBI) inkişafı AGN-nin daxili bölgələrini təsvir etməyə imkan verdi və bu, hələ qalaktikadan kənar obyektlərdə subparsek miqyaslı strukturları təsvir edə bilən yeganə texnikadır. Parsel miqyaslı təyyarələrin birbaşa görüntüsü və bütün spektral rejimlərdə əlaqəli AGN-də fəaliyyətin tamamlayıcı tədqiqi bu obyektlər haqqında anlayışımızı genişləndirdi. AGN-in son onilliklərdəki ətraflı müşahidələrinə əsasən onların təbiəti ilə bağlı ümumi bir sxem qurulmuşdur.

AGN-nin yüksək parlaqlığının, super-kütləvi bir qara çuxurda əmələ gəlməsi ilə əlaqəli olduğuna inanılır (məsələn, Begelman və ark. 1984, Meier və ark. 2001). 10 6-10 M qara dəlik bir toplama diski ilə əhatə olunmuşdur və ehtimal ki, əsasən optik və yumşaq rentgen enerjilərində yayılan isti tac (Antonucci və Miller 1985). Nüvənin yaxınlığında geniş optik emissiya xətləri ilə səciyyələnən yüksək sürət qazı geniş xətt bölgəsi (BLR) və daha az emissiya xətləri olan aşağı sürət qazı dar xətt bölgəsini (NLR) təşkil edir. Qaranlıq bir qaz və toz torusu, BLR daxil olmaqla mərkəzi bölgəni bəzi istiqamətlərdən gizlədir. "Torus" termini bu kontekstdə tez-tez istifadə olunur, lakin absorberin hansı həndəsi formada olduğuna qətiliklə əmin deyil. Qütblərdə nisbi reaktivlər meydana gəlir və bir neçə on kiloparsek və ya hətta meqaparseklərə qədər genişlənir (məsələn, Urry və Padovani 1995).

Bütün AGN hər komponentin müşahidə imzalarını göstərmir. Buna görə AGN-ni əsasən BLR-dən geniş emissiya xətləri nümayiş etdirən tip 1 mənbəyə və geniş emissiya xətləri göstərməyən tip 2 mənbələrə bölən bir neçə sinif müəyyən edilmişdir. Hər iki qrupda 5 GHz radio ilə optik nisbətdə bir bölgü edilərək, radioda səsli və səssiz bir səs var. R-10 bant axını (ayrıca Bölmə. 3.1.4-ə baxın). Cədvəl 2 müxtəlif AGN tiplərinə ayrılmanı ümumiləşdirir. Tip 0 mənbələrinə blazarlar deyilir və əvvəlcədən xətti yayılmayan mənbələr təyin olunur. Bu sinif əsasən BL Lac obyektlərini və düz spektrli kvazarları (FSRQ) ehtiva edir. Bununla birlikdə, müasir və daha həssas müşahidələrlə bir neçə FSRQ-də və bir neçə BL Lac obyektində də emissiya xətləri aşkar edilmişdir. Dar xəttli radio qalaktikalar iki radio morfoloji tipi əhatə edir: aşağı parlaqlıqda olan Fanaroff-Riley tip I (FR I) nüvədən genişlənən və solan simmetrik reaktivli radio qalaktikalar və yüksək dərəcədə kolimasiya olunmuş reaktivlər göstərən FR II radio qalaktikaları. isti nöqtələrlə yaxşı müəyyən edilmiş loblara aparır (Fanaroff və Riley 1974).

Tip 2 mənbələrində aşkarlanan qaranlıq material (Rowan-Robinson 1977) və Seyfert 2 qalaktikasında (Antonucci və Miller 1985) qütblənmiş geniş yayılma xətlərinin aşkarlanması AGN üçün vahid sxem düşüncəsinə gətirib çıxardı. Əlavə olaraq, reaktivin görmə xəttimizə istiqamətlənməsindən asılı olaraq reaktiv emissiyanın relyativistik şüalanması (bax. Bölmə. 3.1.3 nisbi şüalanma haqqında) AGN-nin görünüşünü və təsnifatını təsir edir. AGN-nin tip 1 və ya 2-nin təsnifləşdirilməsi işıqlı nüvənin qaranlıq olmasından, radio-səsli AGN-nin bir işıq və ya radio qalaktika olmasının relyativistik jet ilə görmə xətti arasındakı bucaqdan asılı olması (məsələn, Antonucci 1993, Urry) və Padovani 1995). AGN üçün vahid sxemin təsviri Şəkil 5-də verilmişdir.

AGN, ilk ölçmələr 1967-ci ildə həyata keçirildiyi üçün VLBI müşahidələrinin mərkəzindədir. VLBI-nin əvvəlində əsasən bir neçə parlaq mənbənin təfərrüatlı tədqiqatları aparılmışdı, lakin yeni texniki inkişaflar müşahidə olunan bant genişliyini və buna görə də müşahidələrin həssaslığını artırdı və VLBA-nın gəlişi ilə, statistik tədqiqatlar üçün yüzlərlə mənbədən daha geniş araşdırmalar aparmaq mümkün oldu (Pearson və Readhead 1988, Taylor et al. 1996, Kellermann et al. 1998, Fomalont et al. 2000, Lister and Homan 2005). Daha yeni tədqiqatlar hətta 1000-dən çox mənbənin ümumi intensivliyini və xətti qütbləşmə şəkillərini təmin edir (Beasley et al. 2002, Helmboldt et al. 2007).

AGN-də relyativistik təyyarələr haqqında danışarkən adətən yalnız radio səsli AGN sayılır, çünki onlar ən parlaq, ən böyük və ən yaxşı öyrənilmiş təyyarələrə malikdirlər. Buna baxmayaraq, bunlar AGN populyasiyasının yalnız 10% -ni təşkil edir və görünür ki, radio-səssiz AGN də təyyarələr istehsal edir (məsələn, Falcke et al. 1996a, 1996b, Ulvestad et al. 2005). Güclü təyyarələrin meydana gəlməsi bir çox parametrdən asılı ola bilər, lakin AGN-dən ulduz qara dəliklərə və təyyarələrin müşahidə olunduğu Herbig-Haro cisimlərinə qədər müxtəlif növ obyektlərin sayı nəzərə alınmaqla, demək olar ki, hər vəziyyətdə reaktiv meydana gəlməsi mümkün olmalıdır.

Radionun yüksək olduğu AGN-nin tipik parsek miqyaslı radio morfologiyası, "nüvə" komponenti olaraq adlandırılan parlaq bir nöqtəyə bənzər bir komponentdir və nüvədən uzaqlaşan bir uzantıdır (şəkil 6, üst panellər). Bu sinif radio səsli AGN-in təxminən 90% -ni təşkil edir. Qalanları bənzər və ya iki tərəfli mənbəyə (şəkil 6, alt panellər) və ya daha çox nizamsız mənbələrə bölünür. Nöqtə bənzər mənbələrdə, ehtimal ki, yalnız özəyi görürük, lakin digərləri üçün nüvənin hansı komponent olduğunu qiymətləndirmək bəzən daha çətindir. Ümumiyyətlə bu kompaktlıq və radio spektri əsasında edilir. Nüvənin düz və ters çevrilmiş radio spektri var (& gt -0.5 ilə S ). Sinxrotron spektri yalnız pik tezliyində düz olmalı olduğundan, geniş frekans aralığında AGN nüvələrində düz spektrlərin görünməsi bəzi müzakirələrə səbəb oldu (məsələn, Marscher 1977). Hələ də bu barədə bir az müzakirə var, amma ən çox yayılmış izah budur ki, düz nüvəli spektr, hər biri biraz fərqli bir tezlikdə zirvəyə çatan bir spektri olan bir neçə fərqli sinxrotron komponentinin üst-üstə qoyulmasının nəticəsidir ("kosmik sui-qəsd", Pambıq və s. 1980). Reaktivlər ümumiyyətlə optik olaraq nazik sinxrotron emissiya nəticəsində & lt -0,7 ilə daha dik spektrlərə malikdirlər.

Radio-səssiz obyektlərin görünüşü bir çox cəhətdən radio səsli həmkarlarına bənzəyir. Bununla birlikdə, genişlənmiş jet quruluşları nadirdir və nüvədən əlavə yalnız bəzi fərqli jet komponentləri görünür (məsələn, Falcke 2001, Nagar və ark. 2002, Ulvestad və ark. 2005). Jet hissələrinin görünüşü və Seyfert qalaktika jetlərində çoxlu əyilmənin müşahidələri, jetin NLR və ya BLR buludları ilə qarşılıqlı əlaqəsi ilə izah edilə bilər (məsələn, Mundell və digərləri 2003, Middelberg və digərləri 2007).

6-dakı VLBI şəkilləri ilə 5-dəki bir AGN-nin eskizi arasında müqayisə həmişə sadə deyil. Şəkil 6-dakı jeti (üst panel) müəyyənləşdirmək asan ola bilər, bununla belə, məsələn, "nüvə" mərkəzi mühərriklə uyğun gəlmir, lakin ümumiyyətlə optik olaraq qalın-nazik emissiyanın keçid bölgəsini göstərir (K & # 246nigl 1981) . Bu keçid zonasının yeri müşahidə olunan tezlikdən asılı olduğundan, nüvənin görünən yeri bəzi mənbələrdə müşahidə olunan daha yüksək tezliklərdə mərkəzi mühərrikə doğru hərəkət edir (Lobanov 1998b, Marscher 2005b). Digər imkanlar nüvənin hissəcikləri sürətləndirən konik bir "yenidən kollimasiya" şoku olmasıdır (Bogovalov və Tsinganos 2005, Gomez et al. 1995, Daly və Marscher 1988) və ya jet əvvəlcə görmə xətti ilə yaxşı uyğunlaşdırılmamışdır, lakin müşahidəçi tərəfə istiqamətini dəyişir, beləliklə şüalanma faktoru artar və jet görünər. Jetin meydana gəlməsi, ehtimal ki, bir neçə 10 ilə 1000 Schwarzschild radiusunun miqyasında baş verir (RS = 2GM / c 2). Tipik bir AGN qara dəliyinin Schwarzschild radiusu 10 8 M 2 AU sırasındadır (3 & # 215 10 12 m, RS 3000 m M / M ).

Bir AGN-nin mərkəzi mühərrikinə bu günə qədər ən yaxın baxış 43 GHz və 86 GHz-də M 87 qlobal VLBI müşahidələri ilə əldə edilmişdir (Junor et al. 1999, Krichbaum et al. 2006, Ly et al. 2007). M 87, Qız bürcünün mərkəzində yerləşən bir E0 qalaktikasıdır və ən yaxın xarici xarici reaktivlərdən birinə sahibdir. 3 & # 215 10 9 M (məsələn, Macchetto et al. 1997 və buradakı istinadlar) böyük qaranlıq dəlik kütləsi ilə birlikdə M 87, jet meydana gəlməsi üçün ideal bir namizəddir. 14.7 Mpc məsafədə 1 mas 0.071 pc xətti bir miqyasa uyğundur və qara dəliyin Schwarzschild radiusu 0.0003 pc-a uyğun olaraq təxminən 60 AU təşkil edir. Təəccüblü olaraq, bu, Sgr A * 9-dakı doğrusal qətnaməyə çox oxşayır. Müşahidələr M 87-dəki jetin tərəzilərdə 60 & 176 açılış açısından kifayət qədər geniş bir şəkildə başladığını və 0.5 mas (0.04 pc) olduğunu, ancaq ilk bir neçə parsekdə təxminən 5 & # 176-ya qədər çökdüyünü ortaya çıxardı (məsələn, Ly et al. 2007 , Kovalev et al. 2007). Parsek miqyaslı təyyarədəki yavaş düzgün hərəkətlə birlikdə (Reid et al. 1989, Biretta et al. 1995), bu, uzun bir kollimasiya və sürətlənmə zonası olan (Vlahakis və K & #) jetin maqnit hakimiyyəti ilə atılması fikrini dəstəkləyir. 246nigl 2004). İlkin mərhələsində (ultra kompakt jet), jetin elektromaqnit prosesləri üstünlük təşkil edir (Meier və digərləri, 2001, Sikora və digərləri. 2005) və jetin radio emissiyası üçün optik olaraq incə olduğu kompakt VLBI-nüvəsi kimi görünür ( Lobanov 1998b, Lobanov və Zensus 1999).

Başqa bir neçə VLBI müşahidəsi, ən yüksək açısal rezolyusiya əldə etmək və çarpaz istiqamətdə görkəmli kvazar təyyarələrini həll etmək üçün kosmik-VLBI texnikasından istifadə etmişdir (məs. 3C 273: Lobanov və Zensus 2001 0836 + 714: Lobanov və digərləri 2006). Bu, jetin yayılması və reaktiv daxili proseslərin, məsələn, qeyri-sabitliyin inkişafı kimi təfərrüatlı bir şəkildə araşdırılmasına imkan verdi. Centaurus-da Horiuchi və digərlərinin 5 GHz-də VSOP müşahidələri. (2006), mm 87 dalğa uzunluğunda M 87-də müşahidə olunanlara bənzər bir alt parsel miqyaslı jet açma və kollimasiya bölgəsini aşkar etdi (Junor və ark. 1999, Krichbaum et al. 2006). Çözünürlük, M 87 vəziyyətindəki qədər yüksək olmasa da, müşahidələr, reaktiv kolimasiyanın bir neçə 10 miqyasında reallaşdığını irəli sürdü. RS 1000-ə qədər RS, MHD disk çıxışı modellərini dəstəkləyən (məs. Meier et al. 2001).

Gələcək kosmik VLBI-nin daha yüksək tezliklərdə müşahidələri daha yüksək açısal qətnamə təmin edəcək və yəqin ki, kollimasiya bölgəsini 100-də göstərə biləcək RS daha çox AGN-də mərkəzi mühərrik. 43 GHz-də, VSOP 2 üçün planlaşdırıldığı kimi açısal qətnamə, bir neçə on mikro-arc saniyə olacaq və 230 GHz-də yerə əsaslanan mm-VLBI-nin mümkün açısal qətiliklə uyğunlaşacaqdır. Fərqli frekanslarda və uyğun açısal qətnamə ilə əldə edilən şəkillər kompakt bölgələrin başqa şəkildə müşahidə olunmayan spektral və qütbləşmə xüsusiyyətlərini aşkar etməyə kömək edə bilər (məsələn, Gabuzda və G & # 243mez 2001, Papageorgiou et al. 2006, Pushkarev et al. 2005).

Radio səsli bir AGN-nin mərkəzi hissəsinin strukturlarının və yayılmış bölgələrinin təsviri Şəkil 7-də verilmişdir. Müşahidələr ultra kompakt jetin mərkəzi mühərrikdəki nüvə alovları ilə əlaqəli hissəcik sıxlığında baş verən dəyişikliklərin üstünlük təşkil etdiyini göstərir. güclü zərbələrlə deyil (Lobanov 1998a, Lobanov və Zensus 1999). Digər tərəfdən parsek-tərəzi şok modelləri (Hughes et al. 1985, Marscher and Gear 1985, Hughes et al. 1989) jetlərin müşahidə olunan axın sıxlığını və qütbləşmə xüsusiyyətlərini izah edə bilirlər (Jorstad et al. 2005, Lister və Homan 2005, Cawthorne 2006). Sarsıntılara dair daha bir dəlil, reaktiv boyunca dövriyyə tezliyinin (sinxrotron spektrinin maksimumundakı tezlik) sürətli dəyişikliklərinin müşahidələrindən irəli gəlir (Lobanov 1998a).

Bir neçə AGN-də, bir neçə il ərzində subparsek tərəzilərində jet istiqamətində kiçik dəyişikliklər müşahidə edilmişdir (məsələn, Biretta və ark. 1986, Carrara et al. 1993, Jorstad et al. 2001a, Stirling et al. 2003, Jorstad et al. 2005). Məsələn, NRAO 150-in qlobal 3 mm-lik VLBI müşahidələri daxili təyyarənin qədər sürətlə görünən bir fırlanmasını aşkar etdi.

Bu bölgədəki jetin ballistik olmayan bir superlüminal hərəkəti ilə əlaqəli olan və daha aşağı qətnamədə aşkarlanmamış qalacaq olan ildə 11 & # 176 (Agudo et al. 2007).

Bu fenomenin ən yaygın izahı, ikili super-kütləvi bir qara dəlik sistemindən qaynaqlana biləcək bir reaktiv reaktivdir (Biretta və ark. 1986, Hummel et al. 1992). Müşahidə olunan bucaqlar kiçik olsalar da (& lt 10 & # 176), pozulduqda 1 & # 176-dan aza çevrilir, zaman şkalası reaktiv sürətlərlə hərəkət edə bilməyəcək bir hissənin hərəkəti ilə təyin olunur. Bu səbəbdən zaman miqyası Doppler maviləşdirməsindən təsirlənmir və nüvə bölgəsinin olduqca həddindən artıq fiziki şərtlərinə səbəb ola bilər (Lobanov və Roland 2005). Supermassive qara dəliyin prekresiyası üçün vaxt miqyası 10 4 ildir və kiloparsec tərəzilərində görünür (Gower et al. 1982). Bununla birlikdə, parsek tərəzilərində hidrodinamik təsirlər də jetin bir presessiyasına səbəb ola bilər (məsələn, Hughes et al. 2002, Hardee 2003). Bu vəziyyətdə presediya təyyarənin bazasında güclü bir şokla tətbiq oluna bilər. Jet istiqamətində daha qeyri-sabit dəyişikliklərə dair müşahidələr (Jorstad et al. 2005) bu fikri dəstəkləyir və mütləq müntəzəm bir dövriyyə prosesi olmadığını göstərir.

Bundan əlavə, təxminən 100 gt tərəzidə, jetin görünüşü getdikcə daha çox jet axınının qeyri-sabitliyi, ən əsası Kelvin-Helmholtz qeyri-sabitliyi ilə üstünlük təşkil edir (Lobanov et al. 2003, Lobanov ve Zensus 2001, Perucho et al. 2006, Perucho və Lobanov 2007). Jetlərin dik spektrləri olduğundan, Kelvin-Helmholtz qeyri-sabitliklərindən istifadə edərək transvers strukturları uğurla modelləşdirmək üçün aşağı tezliklərdə yüksək qətnamə lazımdır. Bu səbəbdən bu müşahidələrin əksəriyyəti, dünya radio teleskopları seriyasını peyk radio antenası HALCA ilə birləşdirən Space VLBI Proqramı ilə 18 sm dalğa uzunluğunda edildi.

Daxili təyyarədəki emissiya proseslərini öyrənmək üçün yayılmış bir metod, yüksək tezliklərdə çox dövrlü VLBI müşahidələri ilə radiodan rentgen şüalarına və ya hətta şüalara qədər işıq əyrilərinin birləşdirilmiş təhlili (məsələn Jorstad və digərləri, 2001a, Savolainen və b.). 2002, Bach vd. 2006b, Pyatunina vd. 2006, Jorstad vd. 2007). Geniş zolaqlı dəyişkənliyin radio jetdəki struktur dəyişiklikləri ilə müqayisəsi dəyişkənlikdən məsul olan bölgələri birbaşa müəyyənləşdirməyə imkan verir. Dalğa uzunluğuna bağlı vaxt gecikmələrinin aşkarlanması, jet boyunca müxtəlif emissiya bölgələri arasındakı məsafələri məhdudlaşdırmağa kömək edir. Əlavə olaraq, çox dövrlü VLBI müşahidələri jet sürətini və mənbə həndəsəsini ölçmək üçün istifadə edilə bilər (Bölmə 3.1.3-ə baxın) və xətti qütbləşmənin təhlili maqnit sahəsinin quruluşu haqqında məlumat verir (bax Bölmə 3.1.6 VLBI polarimetri haqqında daha ətraflı məlumat).

3C 120-nin daha son müşahidələrində qlobal 3 mm VLBI-nin yüksək qətnaməsi millimetr dalğa davamlı spektri və kompüterdəki model ilə birləşərək elektron-pozitron populyasiyasının nüvədəki sıxlığını və kompakt düyünlərini əldə etmək üçün istifadə edilmişdir. jet (Marscher et al. 2007). Jetin saf bir cüt plazma içində olduğunu düşünsək, bu sıxlıq və nəticədə məhv olma səmərəliliyi, müasir yüksək enerjili peyklərlə aşkarlanmalı olan dar elektron-pozitron məhv xəttinin intensivliyini proqnozlaşdırmaq üçün istifadə edilə bilər.

Parlaqlıq temperaturu, Tb, bir qaraciyərin müşahidə olunan radio axını sıxlığını əmələ gətirməsi üçün lazım olan fiziki istilik, Rayleigh-Jeans Qanununa bənzər şəkildə təyin edilmişdir:

harada Tb K ilə verilir, c m s-də işığın sürətidir -1, B vahid bərk bucaq başına axın sıxlığıdır, W m -2 Hz -1 sr -1 ilə müşahidə olunan tezlikdir və k J / K-dəki Boltzmann sabitidir. Dəyəri çevirmək üçün. 5 rahat vahidlərə, açılış açısı olan bir konusla kəsişən bir sahənin sahəsi olaraq ifadə edilə bilər, = 4 sin 2 (/ 4) verir. Təxminən sin istifadə (x) x üçün x & lt & lt1 və milli-arcseconds vahidlərini təqdim etmək, = 1.846 & # 215 10 -17. Konvertasiya olunur B və müvafiq olaraq Jy / şüa və GHz-ə verir

VLBI nüvə komponentləri tipik olaraq termal emissiya həddindən çox yüksək olan 10 10 K ilə 10 12 K arasında ölçülən parlaqlıq temperaturlarına malikdir və nisbi elektronlardan sinxrotron emissiya kimi qeyri-termal mənşəyi göstərir. Bununla birlikdə, sinxrotron şüalanma üçün parlaqlıq temperaturu da yuxarı həddə - Compton sərhədindədir. Kellermann və Pauliny-Toth (1969) parlaqlıq temperaturu 10 12 K-dan çox olduqda tərs Compton dağılmasından qaynaqlanan enerji itkilərinin dominant olacağını və parlaqlıq temperaturunun tərs Compton və sinxrotron itkilərinin olduğu 10 11 K ilə 10 12 K arasındakı dəyərlərə qədər azaldığını göstərdilər. eyni sıradadır.

Həqiqətən, erkən VLBI təcrübələrinin əksəriyyəti demək olar ki, bütün mənbələrin parlaqlıq temperaturunun kiçik aralığa düşdüyünü göstərdi Tb 10 11 K ilə Tb 10 12 K (Kellermann və Pauliny-Toth 1969).Lakin sonrakı onilliklərdə bunun Yerin ölçüsünün (mümkün olan ən uzun başlanğıc xətti) və müşahidə olunan axın sıxlığının məhdud bir təbii nəticəsi olduğu və radio mənbəyi fizikası ilə heç bir əlaqəsinin olmadığı aydın oldu. Bunun səbəbi, hər hansı bir interferometrin qətnaməsinin = / D. müşahidə dalğa uzunluğu haradadır və D. əsas uzunluqdur. 1 ilə tipik bir radio mənbəyi üçün Jy & lt S & lt 10 Jy və ümumi bir əsas uzunluğu D.

5000 km-dən 8000 km-ə qədər, Tb həmişə 10 11 K ilə 10 12 K arasında olacaqdır (Kellermann 2003).

Daha yeni VLBA (Kellermann və ark. 1998, Zensus və digərləri 2002) və kosmik VLBI müşahidələri (məsələn, Tingay və digərləri, 2001, Horiuchi və digərləri 2004), müşahidə olunan maksimum parlaqlıq temperaturunun 10 13 K-yə çatdığı mənbələrin olduğunu göstərir. və ya daha yüksək dəyərlər. Xüsusilə IDV mənbələrinin IDV olmayan mənbələrdən (Tingay və digərləri 2001, Lister və digərləri 2001) nisbətdə daha yüksək nüvə parlaqlığı istiliyinə sahib olduğu təsbit edildi ki, bu da IDV-nin VLBI-nüvəli komponentdən (Bach et əl. 2006a). Radionun yüksək olduğu AGN-nin əksəriyyətinin də əsas parlaqlıq temperaturunun 10 12 K-dan yuxarı olduğuna dair dəlillər var (Horiuchi et al. 2004). Əksinə, aşağı həddi Tb təqribən 10-dan 5-6 K-yə qədər olan bir neçə günün VLBI müşahidələrinin məhdud həssaslığı ilə verilir µ100-ə qədər µ Jy.

Artıq Tb ümumiyyətlə relyativistik şüa ilə izah olunur. Jet nisbi olaraq hərəkət edirsə, relyativistik şüa jetin ölçüsünü dəyişdirmədən axın sıxlığını artıracaq və bu səbəbdən aydın bir artıma səbəb olacaq Tb Doppler faktoru ilə mütənasib olaraq icazə verilən həddən artıq: T 'b Tb ilə = [(1 - cos)] -1, burada axının Lorentz faktoru, baxış bucağıdır və = v / c işıq sürətinin vahidlərindəki sürətdir. Bu konsepsiya Rees (1967) tərəfindən güclü dəyişkənliyin (Dent 1965, Sholomitskii 1965, Pauliny-Toth və Kellermann 1966) və radio jetlərdə superluminal hərəkətin ilk müşahidələrindən əvvəl aşkar edilmişdir (Whitney et al. 1971, Cohen et al. 1977 ) nisbi işıqlandırma üçün suallar qaldırdı. Nəhayət, Blandford və Rees (1974) tərəfindən əkiz nisbi reaktiv modelin tətbiqi müşahidənin nəticələrini aşağıdakı kimi formalaşdırdı:

daxili reaktiv sürət, işığın sürətinə və baxış bucağına yaxın olduqda, müşahidəçiyə superluminal hərəkəti reaktivlərdə qeyd etməyə imkan verir (bax Şəkil 8). Maksimum sürət, tətbiq, maks = (2 - 1) 1/2, cos = və ya sin = -1 olduqda baş verir. Bu bucaqda Doppler faktoru Lorentz faktoruna bərabərdir. Axın sıxlığı üçün bir əldə edilir:

eksponentdəki spektral indeksin Doppler faktoru ilə spektrdə bir tezlik dəyişməsinə səbəb olan Doppler effektini düzəltdiyi,. Davamlı bir reaktiv üçün həndəsi mülahizələr sayəsində göstərici (2 -) ilə dəyişir (Scheuer and Readhead 1979).

Ekipartisiya mübahisələrindən sonra Readhead (1994) parlaqlıq temperaturu üçün daha aşağı hədd tapdı. Müəllif bildirir ki, maqnit və hissəcik enerjisi arasında böyük bir gediş yoxdursa (ekipartisiya), məhdud parlaqlıq temperaturu 5 & # 215 10 10 K ilə 10 11 K arasındadır.

Həqiqətən, minimum 40 Lorentz faktoruna uyğun gələn işıq sürətinin 40 qatına qədər olan jet sürətləri ölçülmüşdür (məsələn, Jorstad və digərləri, 2001b, Piner və digərləri 2006). AGN jet komponentlərinin hərəkətinin araşdırılması VLBI-nin əsas tədqiqat sahələrindən biridir. Rəqəmlər 9 və 10-da 7 mm-də çəkilmiş VLBA şəkillərinin bir sıra seriyası və 3C 120 radio qalaktikasının jetindəki superluminal jet komponentlərinin müvafiq identifikasiyası göstərilir. Son zamanlarda ayrı-ayrı mənbələrin detallı tədqiqatları böyük, statistik cəhətdən əhəmiyyətli anketlərlə müşayiət olunur (Jorstad et al. 2001a, Kellermann et al. 2004, Lister 2005). İndiyə qədər radio frekanslarındakı VLBI, jetləri parsec tərəzilərində məkan həll etmək üçün yeganə vasitədir. VLA və MERLIN kimi kompakt interferometrlər kilo-parsek miqyaslı jet hərəkəti (məsələn Laing və Bridle 2002) və optik Hubble Kosmik Teleskop M 87 optik reaktivindəki hərəkətləri ölçmək üçün istifadə edilmişdir (Biretta et al. 1999). Ən məşhur və ümumiyyətlə ən parlaq mənbələr yüksək superluminal hərəkət göstərən mənbələr olsa da tətbiqetmə & gt 10 c, aşkar edilən radio jetlərinin əksəriyyəti 3-dən daha az sürət göstərdi c (Kellermann ve ark. 2004, Lister 2005, Cohen ve ark. 2007).

Bu, ümumiyyətlə relyativistik şüalanma modelinin nəticəsi kimi şərh olunur və mənbələrin mənzərə xəttinə fərqli bucaqlarda yönəldildiyini əks etdirir. Bununla birlikdə, aşağı sürət mənbələrinin çoxu kvazarlar və BL Lac obyektləri kimi yüksək güclü obyektlərdir. Sürətli dəyişkənlik və yüksək parlaqlıq temperaturu, jetin kütləvi hərəkətinin olduqca nisbi olduğunu göstərir. Bəzilərinin Şəkil 8-də zirvələrin sol bölgəsinə uyğun çox kiçik bir baxış açısı ola bilər ki, bu da görünən sürəti azaldır, lakin hamısının görmə xəttinə çox kiçik açılarla yönəldilməsi ehtimalı olduqca azdır (məs. Cohen et al. 2007). Bu reaktivlərdə müşahidə olunan sürətin axının özünün maksimum sürətinə uyğun gəlməməsi ehtimalı daha yüksəkdir. Həqiqətən, müxtəlif sürətlərdə komponentlərin müşahidə olunduğu bir sıra mənbələr var, bunlar jet əyilmə və ya dəyişkən Lorentz faktorları ilə izah edilə bilməz. Başqa bir neçə halda daha yüksək məkan çözünürlüğünde ölçülən sürətlər daha aşağı çözünürlükte ölçülmüş sürətlərdən əhəmiyyətli dərəcədə yüksəkdir (məsələn, Jorstad et al. 2001a, Kellermann ve ark. 2004).

Ümumiyyətlə aşağı reaktiv sürət göstərən radio qalaktikaları üçün strukturlaşdırılmış reaktivlər üçün artan dəlillər tapılır. Bu vəziyyətdə, təyyarənin daha sürətli bir örtüklə əhatə olunmuş, radio şüalanma mənzərəmizdən uzaqlaşdığı sürətli bir onurğadan ibarət olması gözlənilir (məsələn, Laing et al. 1999, Agudo et al. 2001, Laing and Bridle 2002, Kellermann et al. 2004, Cohen et al. 2007). Ümumiyyətlə & lt 0.5 hərəkətlərini göstərən Seyfert qalaktikaları c, əvvəlcə daha zəif təyyarələrə sahib olduqları ehtimal olunur və ətraf mühitlə tez-tez qarşılıqlı təsir əlamətləri göstərirlər (məsələn, Ulvestad 2003 və buradakı istinadlar). Buna baxmayaraq, bəzi mənbələrdə parlaq bir partlayışdan sonra superluminal hərəkət müşahidə edilmişdir (məsələn, Brunthaler və digərləri 2000).

Radio-yüksək AGN, 5 GHz radio axını sıxlığının optiklə nisbətinin olduğu mənbələrdir R-bant axınının sıxlığı 10 və ya daha yüksək sıradadır. Daha aşağı nisbətli mənbələrə radio səssiz deyilir. AGN əhalisinin yalnız 10% -i radio səsli obyektlərdir, buna baxmayaraq VLBI tədqiqatlarının əksəriyyəti bu mənbələrlə bağlıdır. Radio-səssiz mənbələrin VLA və VLBI müşahidələri, görünüşlərinin nüvələr, təyyarələr və lob bənzər strukturlar nümayiş etdirən radio səsli cisimlərə bənzədiyini, ancaq bir qədər zəif olduğunu ortaya qoydu (məsələn, Kellermann et al. 1994, Ulvestad et al. 2005 ). Həm də spektral xüsusiyyətlər bir-birinə bənzəyir və radio-yüksək və radio-cisimlərin nümunələrini müqayisə edən dəyişkənlik tədqiqatları dəyişkənlik vaxtının tərəzinin radio parlaqlığından və ya radio-optik axın sıxlığından asılı olmadığını aşkar etdi. Bütün bunlar, bütün kvazarların daxili bölgələrindəki radio emissiya fizikasının mahiyyət etibarilə eynidır, yığcam, qismən qeyri-şəffaf bir nüvəni şüalanmış bir təyyarə ilə əhatə edir (məsələn, Barvainis et al. 2005). Güclü təyyarələrin meydana gəlməsi qara dəliyin spini, yığılma axınının növü və əlverişli bir maqnit sahəsi həndəsəsi (məsələn Ballantyne 2007) kimi bir neçə parametrin dəqiq tənzimlənməsindən asılı ola bilər. Hal-hazırda bir çox müəllif spin nəzəriyyəsinə üstünlük verir. Wilson və Colbert (1995), iki böyük qalaktikanın birləşməsindən sonra iki super-kütləvi qara dəliyin (SMBH) birləşməsinin güclü bir jet istehsal edə bilməsi üçün qara dəliyi fırlatdığını irəli sürdülər. SMBH-lərin birləşməsi deyilsə, heç olmasa bir qalaktikanın birləşmə tarixi radio-səs yüksəkliyi üçün mühüm rol oynayır (Capetti və Balmaverde 2006). Radyo səssiz kvazarları görüntüləmək daha çətindir, baxmayaraq ki, təyyarələrin işə salınması ilə bağlı mühüm məlumatlar verir və aktiv qalaktikalar üçün vahid sxem hazırlanması üçün çox vacibdir.

Təxminən 20 il əvvəl gün içi dəyişkənliyin (İDV, yəni zaman tərəzisindəki axın sıxlığı və qütbləşmə dəyişmələri) kəşfindən bəri (Witzel və digərləri 1986, Heeschen və digərləri 1987), İDV-nin bir qalaktikadan kənar kompakt düz spektrli radio mənbələri arasında ümumi fenomen. Bu obyekt obyektlərinin böyük bir hissəsində aşkar edilmişdir (məsələn, Quirrenbach və digərləri 1992, Kedziora-Chudczer et al. 2001, Lovell və ark. 2003). IDV-nin meydana gəlməsi, VLBI mənbə quruluşunun milli-arc saniyə tərəzilərindəki kompaktlığı ilə əlaqəli görünür: IDV, görkəmli bir VLBI jeti (Quirrenbach et al.) Göstərən mənbələrə nisbətən kompakt bir VLBI nüvəsinin üstünlük verdiyi obyektlərdə daha çox yayılmışdır və daha aydın görünür. . 1992-ə baxın Lister və digərləri. 2001). Ümumi axın sıxlığının dəyişkənliyinə paralel olaraq bir çox mənbədə xətti qütbləşmiş axın sıxlığı və qütbləşmə bucağında dəyişikliklər müşahidə edilmişdir (məsələn, Quirrenbach və digərləri 1989, Kraus və digərləri 1999a, Kraus və digərləri 1999b, Kraus və s. 2003, Qian və Zhang 2004). İDV fenomeninin sm dalğa uzunluğundakı ümumi izahı ulduzlararası səpilmədir (məs. Rickett və digərləri, 1995, Rickett 2001). Ulduzlararası sintilyasiyanın ən inandırıcı arqumenti, geniş yayılmış iki teleskopa gələn eyni mənbədən İDV nümunəsi arasındakı vaxt gecikmələrinin müşahidələrindən irəli gəlir (Dennett-Thorpe və de Bruyn 2002). Tez-tez müşahidə olunan başqa bir fenomen, dəyişkənlik vaxtı miqyasının illik modulyasiyadır. Bu, səpələnmə ekranı ilə Yerin Günəşin ətrafında dövrə vurarkən sürəti arasındakı nisbi sürətin dəyişməsi baxımından şərh olunur (məsələn, Rickett və digərləri 2001, Bignall və digərləri 2003, Dennett-Thorpe və de Bruyn 2003, Gab & # 225nyi et al. 2007). Ancaq bəzi təsirlər qalır ki, bu da ulduzlararası sintilyasiya ilə asanlıqla izah edilə bilməz və ehtimal ki, nisbi təyyarələrin səbəbidir. (məs. Qian et al. 1996, Qian et al. 2002, Qian and Zhang 2004). Məsələn, 0716 + 714 və 0954 + 658 kimi mənbələrdə müşahidə olunan radio və optik dalğa uzunluqları arasındakı əlaqəli gün içi dəyişkənlik, müşahidə olunan İDV-nin ən azından bir hissəsinin daxili mənşəli olduğunu göstərir (məsələn, Wagner et al. 1990, Quirrenbach et al. 1991, Wagner et al. 1996). 0716 + 714-də milimetr dalğa boylarında IDV-nin bu yaxınlarda aşkarlanması (Krichbaum et al. 2002b, Kraus et al. 2003, Agudo et al. 2006) İDV-nin ulduzlararası sintilyasiya ilə izahı üçün bir problemdir, çünki sintilyasiya kvadrat ilə azalır. müşahidə olunan tezlik.

IDV-nin fiziki səbəbindən (mənbəyin daxili və ya yayılma effektləri ilə əlaqəli) asılı olmayaraq, İDV mənbələrinin bir və ya daha çox ultra kompakt emissiya bölgəsini ehtiva etməsi aydındır. Sintilyasiya modellərindən istifadə edərək, bir neçə onlarca mikro arc saniyənin tipik mənbə ölçüləri əldə edilmişdir (məsələn, Rickett və digərləri 1995, Dennett-Thorpe və de Bruyn 2002, Bignall və digərləri 2003). Mənbə daxili dəyişkənlik halında və işıq sürət müddətlərinin arqumentlərindən istifadə edilərkən, bir neçə mikro-arcs saniyənin daha kiçik mənbə ölçüləri əldə edilir. Ardından 10 18-19 K-a qədər parlaqlıq temperaturu (müstəsna hallarda 10 21 K-yə qədər), tərs Compton limitinin 10 12 K-dan çox-çox aşkara çıxarılır. Bu yüksək parlaqlıq temperaturu, yüksək ilə nisbi şüa ilə azaldıla bilər. Doppler-faktorları (məsələn, Qian və digərləri, 1991, Qian və digərləri, 1996, Kellermann 2002). Kompakt xarici xarici radio mənbələrində 50-100-dən böyük Doppler-faktorlarının mümkün olub-olmaması hələlik aydın deyil (müşahidə olunan reaktiv sürətlər haqqında daha ətraflı məlumat üçün Bölmə 3.1.3-ə baxın). Space VLBI müşahidələri 0716 + 714-dəki dəyişkənliyin nüvədən qaynaqlandığını, lakin nüvənin özü həll olunmamış qaldığını və qısa müddətdə heç bir struktur dəyişikliyi müşahidə edilmədiyini ortaya çıxardı (Bach və digərləri 2006a). Bununla birlikdə, gələcək kosmik VLBI missiyaları və ya millimetrlik VLBI daxili strukturları həll etməli və İDV mənbələrinin çox yığcam bölgələrinə daha çox işıq tutmalıdır.

Qara bir çuxura yığılmanın AGN-yə güc verdiyi ümumi qəbul edilən şəkildə, jetin maqnit qüvvələri vasitəsi ilə xaricə doğru sürüldüyünə inanılır. Poloidal maqnit sahəsi yığılma diski və ya qara dəliyin erqosferi tərəfindən sarılır və bununla da jeti sürətləndirir və qarışdırır (məs. Meier və digərləri 2001). Bu səbəbdən, jetin fiziki xüsusiyyətləri barədə vacib məlumatlar sırayla və maqnit sahəsinin həndəsəsi ilə təmin edilir. Radio zolağındakı emissiya prosesi sinxrotron şüalanma olduğundan, maqnit sahələrini araşdırmağın ən birbaşa yolu təyyarələrin xətti qütbləşməsini öyrənməkdir. VLBI müşahidələrindən istifadə edərək xətti qütbləşmənin ilk tədqiqatları artıq 20 ildən çox əvvəl həyata keçirilmişdir (Cotton et al. 1984). Daha geniş AGN nümunələri ilə əlaqəli daha yeni tədqiqatlar, müxtəlif AGN tiplərinin xətti qütbləşmə xüsusiyyətləri barədə məlumatımızı kəskin şəkildə artırmışdır (məsələn, Cawthorne və digərləri 1993, Gabuzda və Cawthorne 1996, Gabuzda və digərləri 2000, Lister və Smith 2000, Marscher et al.2002, Pollack et al.2003, Lister and Homan 2005, Jorstad et al. 2007). Tipik bir radio-yüksək AGN-in VLBI nüvəsinin xətti qütbləşmə dərəcəsi ümumiyyətlə 5% -dən aşağı olur, çünki nüvə bölgəsi optik olaraq qalındır və belə bir bölgə üçün gözlənilən maksimum xətti qütbləşmə dərəcəsi 10% -dir. Yayılmış sinxrotron fotonlarının çoxunun mənbədən udulmadan qaça biləcəyi optik olaraq incə rejimdə, maksimum dərəcə 75% -ə çata bilər (Burn 1966). Həqiqətən, jetdə müşahidə olunan xətti qütbləşmə dərəcəsi 50% -ə çatır və bunun mənşəyinin optik olaraq nazik sinxrotron emissiyası olduğunu təsdiqləyir (məsələn, Lister və Homan 2005). Ümumiyyətlə jetdəki xətti qütbləşmə parlaq reaktiv komponentlərinin mövqeyində artır (həmçinin bax. Şəkil 9), maqnit sahəsinin sırasını artıran zərbələrin mövcudluğuna işarə edir (məsələn Lister və Smith 2000).

Optik qalınlıqdan sinxrotron emissiyaya keçiddə qütbləşmə bucağının 90 & # 176 dönmə ehtimalı var. Bu, daha aşağı tezliklərdə olan bir sıra mənbələrdə müşahidə edilmişdir (məs. OJ287 Gabuzda və G & # 243mez 2001). Buradakı və ümumilikdə elektrik vektor mövqe bucağının (EVPA) ölçülməsində çətinlik ondadır ki, radio polarizasiya bucağı Faraday fırlanmasından təsirlənə bilər (Faraday 1933). Bu, xətti qütblənmiş bir elektromaqnit dalğası, sərbəst elektronları olan bir bölgədən və sıfır olmayan bir hissə olan bir maqnit sahəsini görmə xətti boyunca keçdikdə meydana gələn EVPA-nın bir dönməsidir. Daxili qütbləşmə bucağı 0 tərəfindən müşahidə olunan qütbləşmə bucağı ilə əlaqələndirilir

müşahidə olunan dalğa uzunluğu və RM fırlanma ölçüsüdür. 2 ilə xətti əlaqə Faraday fırlanmasının xarakterik imzasıdır. Fırlanma ölçüsü xətti olaraq elektron sıxlığından asılıdır, ne, maqnit sahəsinin görmə xəttinə paralel, B||və yolun uzunluğu, l, plazma vasitəsilə. M -3, Tesla və parsec vahidlərindən istifadə edərək fırlanma ölçüsü ifadə edilə bilər

RM eyni vaxtda çox tezlikli müşahidələrdən istifadə edərək müəyyən edilə bilər ki, bu da daxili qütbləşmə istiqamətinin bərpasına imkan verir.

Zavala və Taylor (2003), Zavala və Taylor (2004) təxminən 40 AGN arasında RM tədqiqatı aparmışlar. Müəlliflər kvazarların nüvələrinin nüvədən 10 pc məsafədə təxminən 500 rad m -2 ilə bir neçə 1000 rad m -2 arasında tipik RM-lər olduğunu aşkar etdilər. Jet RM-lər ümumiyyətlə 500 rad m -2 və ya daha azdır. Yeddi BL Lac obyektinin nüvələri və təyyarələri kvasar jetləri ilə müqayisə edilə bilən RM-lərə malikdir. Radio qalaktikalarında ümumiyyətlə depolarizasiya edilmiş nüvələr və təyyarələrində bir neçə yüz ilə 10000 rad m -2 arasında dəyişən RM-lər aşkar edilmişdir. Nümunənin müşahidə olunan depolarizasiya xüsusiyyətlərini izah etmək üçün ön planda Faraday ekranında bir gradient çağırılır. Faraday ekranı, ehtimal ki, tam mahiyyəti bəlli olmasa da, nisbi təyyarəyə yaxın bir yerdə yerləşib. Görmə qabiliyyəti olan maqnit sahələri, təyyarələrdə 10 pT ilə 60 pT arasında və kvazar nüvələrində 100 pT arasında dəyişir.

Kvazarların nüvələri BL Lac cisimlərinə nisbətən daha yüksək RM göstərir, əksinə, daha aşağı xətti qütbləşmə dərəcələrini göstərir (məsələn, Lister və Homan 2005). Mümkün bir izahat kvazarlardakı itkin xətti qütbləşmənin heç olmasa bir hissəsinin Faraday depolarizasiyası ilə aradan qaldırılmasıdır ki, buradakı çaxnaşma plazmasının müxtəlif yamaqları ilə yayılma stoxastik Faraday fırlanmasına səbəb olur və bu da müşahidə olunan xətti qütblənmiş komponentin ümumi azalmasına səbəb olur. . Həm də radio qalaktikalarında xətti polarizasiyanın olmaması Faraday depolarizasiyasına aid edilə bilər. Radio galaxy jets tez-tez göy düzündə müşahidə olunduğundan nüvələr nüvə bölgəsini əhatə edən sıx mühitdən görünür (Zavala və Taylor 2004).

Fırlanma ölçüsü üçün düzəliş edildikdə, EVPA reaktivdəki maqnit sahəsinin istiqamətləndirilməsi üçün bir qiymətləndirmə verə bilər. BL Lac cisimlərinin reaktiv istiqamətinə paralel olaraq EVPA-lərə meylli olduğu ortaya çıxdı, lakin kvazarlar üçün korrelyasiya o qədər də aydın deyil (məs. Cawthorne et al. 1993, Gabuzda et al. 2000, Pollack et al. 2003). Optik olaraq nazik emissiya üçün bu, maqnit sahəsinin reaktiv istiqamətinə eninə yönəlməsi deməkdir. Əvvəlcə bu, bu istiqamətdə maqnetik sahə komponentini artıran eninə zərbələrə dəlil kimi şərh edilmişdir (məsələn, Hughes et al. 1989). Bununla birlikdə, təsir daxili jetdə olması ehtimal olunan sarmal maqnit sahə quruluşları ilə də izah edilə bilər (Lyutikov və b. 2005). Daha böyük statistika və digər dalğa uzunluqlarındakı xüsusiyyətlərlə korrelyasiya fərqli effektlərin ayrılmasına kömək edəcək üsullar kimi görünür (məsələn, Lister və Homan 2005, Jorstad et al. 2007).

Parçacıq populyasiyasını və təyyarələrin maqnit sahə quruluşunu yoxlamaq üçün başqa bir seçim də parsek tərəzilərində dairəvi qütbləşmə (CP) tədqiqatlarıdır. Erkən tək yeməyi müşahidələri AGN təyyarələrində yalnız marjinal dairəvi qütbləşmənin (& lt% 0.1) olduğunu göstərdi (Weiler and de Pater 1983, Komesaroff et al. 1984). Bununla birlikdə, interferometrik tədqiqatlar bir sıra mənbələrin nüvələrində KP aşkar etdi (Wardle et al. 1998, Homan and Wardle 1999, Homan et al. 2001, Homan and Wardle 2003, Homan and Wardle 2004). Son bir VLBI tədqiqatı, müşahidə olunan 133 AGN-nin 20-nin nüvələrində dairəvi polarizasiyanı aşkar etdi (Homan və Lister 2006). İki mənbədə ayrıca ayrılmış jet komponentlərindən də CP emissiyası aşkar edilmişdir. Tək yeməyi müşahidələrindən ölçülən inteqrasiya olunmuş dəyərlərlə müqayisədə VLBI şəkillər daha yüksək CP səviyyələrini göstərir. Nüvələrin təxminən 15% -i dairəvi qütbləşmənin% 0.3-dən çoxunu təşkil edir və jet komponentlərində% 0.3-dən 0.5% -ə qədərdir. Dairəvi qütbləşmə iki şəkildə istehsal edilə bilər: buraxılan sinxrotron şüalanmanın daxili komponenti kimi və ya xəttin dairəvi qütbləşməyə Faraday çevrilməsi yolu ilə (Jones və O'dell 1977). Mövcud statistika CP-nin mənşəyini təyin etmək üçün yetərli deyil, ancaq daxili mexanizm hakim olduqda, reaktivlər əsasən elektron-proton plazma olmalıdır və birtərəfli nizamlı maqnit sahəsinin əhəmiyyətli bir hissəsini ehtiva etməlidir.Konversiya mexanizmi üstünlük təşkil edirsə, dairəvi qütbləşmə, nisbi hissəcik paylanmasının aşağı enerjili sonunu təyin edir (məsələn, Wardle və Homan 2003), AGN təyyarələrinin toplu kinetik parlaqlığını və hissəciklərin tərkibini öyrənməyin əsas parametri (Celotti və Fabian 1993, Wardle) və s. 1998). Təyyarələrin tərkibi AGN tədqiqatında əsas suallardan biri olduğundan, hazırda təyyarələrdə dairəvi qütbləşmənin dəqiq təyin edilməsi üçün çox səy göstərilir.

Əvvəlki hissələr, radio oxları göy müstəvisinə yaxın olan AGN-in öyrənilməsinin daha çətin obyektlər olduğunu göstərdi, çünki təyyarələri daha zəif, yəni daha az şüalanmış, aşağı qütbləşmə dərəcəsinə sahib və mərkəzi mühərrik çox örtülüdür, optik və infraqırmızı dalğa uzunluğundan əlavə məlumat miqdarını azaldır. Bununla birlikdə, radioda qaranlıq olan material dairəvi nüvə strukturlarını öyrənmək üçün istifadə edilə bilər. Əsasən üç müşahidə metodu vardır: (i) ya masaj görüldüyü (indiyə qədər AGN-də yalnız 1,3 sm-lik su ölçənlər aşkar edilmişdir) və ya udma halında, (ii) udulmada görünən atom qazı və (iii) ionlaşmış qaz aşkar edilmişdir pulsuz sərbəst udma yolu ilə.

Su maserləri əsasən Seyfert 2 və ya LINER qalaktikalarında tapılır və hazırda AGN-nin daxili parsekində isti sıx molekulyar qazın həll oluna bilən yeganə izləyiciləridir (məs. Braatz və ark. 1996, Braatz və ark. 2004, Hagiwara et al. 2002, Greenhill 2003b, Henkel et al.2005, Kondratko et al. 2006, Zhang et al. 2006) Nüvə aktivliyi ilə əlaqəli olduqları üçün maser emissiyasını həyəcanlandıran ən çox ehtimal olunan model molekulyar qazın rentgen şüalanmasıdır. mərkəzi mühərrik (məsələn, Neufeld et al. 1994). Mrk 348-də maserlər geri çəkilən təyyarənin yaxınlığında yerləşdirilir və maserlərin davamlı emissiya ilə deyil, təyyarənin önündəki şokdan meydana gəlmə ehtimalını irəli sürürlər (Peck və digərləri 2003). Təxminən 60 su masajı olan AGN-lər günümüzə məlumdur, lakin hamısı VLBI ilə müşahidə olunacaq qədər parlaq deyil. Ən uyğun NGC 4258 (Miyoshi et al. 1995), NGC 1386 (Braatz et al. 1997), NGC 4945 (Greenhill et al. 1997), NGC 1068 (Greenhill and Gwinn 1997), NGC 3079 (Kondratko et al. 2005, Middelberg ve ark. 2007), IC 2560 (Ishihara et al. 2001) və Circinus (Greenhill ve ark. 2003a). Bu cisimlərdə maser emissiyası birbaşa yığılma diskinə qoşulması lazım olan supermassive qara dəlikdən 0,1 pc-dan 1 pc məsafələrdə molekulyar qazın təxminən kənarında olan bir diskini izləyir.

Bu cür maser mənbələrinin modelləşdirilməsi parsek miqyaslı yığılma disk strukturlarını təyin etmək və qara dəlik kütlələrini dəqiq qiymətləndirmək üçün istifadə edilə bilər (Greenhill and Gwinn 1997, Greenhill et al. 2003a, Herrnstein et al. 2005). Şəkil 11, NGC 4258-də tapılmış və Keplerian fırlanma əyrisi ilə yaxşı bir şəkildə quraşdırıla bilən maseri göstərir. Maserlərin düzgün hərəkət və ya spektral xüsusiyyətlərin (məsələn, mərkəzdən sürətlənmə) sürətlərindəki sürüşmələrlə birləşdirildikdə, bu modellər qalaktikalara müstəqil məsafə ölçmələri təmin edə bilər və bununla da məhdudiyyətlər yarada bilər. H0 (Herrnstein et al. 1999). Son bir VLBI tədqiqatı, LINER NGC 4258-yə qədər məsafəni yalnız 3% səhvlə ölçməyi hədəfləyir və qalaktikada Cepheid dəyişkən ulduzları olduğu üçün maser və sefid məsafələrinin birbaşa müqayisəsinə imkan verəcəkdir (Argon və ark. 2007) .

Atom qazının dairəvi nüvə torusuna dair dəlillər Cygnus A (Conway 1999a), NGC 4151 (Mundell et al. 1995) və 1946 + 708 (Peck və ark. 1999) və bir çox gənc kompakt mənbələrdə (məsələn Readhead və digərləri) aşkar edilmişdir. 1996, Vermeulen et al. 2003). Cygnus A-da, VLBA ilə H I udma ölçmələri radiusu təxminən 50 pc olan bir torusu göstərir (şəkil 12). NGC 4151-də MERLIN istifadə olunan H I udma ölçmələri bir torusu göstərir

Hündürlüyü 50 pc. Bu tip torusun ən yaxşı nümunələrindən biri, Kompakt Simmetrik Nöqtə (CSO) 1946 + 708-dir. H I emilimi hamısının qarşısında tapılmışdır

100 ədəd onun davamlı emissiyası və xətt enləri, sürətləri və H I optik dərinlik paylanması, əsasən atom qazından ibarət olan qalın bir torus ssenarisinə uyğundur (Peck və digərləri, 1999, Peck və Taylor 2001).

Radio qalaktikalarında tez-tez zəif nüvələr və reaktivlər olduğu üçün dairəvi nüvə tori tədqiqatları yalnız kompakt jetli mənbələr üçün aparıla bilər. Daha az güclü hallardan biri də N IC udma ilə bağlı VLBI müşahidələrində əks reaktivə qarşı proyeksiyada görünən incə bir diskin varlığını aşkar etdiyi NGC 4261 qalaktikasıdır (van Langevelde et al. 2000). Bu, nüvə torus / disk sistemində AGN anlayışımız üçün vacib parametr olan fərqlərin olduğunu göstərir. Buna görə də bu SKA kimi daha həssas alətlər üçün elm sürücülərindən biridir.

Parsel miqyaslı radio əks reaktivlər, jet əmələ gəlməsi prosesinin daxili simmetriyasını öyrənmək üçün vacibdir və AGN-in mərkəzi parsekindəki ionlaşmış qazın quruluşunun zondlarıdır. Son vəziyyət əks reaktivin qarşısında sərbəst udma kimi nəzərə çarpır. Həndəsi cəhətdən incədirsə, disk əks reaktivin yalnız daxili hissəsini əhatə edəcək, lakin yaxınlaşan reaktivi əhatə etmir. Həndəsi olaraq qalınsa, yaxınlaşan jetin nüvəsi və bəlkə də bazası mənimsənilə bilər. Çox tezlikli müşahidələr sərbəst sərbəst absorbsiya nəticəsində yaradılan yüksək tərs spektri aşkar edə bilər. Bu bir sıra hallarda aşkar edilmişdir. Məsələn, 3C 84-də (Walker və ark. 2000) və yuxarıda qeyd olunan NGC 4261-də (Jones və digərləri 2001), burada H I udma və sərbəst sərbəst udma aşkar edilmişdir.

Süd Yolunun mərkəzindəki yığcam radio mənbəyi Balick və Brown (1974) tərəfindən tapıldı və onu daha böyük miqyaslı qalaktik bölgədən ayırmaq üçün Oxatan A * (Sgr A *, Brown 1982) adlandırıldı. qalaktik mərkəzdə və Sgr A * yaxınlarda Melia və Falcke (2001) tərəfindən verilmişdir. Çox böyük bir qara dəliklə birləşmə Lynden-Bell və Rees (1971) tərəfindən kəşf edilmədən əvvəl artıq təklif edilmişdi və sonradan bir sıra müşahidələr, məsələn, qalaktik mərkəzin yaxınlığında ulduzların düzgün hərəkət ölçmələri ilə dəstəklənmişdir ( Eckart və Genzel 1996, Eckart və Genzel 1997, Ghez et al. 1998) və VLBI müşahidələrindəki ölçü təxminlərindən (məsələn, Rogers et al. 1994, Krichbaum et al. 1998b, Doeleman et al. 2001, Bower et al. 2004, Shen et al. 2005, Bower et al. 2006). Sgr A * yaxınlığı səbəbindən yüksək çözünürlüklü VLBI şəkillər çox yüksək bir xətti qətnamə təmin edir. 8 kpc məsafəni və 4 & # 215 10 6 M kütləsini qəbul etmək (Eisenhauer et al. 2003, Ghez et al. 2005), 0.1 mas 10-a uyğundur. RS (Schwarzschild radiusları, 1RS = 1.2 & # 215 10 12 sm). Buna görə Sgr A * -ın VLBI müşahidələri mənbənin emissiya, yığılma və axma fizikası üçün bir çox fərqli modeli ayırmağa kömək edə bilər və güclü sahə cazibə qüvvəsinin əhəmiyyətli bir sınağını təmin edə bilər (məsələn, Falcke və digərləri 2000).

Sgr A * ölçüsünün təyin edilməsində əsas problem, onun həqiqi quruluşunun ulduzlararası mühitdə səpələnmədən təsirlənməsi və müşahidə olunan dalğa uzunluğunun bir funksiyası olaraq diametrinin 2 asılılığına səbəb olmasıdır. 43 GHz-ə qədər bu, bir açı ilə istiqamətləndirilmiş eliptik bir profil ilə nəticələnir

Baltaları izləyən 80 & # 176 dəq = 0.76 mas (/ sm) 2 və maks = 1.42 mas (/ cm) 2 (Lo et al. 1998). 43 GHz və daha yüksək frekanslarda daxili qaynaq ölçüsünün göründüyünə dair artan dəlillər var (məsələn, Rogers et al. 1994, Krichbaum et al. 1998b, Doeleman et al. 2001, Krichbaum et al. 2006).

Həssaslığı azaldır, lakin kalibrləmə səhvlərinə görə qeyri-müəyyənlikləri aradan qaldıran bağlanma amplitüdləri texnikasından (məsələn, Doeleman et al. 2001) istifadə edilən son cəhdlər, Sgr * -in daxili mənbə ölçüsünün daha güclü aşkarlanması ilə nəticələnmişdir. Bower et al. (2004), Bower et al. (2006) və Shen et al. (2005) müəyyən edilmiş diametrləri

13 RS 86 GHz-də, bu 11 & # 0177 6 qiymətləndirməsinə uyğun gəlir RS əvvəlki 215 GHz-də VLBI ölçmələrindən (Krichbaum et al. 1998b, Krichbaum et al. 2006). Pik parlaqlıq istiliyinin 86 GHz-də 10 10 K olduğu təxmin edilir ki, bu da əsasən adveksiya üstünlük təşkil edən yığılma axınlarını (Narayan et al. 1998) və Bondi-Hoyle yığılma modellərini (Melia 1994) istisna edir. Səpələn ellipsin kiçik ox ölçüsündə məhdud həssaslıq olduğundan, mövcud ölçmələr jet modellərini (Falcke və digərləri 1993), ümumi radiasiya baxımından səmərəsiz yığılma axınlarını (Quataert və Gruzinov 2000) və bu modellərin hibridlərini ayırd edə bilmirlər. (Yuan və digərləri 2002). Böyük Meksika Teleskopu (LMT), APEX və ALMA kimi teleskoplar da daxil olmaqla, daha yaxşı uv-əhatə dairəsi və 90 GHz-dən yuxarı tezliklərdə artan performans təmin edən gələcək massivlər kiçik oxu daha da məhdudlaşdıracaq və kölgəni təsvir edə bilər. qara dəliyin özü (məsələn Falcke et al. 2000).

Ulduzlar VLBI müşahidələri üçün əsas hədəf deyildir, çünki onların parlaqlıq temperaturları (10 3 K - 10 4 K) VLBI aşkarlanması üçün tələb olunanlardan (10 6 K) çox azdır. Buna baxmayaraq, bu hissədə nəzərdən keçiriləcək bir neçə halda ulduzlarla əlaqəli hadisələrin müşahidələri aparıla bilər.

Mira tipli dəyişkən ulduzlar VLBI müşahidələrinin tez-tez hədəfidir. Mira ulduzlarının bir neçə günəş kütləsi var və xarici zərflərin çox genişləndiyi yerlərdə ömrünün sonuna çatdı. Zərf molekulların əmələ gəlməsi üçün kifayət qədər sərinləşir və bu səbəbdən bu cisimlərdə maser emissiyası müşahidə edilə bilər.

Ən yaxşı öyrənilmiş Mira ulduzlarından biri SiO olan TX Camdır v = 1, J = Diamond və Kemball (2003) tərəfindən tam bir pulsasiya dövrünə uyğun olaraq iki ilə yaxın bir müddətdə müşahidə olunan 1-0 maser emissiyası. Film 10-a birləşdirildikdə, TX Cam-ın iki həftəlik fasilələrlə üzük kimi maser emissiyasını göstərən 44 görüntü, bir ulduzun təkamülünün maraqlı bir sənədli filmidir. Emissiyanın meydana gəldiyi qabığın əsasən simmetrik olmadığı və xarici trayektoriyalardakı qazın cazibə yavaşlamasına dair dəlillər göstərdiyi aşkar edilmişdir. Yi və digərlərinin müşahidələri. (2005) qırmızı və mavi rəngli maserlərin ulduzun ətrafında bərabər şəkildə paylandığını və bunun fırlanmadığını göstərir.

Cotton və s. Tərəfindən bildirilən Mira, U Ori və R Aqrdakı SiO maserlərinin polarimetrik müşahidələri. (2006) masaj materialının ulduzdakı maqnit sahələri tərəfindən sürükləndiyini göstərir. Bundan əlavə, müəlliflər yalnız Mira üçün mümkün rotasiyanı bildirirlər, lakin bu tapıntı Miranın ikili yoldaşından təsirlənə bilər.

İnkişaf etmiş ulduzların zərfləri H-dən də istifadə edilə bilər2Ey maserler. Xüsusilə, Vlemmings et al. (2002) və Vlemmings et al. (2005) H-nin dairəvi qütbləşməsinin hesabat ölçüləri2Ey Zeeman effekti ilə ulduz maqnit sahələrini təyin etmək üçün inkişaf etmiş ulduzlardakı maserlər. Bir neçə yüz milligauss maqnit sahə gücünü bir gaussa bildirirlər və ulduz maqnit sahələrini dipol şəklində modelləşdirmişlər (şəkil 13).

OH maserləri qazı SiO və H-dən daha az yoğunluqla izləyirlər2Ey maserler. Claussen et al. (1999) və Hoffman et al. (2005) Hoffman et al., Məsələn, W28-də OH maserlərinin VLBI algılamalarını bildirmişdir. (2005) supernova qalığı və molekulyar bulud arasındakı interfeysə aiddir. Zeeman parçalanmasından W28-də bir milligauss sırasındakı maqnit sahələrini çıxardırlar.

Ulduz həyat dövrlərinin digər sonunda, cəsəd müşahidələri ulduz meydana gəlməsi haqqında məlumat verə bilər. Maqnetik sahələrin kütləvi ulduzların yaranmasında mühüm rol oynadıqları və nəticədə H polarimetrik VLBI müşahidələri ilə müşahidə edildiyi düşünülür.2Ey maserlər, məsələn, Cepheus A (Vlemmings et al. 2006b), W51 M (Lepp & # 228nen et al. 1998) və Orion KL və W3 IRS 5 (Imai et al. 2003).

Maqnetik sahələrin inkişaf etmiş ulduzların təyyarələrini məhdudlaşdırdığı bildirilmişdir. Bu, planet dumanlıqlarının, ulduzların qalıqlarının asimmetrik formalarını izah edə bilər. Vlemmings et al. (2006a), H43 polarimetrik VLBI müşahidələrindən istifadə edərək W43A təyyarəsinin maqnit həbsinə dair dəlillər təqdim edir.2Ey maser emissiyası.

Bəzi supernovaların parlaqlıq temperaturu VLBI massivləri ilə davamlı emissiyasını aşkar etmək üçün kifayət qədər yüksəkdir. Bunların demək olar ki, hamısı II və İb / c tiplərinin əsas çökmə supernovalarıdır. Astronomlara supernovaların həndəsi təkamülünü müşahidə etmək üçün bənzərsiz bir fürsət verirlər və son bir neçə ildə bəzi əlamətdar müşahidələr aparıldı.

VLBI ilə tədqiq edilmiş ən görkəmli supernova, ehtimal ki, yaxınlıqdakı M 81 qalaktikasında SN 1993J-dir. Marcaide et al. (1993), supernovanın qitələrarası təməllərdə aşkar edilə biləcəyini erkən aşkarladı və bir izləmə kampaniyasına başladı. Marcaide et al. (1995a), supernovanın qabıq kimi bir quruluşa sahib olduğunu və Marcaide et al. (1995b), qabığın homojen bir mühitə genişləndiyini göstərən simmetrik olaraq genişləndiyini tapdı. Yavaşlama göstərişləri 1997-ci ildə Marcaide et al. (1997) və Bartel et al. (2000), partlayışdan bəri VLBA ilə müəyyən aralıqlarla SN 1993J-i izləyən. Bartel et al. (2000) genişlənmənin yavaşlamasının Chevalier (1982) tərəfindən "standart" modellə izah edilə bilməyəcəyini də tapdı. SN 1993J-nin sərbəst genişlənmə mərhələsini tərk etdiyini və süpürülmüş süni ulduz materialının üstünlük təşkil etdiyi adiabatik genişlənmə mərhələsinə qədəm qoyduğunu yavaşlama irəliləməsindən nəticə çıxardılar.

VLBI müşahidələri bu yaxınlarda supernovaları axtarmaq üçün də istifadə edilmişdir. Bütün cəhdlər səmərəli olmasa da (Ulvestad et al. 2007), bəzən maraqlı serendipitous kəşflər edilir (Neff et al. 2004). Ulduz əmələ gətirən qalaktikalarda kütləvi ulduzların sıxlığı və nəticədə supernovaların sürəti o qədər yüksəkdir ki, illərin zaman tərəzilərində partlayışlar müşahidə oluna bilər. Lonsdale et al. (2006) çox həssas bir qlobal VLBI massivi olan prototipik ultra-işıqlı infraqırmızı qalaktika Arp 220-ni müşahidə etdilər və əsasən gənc supernovalar kimi tanıdıqları 49 nöqtəyə bənzər mənbələr aşkar etdilər. Müşahidələrini 12 ay əvvəl çəkilmiş şəkillərlə müqayisə edərək müşahidələr arasındakı müddətdə partlamış dörd fövqəlnovanı müəyyən edə bildilər. Tapıntılarını yaxınlıqdakı ulduz əmələ gətirən M 82 qalaktikaındakı supernovaların parlaqlığı ilə müqayisə edərək, Arp 220-də ulduz meydana gəlməsinin M 82-də olduğu kimi olduğunu, ancaq bir neçə on qat artırıldığını təsdiqlədilər.

X-ray ikili sənədlərin (XRB) kompakt bir ulduzdan (neytron ulduzdan və ya qara dəlikdən) və maddənin kompakt yoldaşına köçürüldüyü bir donor ulduzdan ibarət olduğu düşünülür. Bəzi XRB-lər radio emissiya nümayiş etdirir və yığılma və emissiya mexanizmlərinin kvazardakılara bənzədiyi düşünülən XRB-lərə bəzən mikrokvarslar deyilir.

XRB-lərin xüsusiyyətləri, kvazarlarla müqayisədə çox parlaqlıqla miqyaslanır və bu, inkişaf etdikləri zaman tərəzisi üçün də doğrudur. XRB-lər günlərin, hətta saatların zaman tərəzilərində dəyişkəndir. Fomalont et al. (2001) Sco X-1-də üç VLBI massivi 11-i istifadə edərək iki gündən çox müddət ərzində obyekti müşahidə edərək bunu çox açıq şəkildə nümayiş etdirdi. Onların görüntülərində müşahidə irəlilədikcə mərkəzi radio komponentdən uzaqlaşan radio yayan komponentləri olan iki tərəfli bir quruluş göstərilir. Nüvədən atılan komponentlər işığın təxminən yarısı sürətlə getdi. Dhawan və digərlərinin GRS 1915 + 105 mikroquasarının VLBI müşahidələri. (2000) proyeksiya effektindən yaranan və AGN təyyarələrinin müşahidələrində tez-tez rast gəlinən işıq sürətindən artıq sürətləri artıq tapmışdı. Eynilə Miller-Jones et al. (2004) Cyg X-1-in yüngül nisbi sürətlərlə iki tərəfli reaktiv morfologiyasını göstərdiyini tapdı. Altı həftə ərzində gündəlik VLBA 1,5 GHz anlıq şəkillərdən hazırlanmış başqa bir ibrətamiz filmdə SS 433 12 microquasar göstərilir (Mioduszewski et al. 2004). Müşahidələr göstərdi ki, jet ejekası nüvədən müəyyən məsafələrdə parlayır, ancaq toplanma diskinin 164 günlük prekresiya dövründə yalnız müəyyən vaxtlarda təyyarənin toqquşduğu simmetrik olmayan bir maneəni göstərir.

VLBI müşahidələri bu yaxınlarda XRB LS I +61 303-ün təbiətini müəyyənləşdirməyə kömək etdi. Emissiyanın mikrokvazar kimi və ya pulsar külək dumanlığına görə olub-olmadığı müzakirə edildi (bu rəqib modellərin təsvirinə Mirabel 2006-da baxmaq olar) . Dhawan və Rupen (2006) tərəfindən ikili bir orbital dövrdə izlənilən mas-miqyaslı radio emissiyasının morfologiyası, radio emissiyasının impuls külək dumanlığından qaynaqlandığını, emissiyanın kometa görünüşünə sahib olduğunu və yüksəklikdən uzaqlaşdığını göstərir. - neytron ulduzunun orbitindəki kütlə yoldaşı.

VLBI müşahidələri yalnız son dərəcə yüksək qətnamə təmin etməklə yanaşı, radio mənbələrinin mövqelərini də çox dəqiq ölçmək imkanı verir. Bu bölmədə mövqe dəqiqliyinin vacib olduğu VLBI müşahidələrinin son nəticələrini təsvir edirik.

Göy cisiminə bir koordinat təyin etmək əhəmiyyətsiz deyil. Yer kürəsi fırlanır, preslənir və qidalandırır, səthi tektonik lövhə hərəkətləri ilə dəyişir, bucaq sürəti ayın orbitinə görə gelgit sürtünməsi nəticəsində yavaşlayır və Günəş sistemi Qalaktik mərkəz ətrafında 220 km s -1 sürətlə dönür . Bundan əlavə, planetlər, ulduzlar və digər göy cisimləri düzgün hərəkətlərə sahibdirlər və hətta illər və ya daha az müddət ölçüsündə belə görünüşlərini və şəkillərini dəyişdirirlər. Beləliklə, mümkün qədər az dəyişən göy hadisələrinə (istinad sisteminin tətbiqi olan bir istinad çərçivəsi) bağlı olan və mümkün qədər dəqiq müəyyənləşdirilə bilən bir koordinat sisteminə (istinad sisteminə) sahib olmaq vacibdir. . Beynəlxalq Astronomiya Birliyi tərəfindən qəbul edilən mövcud istinad çərçivəsi, nöqtə, güclü, uzaq kvazarların VLBI müşahidələrinə əsaslanan Beynəlxalq Səmavi Referans Çerçevesi və ya ICRF (Ma et al. 1998). Bu istinad çərçivəsi yuxarıda göstərilən iki tələbi təmin edir: kvazarlar çox uzaqdır və bir-biri ilə heç bir şəkildə əlaqəli deyildir, bu səbəbdən heç bir fırlanma gözlənilmir və mövqeləri çox yüksək dəqiqliklə müşahidə edilə bilər. "Beşinci Əsas Kataloq" (Fricke et al. 1988) kimi əvvəlki istinad çərçivələri bir neçə min ulduzun müşahidələri ilə qurulmuş və onlarca mas sırasının dəqiqliyinə sahib idi. Ulduzlar, ancaq aşkar edilə bilən düzgün hərəkətlərə sahibdirlər və cazibə qüvvəsi ilə Samanyolu ilə əlaqəlidirlər və mövqe ölçmələrinin dəqiqliyi tipik VLBI müşahidələrindən daha aşağıdır. ICRF-dəki 212 "tərif edən" mənbənin tipik mövqe səhvləri 0,4 mas və bu mənbələr dəstindən müəyyənləşdirilmiş oxun istiqaməti 0,02 mas dəqiqlikdədir. VLBI kvazar müşahidələrindən istifadə etməkdə bir mürəkkəblik, radio jet strukturlarının dəyişikliyə məruz qalmasıdır və bu ölçmələr üçün nəzərə alınmalıdır. Referans sistemləri, istinad çərçivələri və ICRF-nin tətbiqi barədə yaxşı bir nəzərdən Feissel və Mignard (1998) -də tapa bilərsiniz. Astrometrik müşahidələrin başqa bir tətbiqi də Qlobal Yerləşdirmə Sisteminin (GPS) ölçmələrini kalibrləməkdir. Bəzi VLBI stansiyaları GPS alıcıları ilə təchiz olunmuşdur, yerləri astrometrik müşahidələrdən istifadə edərək təyin olunur.Eyni GPS qəbulediciləri daha sonra GPS peyklərinin orbitlərindəki səhvləri təyin etmək üçün istifadə olunur.

Lestrade et al. (1999), Hipparcos istinad çərçivəsini ICRF ilə bağlamaq üçün 11 radio yayan ulduzun VLBI müşahidələrini aparmışlar. Bu müşahidələrin Hipparcos əlaqəsindən əlavə, müşahidə olunan ulduzlar üçün də astrofiziki təsirləri olmuşdur. Məsələn, ikili UX Ari'nin hələ bilinməyən bir yoldaşın səbəb ola biləcəyi əhəmiyyətli bir sürətlənmə göstərdiyini tapdılar.

Ulduzları yalnız T Tauri ulduzları üçün olduğu termal olmayan radiasiya buraxdıqları təqdirdə müşahidə etmək olar. Torres və digərləri. (2007) Toroslar dərnəyindəki iki T Tauri ulduzu olan Hubble 4 və HDE 283572-nin VLBI müşahidələrinə dair hesabat. Müvafiq olaraq (132.8 & # 0177 0.5) pc və (128.5 & # 0177 0.6) pc məsafələr çıxarırlar ki, bu da digər məsafə ölçmələrindən daha dəqiq bir əmrdir. Bir yoldaş sənədində, Loinard et al. (2007) T Tauri'nin özü üçün də oxşar bir ölçü bildirmişdir.

Sandstrom et al. (2007) Orion Nebula Küməsindəki GMR A ulduzu üçün oxşar bir ölçü təqdim edir. (389.) Məsafəsini tapırlar-21 +24) pc, Genzel et al. Tərəfindən bildirilən (480 & # 0177 80) pc-nin indiyədək kanonik dəyəri ilə razılaşmadıqda. (1981). Orion klasterinin əvvəlcədən düşünüləndən 20% daha az bir məsafədə yerləşdirilməsi, içindəki ulduzların parlaqlığının 1,5 dəfə aşağı olduğunu və ulduzların təxminən 2 qat daha köhnə olduğunu, çünki yaş tərəzisinin parlaqlıq dərəcəsi ilə -3 / 2 güc.

Dünyanın VLBI massivlərinə ümumi baxışda qeyd edildiyi kimi, Yaponiya xüsusi olaraq Qalaktik maserlərin dəqiq astrometriyası üçün dörd stansiyalı bir şəbəkə qurdu və ilk nəticələr dərc olunmağa başlayır: Hirota et al. (2007b) iki il ərzində Orion KL-dən su maser emissiyasının VLBI müşahidələrini (437 & # 0177 19) piksel trigonometrik məsafədən çıxardıqlarını bildirin. Bu ölçmənin Sandstrom və digərlərinin bildirdiyi nəticə ilə uzlaşması çətindir. (2007) - vaxtın göstərəcəyi dəyərdir. Digər iki sənəddə Hirota və digərləri. (2007a) NGC 1333-dəki gənc ulduz cisim SVS 13 ilə məsafənin oxşar bir ölçməsini və Honma et al. (2007) ulduz əmələ gətirən bölgəyə olan məsafəni Sharpless 269-a (5.28) taparaq ölçdülər-0.22 +0.24) kpc (və ya 189 & # 0177 8 paralaksı µkimi), iddia etdikləri indiyə qədər ölçülmüş ən kiçik paralaks (və həqiqətən) edir Bradshaw və digərlərinin ölçdüyü Sco X-1 paralaksından daha dəqiqdir. (1999), kim əldə etdi (360 & # 0177 40) µkimi və bir dəfə qeyd tələb etmişdi).

İnkişaf etmiş ulduzlara qədər olan məsafələrə odaklanarak Vlemmings və van Langevelde (2007) S CrB, RR Aql və U Her zərflərində 1.6 GHz-də OH maser keçidini müşahidə etdilər. Ölçmələri% 4 ilə% 34 arasındakı dəqiqliklərə sahibdir, bu da köhnə Hipparcos ölçmələri ilə müqayisədə böyük bir inkişafdır, səhvləri% 50 ilə 100 arasında.

Göy cisiminə olan məsafəni təyin etmək üçün modeldən asılı olmayan yeganə metod trigonometrik paralaksdır. Optik müşahidələrdən paralakslar yalnız yaxın obyektlər üçün əldə edilə bilər. Xatırla ki, optik müşahidələrin mövqe dəqiqliyi təxminən 0.1 & # 034 ilə məhdudlaşır və bu səbəbdən paralakslar cəmi 10 ədəd olan obyektlər üçün ölçülə bilər. Bununla birlikdə, VLBI müşahidələri 0,1 mas qədər yaxşı mövqelər verə bilər və buna görə obyektlərin paralakslarını 10 kpc-ə qədər məsafədə ölçmək olar. Pulsarlar parlaqlıq temperaturu VLBI müşahidələri üçün kifayət qədər yüksək olan bir neçə obyekt arasındadır və bunların nöqtə mənbəyi olduqları bilinir (bu, hətta VLBI müşahidələri üçün də doğrudur). Buna görə paralaks ölçmələri Samanyolu'nun böyük hissələrindəki pulsarlara məsafələr verə bilər və tək yeməli müşahidələr nəticəsində alınan nəbz dispersiyası ölçmələrindən əldə edilən məsafə miqyasının kalibrinə kömək edə bilər.

2000-ci ilə qədər yalnız bir neçə pulsar paralaks ölçülmüşdür (siyahı və istinadlar üçün Brisken və digərləri 2002-ci ildə Cədvəl 1-ə baxın). Bu, son bir neçə ildə dəyişdi və daha bir çox ölçmə artıq mövcud oldu (məsələn, Brisken və ark. 2002, Dodson və ark. 2003, Chatterjee et al. 2005 və Helfand ve ark. 2007). Bu müşahidələr yalnız trigonometrik paralaksların sayına əlavə olaraq əlavə pulsar uyğun hərəkətlər də verdi (görmə xəttinə eninə). Müvafiq hərəkət ölçmələri, Ng və digərlərinin etdiyi kimi, ehtimal olunan doğum yerlərini təyin etməyə imkan verir. (2007), pulsar zamanlamasından irəli gələn sürətlərin məhdudlaşdırılmasına kömək etməli və ya bəzi hallarda pulsar zamanlama mümkün olmadıqda mövcud olan sürət ölçmələridir (məsələn, Dodson və digərləri 2003).

Yerli Qrupdakı uyğun hərəkətlərin ölçülməsi, şübhəsiz ki, VLBI müşahidələrinin geniş yayılmış tətbiqi deyil, lakin yüksək dəqiqlikli mövqe ölçmələrinin potensialını göstərir.

Brunthaler et al. (2005) VLBA-nı M 33-dəki su maserlərini 4 ildən çox müddətdə izləmək üçün istifadə etdi. 36-nın düzgün hərəkətini aşkar edə bildilər µyr -1 olaraq sağ qalxmada və 13 µəyrilikdə yr -1 olaraq. Bu ölçmələri neytral hidrogen ölçülərinə əsaslanan M 33 fırlanma modelləri ilə müqayisə edərək (730 & # 0177 168) kpc-dən M 33-ə həndəsi məsafə çıxara bildilər. Yaxınlıqdakı qalaktikada IC 10 (Brunthaler et al. 2007) oxşar ölçmələrlə birlikdə Yerli Qrupdakı dinamikanın mənzərəsi ortaya çıxmağa başlayır (Şəkil 15 və Loeb və digərləri 2005).

Uzaq bir kvazerin emissiyasının ön plan qalaktikası tərəfindən yönəldildiyi və bir neçə yay saniyəsinə uzanan birdən çox görüntü istehsal etdiyi cazibə linzaları açıq-aşkar VLBI hədəfləridir. Yüksək qətnaməli müşahidələr dəqiq ayırma ölçüləri verir və eyni spektral göstəricilərə, səth parlaqlığına və ya qütbləşmə dərəcəsinə sahib olduqları üçün şəkillərin obyektivə aid olduğunu təsdiqləyə bilər. Lensli obyektin jet kimi alt quruluşu varsa, o zaman lens qalaktikasındakı alt quruluşları araşdırmaq mümkün olur.

Məsələn, Bradac et al. (2002) B1422 + 231 lens sistemini müşahidə etdilər və yalnız alt quruluş daxil edildikdə (yəni sadə bir elipsoid ilə lensi modelləşdirə bilmədikləri üçün) lens üçün ağlabatan bir model istehsal edə bildilər. Objektifdəki alt quruluş, linzalı şəkillərdəki asimmetrlərdən də təsbit edilə bilər, belə ki, Rusin et al tərəfindən B1152 + 199-da tapılmışdır. (2002). Biggs and Browne (2002) B0128 + 437-ə dair VLBI müşahidələrini bildirirlər və lensin ara kütləli qara deliklərin ("milli-lensing") halosuna sahib ola biləcəyini fərz edirlər. Linzalı qalaktika halolarında alt quruluş tapmaq, Yerli Qrupdakı halo cırtdan qalaktikaların çatışmazlığından qaynaqlanan genişmiqyaslı quruluş əmələ gəlməsinə dair ipucları verə bilər.

Koopmans et al. (2002) və Porcas və digərləri. (2002), fon mənbəyinin bir görüntüsünün son dərəcə uzandığı MG 2016 + 112-nin VLBI müşahidələrini təqdim edir. Bu, lensin kostikini keçərək həddindən artıq böyüməyə gətirib çıxaran obyektivli kvazarın radio jeti kimi yozulur. Koopmans et al. (2002) belə yüksək böyütmə ilə (10 2 - 10 3) c səviyyəsinin hiper-lüminal hərəkətini müşahidə edə biləcəyini fərz edir.

Cazibə obyektivləri bir dəyər əldə etmək üçün həyəcan verici bir fürsət təqdim edir H0, nisbətən sadə astrofizika istifadə edərək (Refsdal 1964). Lakin, məhdudlaşdırmaq H0 əsasən əldə edilməsi çətin olan obyektiv obyektindəki kütlə paylanması modelindən istifadə etməyi tələb edir (əlaqəli çətinliklərin nəzərdən keçirilməsi üçün bax Schechter 2005). Buna baxmayaraq, York et al. (2005) bütün tərəzilərdəki radio interferometrləri və Hubble Kosmik Teleskop müşahidələri ilə B0218 + 357 SINIFI müşahidələrindən bir təxmin təqdim edir. Lens qalaktikasının müalicəsindən asılı olaraq (70 & # 0177 5) km s -1 Mpc -1 və (61 & # 0177 7) km s -1 Mpc -1 dəyərlərini əldə edirlər.

Qravitasiya linzaları və VLBI haqqında daha çox məlumat üçün oxucunu Porcas (2004) və Biggs (2005) tərəfindən qiymətləndirmələrə göndəririk.

Ümumi nisbilik, işığın maddə ilə tərpədiləcəyini proqnozlaşdırır, Dyson və digərləri tərəfindən ilk dəfə ölçülən bir şey. (1920), günəş tutulması zamanı günəş yaxınlığında bir ulduzun əyilməsini ölçə bildi. 2002-ci ildə Fomalont və Kopeikin (2003), Kuparın Yupiterin 3.7 'içərisində keçməsi ilə kvazanın işığının səkkiz gün ərzində digər iki kvazara nisbətini daha az dəqiqliklə izləyərək ölçmək üçün bir təcrübə apardılar. 10-dan çox µkimi. Yalnız Jupiter kütləsinin deyil, eyni zamanda Yupiterin sürətinin təsirlərini də ölçə bildilər. Gözlənən əyilmə, Ümumi Nisbilikdən gələn proqnozlarla üst-üstə düşdü, lakin nəticənin cazibə dalğalarının sürətindən asılı olub olmadığı barədə mübahisələr ortaya çıxdı, cgvə ya işıq sürəti, c (Carlip (2004, 2005), Kopeikin 2005).

2005-ci ildə, misilsiz bir təcrübə aparmaq üçün qlobal bir VLBI massivi istifadə edilmişdir. Saturnu araşdıran Cassini kosmik gəmisi, Saturnun ayı Titan üzərinə Huygens adlı bir zond başlatdı. Məqsəd, istilik, təzyiq və külək sürəti kimi parametrləri ölçmək idi, çünki zond paraşütdən asılı olaraq Titanın səthinə enəcək. Küləklər, Huygensdən Cassiniyə (Doppler Külək Təcrübəsi, DWE), Titan zondundan yeganə rabitə bağlantısı olan radio siqnalında Doppler ölçüləri ilə ölçülməli idi. Təəssüf ki, Cassini alıcılarından biri sıradan çıxdı və nəticədə Huygens tərəfindən ötürülən DWE məlumatlarının itkisi ilə nəticələndi. Bu problemin həlli, Huygensin atmosferdəki yolunu və üfiqi sürətini qlobal bir VLBI massivi ilə Cassini ilə əlaqəsini izləmək, daha doğrusu dinləməklə ölçmək idi. Huygens radio bağlantısı, Huygens ilə Earth arasında 1,2 milyard kilometr məsafədə deyil, bir-birindən 100000 km məsafədə, Huygens və Cassini arasında işləyəcək şəkildə dizayn edilmişdir. Beləliklə, Yerdəki Huygens siqnalı çox zəif idi (saniyədə bir teleskopda on-yüzlərlə fotonla ölçülür). Bundan əlavə, Huygens inişinin çox hissəsi Saturnu Sakit okeandan - radio teleskopları ilə az məskunlaşan bir ərazidən ən yaxşı görülərkən meydana gəldi. Təcrübə yenə də müvəffəq oldu və enmə trayektoriyası (1 km dəqiqliklə) və üfiqi sürət barədə fövqəladə dəqiq məlumatlar əldə edildi. Müşahidələr, Huygensin 0.6 m amplituda olan paraşütünün altından sallanmasını da görə bildilər (Gurvits, priv. Comm.).

Qalaktik Mərkəzdəki kompakt radio mənbəyi Sgr A *, bir çox VLBI müşahidəsinin hədəfi olmuşdur (bax Bölmə 3.1.8). Sgr A * dakı mərkəzi kütlənin astrometrik müşahidələrindən alınan dəlillər Reid və s. (1999). Sgr A * nın mövqeyini iki il ərzində bir VLBI massivi ilə izlədilər və Qalaktik müstəvidə görünən hərəkətinin (5.90 & # 0177 0.4) mas yr -1 olduğunu tapdılar. Əlbəttə ki, bu hərəkətə günəşin Qalaktik mərkəz ətrafında dövr etməsi səbəb olur. Günəşin orbiti (digər müşahidələrdən məlumdur) nəzərə alındıqda, Sgr A * nın düzgün hərəkəti 20 km s -1 -dən azdır. Bu, Sgr A * nin qalaktikanın dinamik mərkəzinə son dərəcə yaxın olması deməkdir. Ekzotik bir Ulduz klasteri tərəfindən buraxılan Sgr A * dan radio emissiya olsaydı, daha yüksək sürətlər gözlənilirdi. 10 sırada olan Sgr A * ətrafında dövr edən ulduzların kütləsi nəzərə alınmaqla M və saniyədə bir neçə yüz kilometr yüksək sürətləri ilə Sgr A * -ın əhəmiyyətsiz düzgün hərəkəti, ən az 1000 M kütləsinə sahib olmasını nəzərdə tutur. Bütün dəlillər Sgr A * nın qara dəlik olması ilə uyğundur.

9 M 87, Sgr A * -dan təxminən 2000 qat daha uzaqdır, lakin kütləsi Sgr A * 'dan daha böyük olan bir qara dəliyə sahibdir, bu səbəbdən qətilik Schwarzschild radiusunda ölçüləndə bu iki təsir bir-birini tamamilə ləğv edir. Geri.


Galaxy-nin həyəcanlı hidrogen pərdəsi

Galaktikamızdakı bir çox barion, ehtimal ki, tanınmış disk və qabarıqlıq hissələrinin xaricindədir. Qalaktik haloslarda bəzi qazların mövcudluğuna dair çoxsaylı dəlillərə baxmayaraq; kvazarlar spektrlərindəki udma xətti sistemləri, Qalaktika haloumuzdakı yüksək sürətli neytral hidrogen buludları, yaxınlıqdakı starburst qalaktikalarında qalaktik küləklərdən yaranan xətt yayan ionlaşmış hidrogen və ən kütləvi qalaktikaları əhatə edən rentgen tacları - hər hansı bir qalaktikanın halosundakı qazın uçotu, ilk növbədə bu geniş bölgələrdəki sıxlığın az olduğu üçün müşahidə baxımından çətin olmuşdur. Ən həssas ölçmələr kvazarlar və ya uzaq halo ulduzlar kimi uzaq cisimlərin spektrlərindəki ara qaz səbəbiylə udma aşkarlanmasından gəlir, lakin bunlar adətən kifayət qədər parlaq cisimlərin bir neçə görmə xətti ilə məhdudlaşmışdır. Milyonlarla obyektin geniş spektroskopik tədqiqatları problemə alternativ yanaşma təmin edir. Burada, Galaxy-nin halosunun yeni kəşf edilmiş, geniş yayılmış, neytral, həyəcanlı bir hidrogen komponentinə dair dəlillər təqdim edirik. Yüz minlərlə qalaktika spektrinin kombinə edilmiş spektrlərində Hα-nın istirahət dalğa boyu yaxınlığında bir az (0,779 ± 0,006%) udma kimi müşahidə olunur və yüksək enmə nöqtələrində hər yerdə yayılır. Bu müşahidə həm məkan həm də kinematik olaraq Qalaktikamızın halosundakı qazın çox hissəsini izləmək üçün bir yol təqdim edir.

Ya Galaxy 1-də ya da buna bənzər qalaktikalar 2-də halo qazının araşdırılması halo qazının kütləsinin qalaktik disklərdəki ulduzlarla və soyuq disk qazı ilə müqayisə edilə biləcəyini qəbul edir. Galaxy’nin halosunda təxminən bariyonik kütlənin yarısına sahib olmaq, eyni zamanda Galaxy’nin dinamik kütləsi ilə kosmoloji barion fraksiyasının 3 ölçmələrini də uzlaşdırır. Əvvəllər müəyyən edilmiş bir çox halo qaz komponenti var, lakin burada təsvir etdiyimiz komponent, təcrid olunmuş neytral hidrogen 4 buludlarından, bu buludlarla əlaqəli ionlaşmış hidrogendən 5 və sərin (∼ 10 4 K) və isti (≳ 10 5 K) fərqlidir. ) ya seçilmiş halo ulduzlarının spektrlərində udulmada, ya da yayılmış və dominant kütlə komponenti ilə birbaşa əlaqəli olma ehtimalı ilə diffuz rentgen emissiyası 6-12 kimi müşahidə olunan diffuz komponentlər: sərin, dağınıq hidrogen. Absorbsiyanın Galaktik qaçış sürətinə çatan, lakin orta hesabla nə Qalaktika ətrafında fırlanan, nə də Qalaktikadan sürətlə içəriyə düşən və ya xaricə doğru genişlənən sürətləri olan halo qazından meydana gəldiyinə dair dəlillər təqdim edirik. Bu udma xətləri nəticədə Galaxy-nin dominant baryonik komponentinin kinematikasını, məkan bölgüsünü və temperatur quruluşunu ölçmək üçün ən yaxşı diaqnostikanı təmin edə bilər.


Təşəkkürlər

Alan Duffy, Thibault Garel, Karl Glazebrook, David Hogg, Alexander Knebe, John Peacock, Greg Poole, Jeremy Mold, Simon Mutch, Genevieve Shattow və Adam Stevens'e bu əsərin müxtəlif mərhələlərində verdiyi dəyərli şərhlərə görə çox təşəkkür edirəm. Həm də konstruktiv hesabatı üçün adsız hakimə. Xüsusilə Alan Duffy və Thibault Garel'e burada təqdim olunan bir çox məsələni və onların həllini vurğulamağa kömək edən çoxsaylı müzakirələrə görə xüsusi təşəkkürlər. Müəllif Avstraliya Tədqiqat Şurası tərəfindən QEII Təqaüdünün alındığını qəbul edir.


Videoya baxın: Qonşumuz Andromeda qalaktikasını tanıyın! (Sentyabr 2021).