Astronomiya

Aktiv qalaktikalarda xətt axını nisbətləri

Aktiv qalaktikalarda xətt axını nisbətləri

Hər kəsə yaxşı günlər.

Aktiv qalaktikalarda xətt axını nisbətlərinin qiymətləndirilməsinin vacibliyini bilmək istədim? Xarakteristikada nə kömək edir?

Lyman'da olduğu kimi $ alpha / $Karbon IV və ya Mg II$/$Karbon IV və ya Karbon III$/$IV karbon

Bu barədə hər hansı bir müraciətiniz varmı? Xahiş edirəm paylaşın.


GN-z11-in redshift 10.957-də işıqlı bir qalaktika kimi olduğuna dair dəlillər

GN-z11 fotometrik olaraq qırmızı sürüşmə zamanı parlaq bir ulduz əmələ gətirən qalaktika namizədi olaraq seçildi z & gt 10 Hubble Space Teleskop görüntüləmə məlumatlarına əsasən 1. İnfraqırmızı yaxınlıqdakı Hubble Kosmik Teleskopunun təqibində (z = 11.09_ <- 0.12> ^ <+ 0.08> ) (istinad 2) ilə uyğun gələn Lyα fasiləsi kimi izah olunan davamlı bir fasilə aşkar edildi. Bununla birlikdə, dəqiq qırmızı sürüşmə qaranlıq qaldı. Burada GN-z11-dən [C iii] λ1907, C iii] λ1909 dublet və O iii] λ1666 kimi təfsir edilə bilən üç ultrabənövşəyi emissiya xəttinin ehtimal olunan aşkarlanması barədə məlumat veririk. z = 10.957 ± 0.001 (Kainat yalnız olduqda

Mövcud yaşının 3% -i). Bu, GN-z11-i bu günə qədər bilinən ən uzaq qalaktika olaraq dəstəkləyən əvvəlki grism müşahidələrinin qırmızı sürüşməsinə uyğun gəlir. Onun ultrabənövşəyi xətləri, ehtimal ki, aşağı qırmızı sürüşmələrdə nadir hallarda görülən sıx ionlaşmış qazdan qaynaqlanır və güclü [C iii] və C iii] emissiyası qismən aktiv qalaktik nüvəyə və ya inkişaf etmiş karbon bolluğuna bağlıdır. GN-z11, parlaq və gəncdir, lakin orta dərəcədə kütlədir, keçmişdə ulduz kütləsinin sürətlə yığılmasını nəzərdə tutur. Gələcək müəssisələr bu cür qalaktikaların əcdadlarını daha yüksək sürüşmədə tapa və yenidən reionizasiyanın başlanğıcında kosmik dövrü tədqiq edə biləcəklər.


Aktiv qalaktikalarda xətt axını nisbətləri - Astronomiya

Heckman (1980) tərəfindən aşağı ionlaşma nüvə emissiya xətti bölgəsi qalaktikalarının (LINER) çox aşağı bir nüvə-parlaqlıq sinfi müəyyən edilmişdir. Spektroskopik olaraq Seyfert 2 qalaktikasına bənzəyirlər, yalnız aşağı ionlaşma xətləri, məsələn, [O I] 6300 və [N II] 6548, 6583, nisbətən güclüdürlər. LINERlər çox yaygındır və bütün spiral qalaktikaların təxminən yarısında aşkar edilə bilən səviyyədə ola bilər (Ho, Filippenko və Sargent 1994). Nümunə LINER spektri Şəkildə göstərilmişdir.

[O III] / H axın nisbəti Seyfert qalaktikalarını digər emissiya xətti qalaktikalarından ayırmaq üçün tez-tez istifadə olunur. AGN-lərdə axın nisbətinin [O III] / H> 3 güclü bir göstərici olmadığı meyarı, lakin bu axın nisbəti aşağı metallik HII bölgələrinə də xasdır. Doğrudan da, LINER, Seyfert-qalaktika və HII bölgə spektrləri bir-birindən hər hansı bir cüt xətt arasındakı tək axın nisbətinə görə bir-birindən fərqləndirilə bilməz. Bununla birlikdə, Baldwin, Phillips və Terlevich (1981) səthi oxşar emissiya xətti spektrləri olan (yəni 10 4 K qazın xarakteristikası) müxtəlif növ cisimlərin intensivlik nisbətlərini nəzərə alaraq ayırd edilə biləcəyini göstərdilər. iki cüt xətlər müxtəlif xətlərin nisbi gücləri forma ionlaşdırıcı davamlılıq və buna görə də bunlar, məsələn, qara cisim və güc qanunu ionlaşdırıcı spektrləri ayırmaq üçün istifadə edilə bilər. Şəkil 2.3, LINER-lərin normal HII bölgələrindən və normal AGN-lərdən (Seyferts və QSO) [O III] əsas götürülərək necə fərqlənə biləcəyini göstərən "BPT" (Baldwin, Phillips və Terlevich üçün) diaqramına bir nümunədir. 5007 / H, [N II] 6583 / H və [S II] 6716, 6731 / H axın nisbəti. Burada Seyfert 2-lərin hər nisbətdə yüksək dəyərlərə sahib olduğu görülür. H II bölgələr, Seyferts tərəfindən tutulan parametr məkanı bölgəsi ilə üst-üstə düşməyən daha aşağı dəyərlərin yerini müəyyənləşdirir. LİNERlər Seyfert 2-lərdən [N II] 6583 / H-ə nisbətən aşağı qiymətləri ilə [O III] 5007 / H, H II bölgələrindən daha böyük [N II] 6583 / H dəyərləri ilə fərqlənə bilər.

Bəzi modellər, LINERS-in emissiya xətti spektrlərinin Seyfert kimi davamlı bir fotonlaşdırma ilə uyğun olduğunu göstərir. Güclü [OI] 6300-in olması xüsusilə güc qanunu olan ionlaşdırıcı spektrin göstəricisidir, çünki O 0-un ionlaşma potensialı H 0-ya nisbətən eynidir, toqquşma ilə həyəcanlanan [OI] xətti yalnız bir üst səviyyəni həyəcanlandırmaq üçün kifayət qədər yüksək elektron sıxlığı və temperaturu olan zona. Ulduz bir giriş spektri ilə, bu şərtlər yalnız H 0 Str & # 246mgren sferada meydana gəlir, burada O 0 bolluğu əhəmiyyətsizdir. Bununla birlikdə, nisbətən düz bir güc qanunu spektri ilə ionlaşmış bir qaz, [O I] emissiyasının meydana gəldiyi genişləndirilmiş qismən ionlaşmış bir zonaya malikdir.

LINER və AGN-lər arasındakı əlaqə tamamilə aydın deyil. Bəziləri, lakin heç bir şəkildə, LİNERlər sadəcə çox aşağı parlaqlıqlı Seyfert qalaktikaları kimi görünür. LINER tipli spektrlər həm soyutma axınlarında, həm də starburst tərəfindən idarə olunan küləklərdə və şokla qızdırılan qazda da istehsal edilə bilər (Heckman 1987, Filippenko 1992).


II - Qalaktikalarda Soyuq Toz və Qaz Envanteri

Qalaktikalardan çıxan toz emissiyasının tam inventarizasiyasına bu günə qədər 200 mikrondan artıq yer imkanlarının olmaması və yaxınlıqdakı qalaktikaların aşağı səth parlaqlığı submillimetr emissiyasının yerdən xəritələşdirilməsində çətinlik mane olmuşdur. Nəticə olaraq, mövcud müşahidələrimiz ümumi toz kütləsinin böyük, bəlkə də dominant hissəsini təmsil edə biləcəyi qalaktikalarda daha soyuq tozdan (T & lt15 K) tullantıları birmənalı olaraq ölçə və şərh edə bilmir. Çox soyuq tozun bolluğu mübahisəlidir. Genişlənmiş soyuq tozun təxmini aşkarlanması submillimetr və ya FIR müşahidələrinə əsaslanaraq yaxınlıqdakı bir neçə spiral, eliptik və aşağı metallik cırtdan qalaktikalar üçün bildirilmişdir (məsələn, Galliano et al. 2003, A & ampA, 407, 159 Dumke et al. 2004, A & ampA , 414, 475 Meijerink et al., 2005, A & ampA, 430, 427 Hinz et al. 2006, ApJ, 651, 874). Bununla birlikdə, Draine və digərlərinin SINGS + SCUBA məlumatlarının son təhlili. (2007) çox soyuq (T & lt10K) tozun ümumi toz kütləsinin% 50-dən çox hissəsini təmin edə biləcəyi qənaətinə gəlmişdir. Bu qeyri-müəyyənliklər birbaşa ekstrapolyasiya olunmuş FIR müşahidələrindən soyuq toz istiliyi və kütlələrin çıxarılması çətinliklərindən yaranır. Herschel bu məsələni yaxınlıqdakı qalaktikaları xəritələşdirərək birbaşa həll edəcəkdir

500 mikron. Bu məlumatları davamlı 850 mikron və 1100 mikron görüntüləmə ilə LABOCA, MAMBO-2 və tezliklə SCUBA-2 ilə birləşdirmək, xüsusilə daha az səth parlaqlığı olan bölgələrdə soyuducu tozun paylanmasını və temperaturunu xəritədə göstərməyə imkan verəcəkdir. yerüstü submillimetr teleskopları üçün çətin və qalaktikaların soyuq toz kütlələrini faktor 1.5 səviyyəsində məhdudlaşdırmaqdır.


Mündəricat

Eliptiks Düzəliş edin

Solda (ardıcıllığın ümumiyyətlə çəkildiyi mənasında) eliptiklər yerləşir. Eliptik qalaktikalar nisbətən hamar, xüsusiyyətsiz işıq paylamalarına malikdir və fotoşəkil şəkillərində elips kimi görünür. Bunlar E hərfi ilə, sonra bir tam olaraq qeyd olunur n səmadakı elliptik dərəcələrini təmsil edir. Konvensiya ilə, n qalaktikanın elliptikliyinin on qatına bərabərdir, elliptikin tərifi olduğu ən yaxın tam ədədə qədər yuvarlaqlaşdırılır. e = 1 − b / a yarı böyük və yarı kiçik uzunluqlu oxları olan bir ellips üçün ab müvafiq olaraq. [7] Elliptiklik Hubble diaqramında soldan sağa artır, diaqramın solunda yerləşən dairəvi (E0) qalaktikalar. Səmadakı bir qalaktikanın elliptikliyinin yalnız dolayı yolla həqiqi 3 ölçülü forma ilə əlaqəli olduğunu qeyd etmək vacibdir (məsələn, düzəldilmiş, disk şəklində qalaktikanın üzbəüz baxıldığı təqdirdə dəyirmi görünə bilər və ya baxıldığı təqdirdə çox eliptik ola bilər kənar). Müşahidəyə görə, ən yastı "eliptik" qalaktikaların elliptik xüsusiyyətləri vardır e = 0.7 (E7 ilə qeyd olunur). Bununla birlikdə, yalnız görüntülərə baxmaqdan daha çox işıq profilləri və elliptik profillərini öyrənməkdən 1960-cı illərdə E5-E7 qalaktikalarının xəttimizə müxtəlif meyllərdə görünən böyük ölçülü diskləri olan lentikulyar qalaktikaların, ehtimal ki, səhv təsnif edildikləri aydın oldu. görmə. [8] [9] Erkən tip qalaktikaların kinematikasına dair müşahidələr bunu daha da təsdiqlədi. [10] [11] [12]

Eliptik qalaktikaların nümunələri: M49, M59, M60, M87, NGC 4125.

Lentikulyarları düzəldin

İki spiral-qalaktika budağı ilə eliptik budağın birləşdiyi Hubble tuning çəngəlinin mərkəzində lentikulyar olaraq bilinən və S0 simvolu verilmiş ara qalaktika sinfi yerləşir. Bu qalaktikalar görünüşü eliptik qalaktikaya bənzər, genişləndirilmiş, disk kimi bir quruluşla əhatə olunmuş parlaq bir mərkəzi qabarıqlıqdan ibarətdir. Spiral qalaktikalardan fərqli olaraq lentikulyar qalaktikaların diskləri görünən spiral quruluşa malik deyil və heç bir əhəmiyyətli miqdarda aktiv şəkildə ulduzlar əmələ gətirmirlər.

Sadəcə bir qalaktikanın şəklinə baxarkən, nisbətən üzü üzə çıxan diskləri olan lentikulyar qalaktikaları E0 – E3 tipli eliptiklərdən ayırmaq çətindir və belə qalaktikaların bir çoxunun təsnifatı qeyri-müəyyən olur. Kənardan baxıldıqda disk daha aydın olur və görkəmli toz zolaqları bəzən optik dalğa boylarında udulma ilə görünür.

Hubble'ın qalaktika təsnifatı sxeminin ilk dərc olunduğu dövrdə lentikulyar qalaktikaların mövcudluğu tamamilə fərziyyə idi. Hubble, bunların yüksək dərəcədə yastı "eliptiklər" və spirallar arasında ara mərhələ kimi lazım olduqlarına inanırdı. Sonrakı müşahidələr (başqaları arasında Hubble tərəfindən) Hubble inancının doğru olduğunu göstərdi və S0 sinfi Allan Sandage tərəfindən Hubble ardıcıllığının qəti ekspozisiyasına daxil edildi. [13] Hubble ardıcıllığından itkin olanlar, E və S0 tipləri arasında, orta miqyaslı diskləri olan erkən tip qalaktikalardır, Martha Liller bunları qeyd etdi ES 1966-cı ildə qalaktikalar.

Lentikulyar və spiral qalaktikalar birlikdə götürülsə, tez-tez disk qalaktikaları adlandırılır. Lentikulyar qalaktikalardakı qabarıqlıqdan diskə axın nisbəti spiral qalaktika morfoloji tiplərinin hər biri üçün olduğu kimi (Sa, Sb və s.) Bir sıra dəyərlər ala bilər. [14]

Spiralları redaktə edin

Hubble ardıcıllıq diaqramının sağında spiral qalaktikaları əhatə edən iki paralel qol vardır. Spiral qalaktika düzəldilmiş bir diskdən ibarətdir, ulduzlar (ümumiyyətlə iki qollu) spiral quruluş meydana gətirir və qabarıqlıq kimi tanınan ulduzların mərkəzi konsentrasiyasıdır. Bütün spiralların təxminən yarısının çubuğa bənzər bir quruluşa sahib olduğu, çubuğun mərkəzi qabarıqlıqdan uzandığı və qolların çubuğun ucundan başladığı müşahidə olunur. Saz-çəngəl diaqramında müntəzəm spiraller yuxarı qolu tutur və S hərfi ilə işarələnir, alt qolda isə SB işarəsi verilərkən çubuq spirallar yer alır. Hər iki spiral da spiral quruluşlarının detallı görünüşünə görə daha çox bölünür. Bu alt bölmələrdən birinin üzvlüyü morfoloji tipə kiçik hərf əlavə etməklə aşağıdakı kimi göstərilir:

  • Sa (SBa) - möhkəm sarılmış, hamar qollar iri, parlaq mərkəzi qabarıqlıq
  • Sb (SBb) - Sa (SBa) qədər zəif çıxıntıya nisbətən daha az sıxılmış spiral qollar
  • Sc (SBc) - sərbəst şəkildə yaranan spiral qollar, ayrı-ayrı ulduz qruplarına və dumanlıqlara daha kiçik, solğun çıxıntılara aydın şəkildə həll olunur.

Hubble əvvəlcə üç spiral qalaktika sinfini təsvir etmişdir. Bu, dördüncü sinfi əhatə etmək üçün Gérard de Vaucouleurs [15] tərəfindən genişləndirilmişdir:

  • Sd (SBd) - çox sərbəst yara, parçalanmış qollar parlaqlığın çox hissəsi qollarda olur və qabarıqlıq deyil

De Vaucouleurs təsnifat sisteminin ciddi bir hissəsi olsa da, Sd sinfi tez-tez Hubble ardıcıllığına daxil edilir. Əsas spiral tiplər görünüşün daha yaxşı fərqlənməsini təmin etmək üçün genişləndirilə bilər. Məsələn, yuxarıdakı siniflərdən ikisi arasında görünüşü orta olan spiral qalaktikalar tez-tez əsas qalaktika tipinə iki kiçik hərf əlavə etməklə müəyyənləşdirilir (məsələn, Sb və Sc arasında ara qalaktika üçün Sbc).

Öz Samanyolu ümumiyyətlə Sc və ya SBc kimi təsnif edilir [16], onu yaxşı təyin olunmuş qolları olan bir spiral halına gətirir.

Adi spiral qalaktikaların nümunələri: (əyani olaraq) M31 (Andromeda Galaxy), M74, M81, M104 (Sombrero Galaxy), M51a (Whirlpool Galaxy), NGC 300, NGC 772.

Düzensizlər Düzəliş edin

Hubble ardıcıllığına sığmayan qalaktikalar, nizamlı bir quruluşa (disk bənzər və ya elipsoidal) sahib olmadıqları üçün, düzensiz qalaktikalar olaraq adlandırılır. Hubble düzensiz qalaktikanın iki sinfini təyin etdi: [17]

  • Irr I qalaktikaları asimmetrik profillərə malikdir və mərkəzdə qabarıqlıq və ya açıq spiral quruluşa sahib deyillər, əksinə bir çox gənc ulduz qruplarını özündə cəmləşdirirlər.
  • Irr II qalaktikaları daha hamar, asimmetrik görünüşlərə malikdir və aydın şəkildə ayrı-ayrı ulduzlara və ya ulduz qruplarına çevrilmir.

Hubble ardıcıllığına uzadarkən de Vaucouleurs, Irr I qalaktikalarını Magellan Buludlarından sonra Hubbleın Irr I olaraq təsnif etdiyi Samanyolu iki peykini 'Magellanik nizamsızlar' adlandırdı, zəif bir spiral quruluşun tapılması [18] Böyük Magellan Buludu de Vaucouleurs'u nizamsız qalaktikaları, LMC kimi, spiral quruluşa dair bəzi dəlillər göstərənlərə (bunlara Sm işarəsi verilir) və Kiçik Magellan Buludu (açıq işarəli) kimi açıq bir quruluşa sahib olmayanlara daha da böldü. Mən). Genişləndirilmiş Hubble ardıcıllığında, Magellanik düzensizlər ümumiyyətlə Hubble kök çəngəlinin spiral qolunun ucuna yerləşdirilir.

Elliptik və lentikulyar qalaktikalar ümumiyyətlə birlikdə "erkən tip" qalaktikalar, spirallar və nizamsız qalaktikalar isə "gec tiplər" adlandırılır. Bu nomenklatura, Hubble ardıcıllığının, eliptik qalaktikalardan lentikulardan ya barmaqlıqlı, ya da müntəzəm spirallara qədər ehtimal olunan təkamül ardıcıllığını əks etdirməyə hesablandığına dair ümumi, lakin səhv olan inancın mənbəyidir. Əslində, Hubble əvvəldən belə bir şərhin nəzərdə tutulmadığı aydın idi:

Vurğulandığı nomenklatura ardıcıllıqdakı mövqedən bəhs edir və müvəqqəti mənalar insanın təhlükəsindədir. Bütün təsnifat tamamilə empirikdir və təkamül nəzəriyyələrinə xələl gətirmir. [3]

Təkamül mənzərəsi, spiral qalaktikaların disklərinin bir çox gənc ulduza və aktiv ulduz əmələ gələn bölgələrə ev sahibliyi etdiyi, eliptik qalaktikaların isə əsasən yaşlı ulduz populyasiyalarından ibarət olduğu ilə ağırlaşdığı görünür. Əslində, mövcud dəlillər bunun əksini göstərir: ilk Kainat spiral və düzensiz qalaktikaların hakim olduğu görünür. Hal-hazırda bəyənilən qalaktika şəklində, əvvəlki bina blokları arasında birləşmə nəticəsində yaranan günümüz eliptikləri bəzi lentiks qalaktikalar bu şəkildə meydana gələ bilər, bəziləri disklərini əvvəlcədən mövcud olan sferoidlərin ətrafına yerləşdirmiş ola bilər. [20] Bəzi lentikslü qalaktikalar, qazları soyulmuş və davamlı ulduz forması üçün yanacaq qoymayan spiral qalaktikalar da inkişaf edə bilər [21], qalaktika LEDA 2108986 bununla bağlı mübahisəni açsa da.

Hubble sxeminin ümumi bir tənqidi, qalaktikaların siniflərə verilməsi meyarlarının subyektiv olması və fərqli müşahidəçilərin fərqli siniflərə qalaktika təyin etməsinə gətirib çıxarmasıdır (baxmayaraq ki, təcrübəli müşahidəçilər bir Hubble tipindən daha az müddətdə razılaşırlar). [22] [23] Əslində bir çatışmazlıq olmasa da, 1961-ci ildə Hubble Qalaktikalar Atlasından bəri morfoloji tipi (a, b, c, və s.) Təyin etmək üçün istifadə edilən əsas meyarlar spiral qolların təbiəti olmuşdur. qabıqdan diskə axın nisbəti və beləliklə, hər morfoloji tip üçün bir sıra axın nisbətləri mövcuddur, [24] [25] [26] lentikulyar qalaktikalarda olduğu kimi.

Hubble təsnifat sxeminin digər bir tənqidi, iki ölçülü bir görünüşdə bir qalaktikanın görünüşünə əsaslanaraq siniflərin yalnız dolayı yolla qalaktikaların həqiqi fiziki xüsusiyyətləri ilə əlaqəli olmasıdır. Xüsusilə problemlər oriyentasiya effektləri üzündən yaranır. Eyni qalaktika, üzbəüz və ya "geniş" baxışdan fərqli olaraq, kənardan baxıldığı təqdirdə, çox fərqli görünür. Beləliklə, erkən tip ardıcıllıqla zəif təmsil olunur: ES qalaktikaları Hubble ardıcıllığında itkin və E5-E7 qalaktikaları əslində S0 qalaktikalarıdır. Bundan əlavə, qadağan edilmiş ES və qadağan olunmuş S0 qalaktikaları da yoxdur.

Vizual təsnifatlar zəif və ya uzaq qalaktikalar üçün daha az etibarlıdır və qalaktikaların görünüşü müşahidə olunduqları işığın dalğa uzunluğundan asılı olaraq dəyişə bilər.

Buna baxmayaraq, Hubble ardıcıllığı hələ də ekstragalaktik astronomiya sahəsində istifadə olunur və Hubble növlərinin parlaqlıq, rənglər, kütlələr (ulduzların və qazın) və ulduz əmələ gəlməsi dərəcələri kimi qalaktikaların fiziki cəhətdən əlaqəli bir çox xüsusiyyətləri ilə əlaqəli olduğu bilinir. [27]


Aktiv qalaktikalarda xətt axını nisbətləri - Astronomiya

Aktiv qalaktik nüvələr (AGN) sərbəst şəkildə ulduzlardan, ISM-dən və onların qarşılıqlı təsirlərindən normal proseslərə aid edilə biləcəyindən daha çox enerji sərbəstliyini göstərən qalaktikaların mərkəzi bölgələri kimi təyin edilə bilər. Buraya Seyfert qalaktikaları, radio qalaktikaları, kvazarlar, QSO'lar, BL Lac obyektləri və bəlkə də adi qalaktikalardakı ümumi LINERlər daxildir. N-qalaktikaları və rentgen parlaq qalaktikaları da əhatə edə bilərlər. Bu təsnifatlar fərqli meyarlara əsaslanaraq mütləq bir-birini istisna etmir.

Qalaktik nüvələrin çox enerjili və yığcam hadisələrin yerləri ola bilməsi, güclü şəkildə radioaktiv mənbələrin qalaktikalarla - bəzən də özünəməxsus formada, tez-tez qalaktikada simmetrik olaraq yerləşən bir cüt mənbə şəklində yaranan radio emissiya ilə müəyyənləşdirilməsindən başladı ( "ikiqat loblu radio mənbəyi"). Loblar üçün erkən interferometr mövqeləri, Matthews, Morgan və Schmidt 1964 ApJ 140, 35 (AAS nəzakəti) şəklindəki Cygnus A-nın şəklinə yerləşdirilmişdir:

iki emissiya yamasının ümumi qanunauyğunluğunu göstərən. Mərkəzi qalaktika (daha konkret olaraq nüvə) emissiyanı gücləndirməkdə iştirak edir. Daha təfərrüatlı radio xəritələr, bir submilliarcsecond nüvəsinə işarə edən təyyarələr də daxil olmaqla emissiyadakı mürəkkəb strukturları göstərir (ümumiyyətlə ölçüsü bir parsekdən daha az, bəzən daha azdır). Belə bir quruluş Perley və digərlərinin Cygnus A-nın VLA xəritəsində yaxşı göstərilmişdir. (1984 ApJLett 284, L35) burada NRAO-dan alınan məlumatların loqaritmik bir ekranında göstərilmişdir Radio Universe Müqayisə üçün optik sahədə superpozisiya ilə CD-ROM.

AGN-lərin kəşfi və taksonomiyası

Əsas AGN sinifləri (radio qalaktikaları, kvazarlar, Seyfert nüvələri və BL Lac obyektləri) olduqca fərqli yollarla tapıldı.

Radio qalaktikaları erkən anketlərdən alınan radio mənbələrinin optik tərəfdaşları olaraq tapıldı - bax Matthews, Morgan və Schmidt 1964 (ApJ 140, 35). Onların optik spektrləri göründükdə emissiya xəttlərini göstərə bilər və ya göstərə bilməzlər, xətlər dar və ya geniş cizgili ola bilər, 1 və 2 tip QSO və Seyfertslərə davamlılıq verir. Radio strukturları tez-tez bir və ya iki jet göstərən əkiz loblu olur yüksək qətnamə və dinamik diapazonla müşahidə edildikdə nüvəyə qayıtmaq.

Kvazarlar (kvazi ulduzlu radio mənbələri) əvvəlcə interferometriya və ya ay-okultasiya mövqelərinin dəqiq identifikasiyaya imkan verdiyi zaman (3C 273, Hazard, Mackey və Shimmins 1963 Nature 197, 1037) radio səsli ulduzlar olduğu düşünülürdü. Bu vəziyyətdə, optik identifikasiya, təxminən radio quruluşu ilə uyğunlaşan, optik jeti olan 13-cü böyüklükdə bir ulduz obyekt idi. Spektr nəhayət Schmidt (1963 Nature 197, 1040) və Greenstein and Schmidt (1963, ApJ 140, 1) tərəfindən geniş Balmer emissiya xətləri göstərildiyi kimi qəbul edildi. z = 0.158. Bu dərhal 500 pc-dən az bir ölçüsü və sifarişin 46 46 ergs / saniyə parlaqlığını nəzərdə tuturdu. Smith və Hoffleit (1963 PASP 73, 392), arxiv patrul lövhələrinin sürətli optik dəyişkənlik göstərdiyini, beləliklə optik davamlı bölgə boyunca işığın keçmə müddətinin bir neçə aydan çox ola bilməyəcəyini göstərdilər. Bu, sinxrotron mənbəyinin ömrü 10 11 saniyə deməkdir və ölçüsü 1 pc-dən az olan bir BLR müşahidə olunan xətt şüalanması üçün cəmi bir neçə dəfə 10 5 günəş kütləsinə ehtiyac duyur, çünki rekombinasiyadan sonra UV ionlaşması çox sürətlidir.

Seyfert qalaktikaları ilk dəfə Seyfert 1943 tərəfindən qeyd edildi (ApJ 97, 28). Bunlar optik spektrlər ilə müəyyən edilir və zolaqların genişliyi yüzlərlə min km / s olan geniş bir ionlaşma aralığını əhatə edir. Hər iki xüsusiyyət onları H II bölgələrindən normal emissiya spektrlərindən fərqləndirir. Tip 1 və 2, Xaçikyan və Weedman tərəfindən 1974 ApJ 192, 581) tərəfindən fərqlənmişdir. Tip 1 obyektlər fərqli Balmer xətti və qadağan edilmiş xətt profilini göstərir, beləliklə Balmer xətləri çox geniş qanadlara malikdir (QSO və BLRGs = geniş xəttli radio qalaktikaları kimi). Tip 2 obyektləri bütün emissiya xətləri üçün mahiyyət etibarilə eyni sətir genişliklərinə malikdir. Geniş xətt bölgəsi (BLR) praktik olaraq kütləvi bir mərkəzi obyekt tələb edir, çünki sürətlər normal qalaktika qaçma sürətindən daha yüksəkdir.

BL Lac obyektləri bəzi hallarda əvvəlcə dəyişən ulduzlar kimi kataloqu verilmişdir (BL Lacertae, AP Librae). Çox dəyişkəndirlər, çox qütbləşirlər və praktik olaraq xüsusiyyətsiz davamlı spektrlər göstərirlər. Yenidən dəyişmələri təyin etmək üçün ətrafdakı qalaktikaların (yəni Miller, Fransız və Hawley 1978 ApJLett 219, L85) incə ölçmələri tələb olundu, lakin bir neçəsi nüvəsi zəif olduqda ölçülə bilən zəif emissiya xətləri göstərir. Bunlar bəzən ətrafdakı emissiya xətti bölgələri olmayan, açıq QSO nüvələri kimi qəbul edilmiş və son zamanlarda bizə yönəldilmiş nisbi təyyarələrdən Doppler tərəfindən artırılmış radiasiya üçün ən yaxşı namizədlər kimi qəbul edilmişdir. Radio və rentgen axını məhdud nümunələrdən seçilmiş nümunələr var, bunların bir az fərqli xüsusiyyətləri bu spektral aralığın əlaqəsi barədə məlumat verə bilər. Optik cəhətdən dəyişkən (OVV) kvazarlar bir çox cəhətdən bənzəyir və tez-tez BL Lac obyektləri ilə birlikdə toplanır. blazarlar.

Bütün bu AGN növləri həmişə qalaktik nüvələrdə, dərin potensial quyunun mərkəzində olur. Enerji zəminində də yaxşı bir bahis olan kütləvi bir kompakt obyekt yaratmaq üçün yaxşı bir yerdir - çox dərin bir potensial quyusundakı cazibə enerjisi sərbəstliyi qədər təsirli ola bilər. mc 2 / 2, birləşmədən çox yüksəkdir. Əksər insanlar, Rees (1978) müzakirəsindən böyük ölçüdə təsirlənən bir qara dəliyin iştirak etdiyi barədə işləyən fərziyyədən istifadə edirlər Physica Scripta 17, 193, Begelman, Blandford və Re.Moddakı Reesdəki versiyanın ardından burada yenidən çəkilmişdir. Fiz. 56, 255) kütləvi və yığcam bir şeyin ya da tezliklə qara bir dəlik olacağını:

AGN ətrafındakı şərtlər haqqında ətraflı məlumatların əksəriyyəti kinematik və ionlaşdırıcı prosesləri izləmək qabiliyyətinə görə emissiya xətlərindən əldə edilmişdir. AGN-nin müxtəlif kateqoriyalarını (bəlkə də artıq) ayırmaqda qabarıq şəkildə görünürlər - müxtəlif növ AGN-lərin optik spektrlərinin bu müqayisəsinə baxın. Bu siyahıdan göründüyü kimi, müxtəlif təsnifatlar bir-birini istisna etmir:

Tək dalğa boyu zolaqlarda seçilmiş daha çox tutma torbası sinifləri var, məsələn, effektiv şəkildə qaranlıq örtüklü nümunələr tapa bilirlər (məsələn, bəziləri Sy 2 olan rentgen qalaktikaları və bəziləri toz olan işıqlı uzaq IR mənbələri kimi). - rəngli geniş xəttli obyektlər).

Seyfertdən QSO-ya (ən azı radio səssiz olanlar) qədər olan ardıcıllıq əsasən işıqlıdır, lakin kifayət qədər parlaq bir AGN bütün ISM-ləri ionlaşdıraraq, ərazini küləklə təmizləyərək və ya ulduz meydana gəlməsini tetikleyerek ətrafını dəyişdirə bilər. QSO-ların ana qalaktikaları, bu ardıcıllıq boyunca həqiqi fiziki davamlılıq olsa da, indiki standartlara görə uzaqdan normal olmaya bilər. Yaxınlıqdakı obyektlərdə olduğu kimi, radio səssiz və radio səsli AGN-nin spiral və eliptik ev sahibi qalaktikalar arasındakı fərqi müzakirə edildi. Erkən kosmik dövrlərdə bunun nə demək ola biləcəyi aydın deyil və əslində QSO aparıcılarının HST görüntüləri z


4. NLS1 ilə müqayisə: Mrk 783

ENLR tez-tez həm Seyfert 1 həm də Seyfert 2 qalaktikalarında genişlənmiş radio emissiyası ilə əlaqələndirilir. NLS1 Mrk 783 (Congiu et al., 2017a) -də bant spektral indeksdə olduqca dik olan genişləndirilmiş bir radio emissiyası aşkar edilmişdir. Mənbənin optik təqibi (Congiu et al., Hazırlıq mərhələsində) radio oxuna hizalanmış genişləndirilmiş optik emissiya göstərir. Müşahidə olunan spektr 0,189 arcsec px & # x022121 məkan çözünürlüğüne və & # x0007E2 & # x000C5 px & # x022121 dispersiyasına malikdir. Şəkil 1, obyektin radio xəritəsini və əldə edilmiş spektrin H & # x003B2 bölgəsini göstərir.

Şəkil 1. Soldan sağa: (A) Mrk 783-ün SDSS g-band görüntüsü, 5 GHz-də emissiya konturları ilə. Konturlar 3, 6, 12, 24, 48, 96 ve 192 & # x000D7 & # x003C3 (& # x003C3 = 11 & # x003BCJy beam & # x022121). Kiriş ölçüsü 0.45 & # x000D7 0.40 arsec, tərəzi isə 1.3 kpc arcsec & # x022121. Magellan teleskopu ilə müşahidələr üçün istifadə olunan yarığın mövqeyi göstərilir. Qalaktika nüvənin cənub-şərq tərəfində maksimum & # x0007E5 arcsec uzanması olan bir radio emissiyası ilə xarakterizə olunur (Congiu et al., 2017a). (B) Üç emissiya xətti olan Mrk 783 LDSS3 spektrlərinin kiçik bir sahəsi: H & # x003B2, [O III] & # x003BB4959 və [O III] & # x003BB5007. Məlumatlar, ümumi ifşa müddəti 1 saat, 0,8 arsek və görüldüyü kimi yarığı görərək əldə edilmişdir. (A). Mekansal çözünürlük 0.189 arcsec px & # x022121, dispersiyon isə & # x0007E2 & # x000C5 px & # x022121. (C) Spektrin sahəsi (B) qalaktik nüvədən 27 arsec-də.

[O III] və H & # x003B2 xətləri qalaktikanın nüvəsindən & # x0007E35 kpc-nin proqnozlaşdırılan ölçüsünə uyğun olan & # x0007E27 arcsec-ə qədər izlənildi. Bu, bu ENLR-i indiyə qədər ən geniş yayılmışlardan biri halına gətirir. Ayrıca H & # x003B1 eyni məsafəyə qədər izlənilə bilər, digər aşağı ionlaşma xətlərinin heç biri (məsələn, [N II] & # x003BB & # x003BB6548, 6584, [S II] & # x003BB & # x003BB6717, 6731) ola bilməz. ən geniş yayılmış emissiya bölgəsində aşkar edilmişdir (şəkil 2, sol panel). Yarığın kənarındakı emissiyanın kəskin sona çatması səbəbindən, ENLR'nin daha da uzana biləcəyi görünür. Müqayisə üçün, IC 5063 və NGC 7212-nin MagE spektrləri ionizasiya konuslarının bütün genişlənməsini əhatə etmir, lakin Morganti et al. (2007) IC 5063 ve Cracco et al. & # X0007E3.8 kpc maksimum uzantısını ölçmüşdür. (2011) NGC 7212-də & # x0007E4 kpc ölçüldü. Maksimum & # x0007E33 kpc olan NGC 5252-də oxşar ölçülü ENLR müşahidə olunur (Tadhunter və Tsvetanov, 1989).

Şəkil 2. Sol: Şəkil 1B-də eyni spektrin H & # x003B1 bölgəsi. Sağ: Mrk 783 ENLR-nin ilkin diaqnostik diaqramı. Colorbar çöpün nüvədən məsafəsini göstərir. Sahəni iki bölgəyə bölən qara xətt Kewley et al. (2006) həddindən artıq ulduz patlaması üçün. Oklar bütün emissiya xəttini ölçə bilmədiyimiz yerdə çıxan həddi göstərir.

Optik emissiyanın radioya nisbətən daha geniş olduğunu və bunun yalnız nüvənin cənub-şərq tərəfində, digər mənbələrimizdə isə ionlaşma konuslarının radiusun hər iki tərəfində müşahidə olunduğunu da qeyd etmək lazımdır. nüvə. Bu, ehtimal ki, nüvənin şimal-qərb tərəfində güclü bir yox olma və ya qaz çatışmazlığının nəticəsidir. Nüvə ilə ən geniş yayılmış emissiya arasında & # x0007E12 - & # x0007E22 arcsec (& # x0007E16 & # x0201328 kpc) arasında heç bir emissiya xətti izləyə bilməyəcəyimiz bir bölgə var. Bununla birlikdə, genişlənmiş emissiyanın başqa bir obyektə aid ola biləcəyini istisna edirik, çünki onun qırmızı sürüşməsi qalaktikanın spektrin mərkəzi bölgəsindən çıxan dönmə əyrisi ilə uyğundur. Üstəlik həm optik, həm də radio şəkillərdə belə bir emissiya yaratmaq üçün kifayət qədər parlaq bir obyekt görünmür. Görünən ayrılma, ehtimal ki, qalaktikanın o bölgəsindəki qaz çatışmazlığı ilə əlaqədardır. Belə bir quruluş nə NGC 7212-də, nə də IC 5063-də müşahidə olunmur. Emissiyanın tam morfologiyasını anlamaq üçün dar zolaqlı filtrlərlə dərin şəkillərə ehtiyac var.

Nüvədən 27 arsec-də çıxarılan spektrin H & # x003B2 bölgəsinin müayinəsi, [O III] / H & # x003B2 nisbətinin ulduz əmələ gətirən bölgələr üçün gözlənilənə nisbətən daha yüksək olduğunu göstərir. Bu səbəbdən, ilkin diaqnostik diaqram (Baldwin et al., 1981 Veilleux və Osterbrock, 1987) yalnız geniş xətlərin dar komponentindən (H & # x003B1 və H & # x003B2) istifadə edərək və spektri yığaraq (Şəkil 2, sağ panel) yığılmışdır. siqnal-səs-küy nisbətini (SNR) artırmaq üçün məkan istiqamətində 3 px qutuda. Bəzi hallarda, sahəyə lazım olan bəzi emissiya xəttlərini ölçə bilmədik (tipik olaraq H & # x003B2 və [N II]), buna görə davamlılığın rms və [O'nin FWHM-dən istifadə edərək axını üçün yuxarı həddi təxmin etdik. III] sətir. Kewley et al. (2006) qazın ionlaşma mexanizmini ayırd etmək ilə əlaqəsi. Şəkil 2-də göstərilən diaqram (sağ paneldə) genişlənmiş emissiyanın əksəriyyətinin AGN tərəfindən foto-ionlaşdırıldığını, xüsusən də ən genişlənmiş hissəni göstərir, nüvəyə yaxın ulduz əmələ gəlməsi ilə çirklənə bilər.

Maraqlıdır ki, bu yazıda təqdim olunan digər qalaktikalarda ulduz çirklənməsi istisna olunur. ENLR-i ümumilikdə NLS1-də və Mrk 783-də ətraflı öyrənmək üçün əlavə yüksək keyfiyyətli müşahidələrə ehtiyac var.


Zəif Jewels: Cırtdan Gökadaların Parlaqlığını Kəşf edin

Redaktor & # 8217s qeyd: Astrobites, lisenziya tələbələri üçün astrofizik ədəbiyyatı həzm edən bir aspirant tərəfindən idarə olunan bir təşkilatdır. AAS və astrobitlər arasındakı ortaqlığın bir hissəsi olaraq, bəzən astrobitlərin tərkibini burada AAS Nova-da yenidən yerləşdiririk. Ümid edirəm astrobitlərdən bu yazını bəyənəcəksiniz, orijinalına astrobites.org saytında baxıla bilər.

Başlıq: MaNGA tərəfindən ortaya çıxan cırtdan qalaktikalarda gizli AGN: yüngül əks-səda, nüvə xaricində gəzənlər və yeni geniş sətirli AGN
Müəlliflər: Mar Mezcua və Helena Domínguez Sánchez
İlk Müəllif Təşkilatı: Barselona Muxtar Universiteti, İspaniya
Vəziyyət: Qəbul edildi ApJ

Kainatımızı bürüyən nəhəng qalaktikaların parlaq gobleninin altında az tanınan kosmik varlıqlar - cırtdan qalaktikalar gizlənir. 3 milyard günəş kütləsinin altındakı bir ulduz kütləsi ilə çəkilən bu aşağı parlaqlıqlı səma adaları tərəzini çətinliklə üstələyir (bir çox fərdi supermassive qara dəlik onları üstələyir!). Üstəlik, kainatdakı ən geniş yayılmış qalaktika növü olmasına baxmayaraq, meydana gəlməsi və təkamülü hələ də çox aydın deyil.

Kiçik, lakin Qüdrətli!

Rəssamın qalaktikanın təəssüratı tozla örtülmüşdür. [NASA / SOFIA / Lynette Cook]

AGN-in əksəriyyətinin mərkəzlərində supermassive qara dəliklərin (kütlələri bir milyon günəş kütləsindən çox olan SMBH qara dəliklərin) olduğu şübhələnilir, lakin bugünkü müəlliflər, daha aşağıda yerləşən cırtdan qalaktikalarda yüzlərlə AGN aşkar etmiş əvvəlki araşdırmalarla birlikdə həyəcan verici dəlillər təqdim edirlər. kütləvi qara dəliklər, bu astronomları rəsm lövhəsinə qayıtmağa məcbur edir.

Cırtdan AGN üçün axtarış

AGN-in cırtdan qalaktikalardakı əvvəlki tədqiqatları, ilk növbədə qalaktik mərkəzdə (yəni Sloan Rəqəmsal Səma Araşdırması) alınan tək lifli (3 arsekundiya diyafram) spektroskopik ölçülərə əsaslanırdı. Daha sonra bu spektrlərdə görkəmli emissiya xətləri müəyyən edildi və axın nisbətləri BPT diaqramında quruldu (daha çox məlumat üçün bu astrobitlər məqaləsinə baxın). Bir qalaktikanın BPT diaqramında yerləşməsindən asılı olaraq, hər qalaktika üçün əsas emissiya mənbəyi ulduz əmələ gəlməsi, AGN, Aşağı İonlaşma Nüvə Emissiyası-Xətti Bölgələri (AGN və isti köhnə ulduzlardan qaynaqlana bilən LINERs emissiyası) və ya çoxlu ionlaşma mexanizmlərinin birləşməsi.

However, these single-fiber measurements are often biased towards identifying central AGN, and they can fail at AGN identification if there is abundant star formation in the center of a galaxy. Moreover, strong host galaxy light can diminish AGN signatures.

Alternatively, spatially resolved spectroscopic measurements can provide more definitive evidence of AGN activity. In particular, integral field unit (IFU) spectroscopy traces emission line features from varying physical regions of a galaxy (Figure 1).

The SDSS/Mapping Nearby Galaxies at APO (MaNGA) survey is a critical step forward in this direction. This survey will provide IFU data for nearly 10,000 galaxies by the end of 2020, which will make it the largest such catalog. Today’s authors leverage MaNGA to conduct the largest dedicated study of dwarf galaxies that host AGN within the survey.

Filtering the Data

Of the 4,718 sources they investigate, the authors categorize 1,609 sources as dwarf galaxies after imposing an upper mass cutoff of 3 billion solar masses. Subsequently, they examine a spectrum of each spatial pixel, or spaxel, for each dwarf galaxy to conduct a spatially resolved BPT analysis. As shown in Figure 1, the BPT diagram plots the [OIII]λ5007/Hα flux ratio against the [NII]λ6583/Hβ flux ratio. The location of each spaxel on the diagram determines the primary emission mechanism (i.e. star-forming, AGN, LINER, or composite) at each galactic position.

Figure 1: Left: BPT Diagram showcasing emission line classifications (i.e. star-forming, AGN, LINER, or composite) for each spaxel for a sample dwarf galaxy (8456-3704). The black square represents the median BPT location of the spaxels that are classified as AGN/LINER. The gray square marks the SDSS single fiber measurement. Center: physical distribution of BPT spaxels. Empty squares trace the IFU coverage and gray squares indicate spaxels with a continuum signal-to-noise ratio greater than 1. Right: SDSS composite image. The pink hexagon shows the IFU coverage. [Mezcua & Sánchez 2020]

Figure 2: Left: stacked spectrum (blue) of all galaxy spaxels (gray) that are located in the AGN/LINER region of the BPT diagram. The emission line component is shown in red. Right: zoom-in of the stacked spectrum in the spectral region of the emission lines used for the BPT diagram. [Mezcua & Sánchez 2020]

Figure 3: WHAN diagram for the initial 102 dwarf galaxies with their median BPT spaxels classified as AGN/LINER. Using an Hα equivalent width threshold of 2.8 Å, the final sample of AGN dwarf galaxies is reduced to 37. The color bar denotes the median specific star formation (star formation rate per unit stellar mass) of the AGN/LINER spaxels. [Mezcua & Sánchez 2020]

Dwarf AGN Unveiled

Of the 37 dwarf galaxies which host AGN, the authors investigate 35 with available SDSS single-fiber spectra. They report 12 AGN from the single-fiber spectra the IFU measurements thus reveal 23 additional AGN that were either labeled as star-forming, composite, or quiescent (signal-to-noise ratio of BPT emission lines < 3) with the single-fiber method — a true testament to the utility of spatially resolved spectra.

So why did the single-fiber measurements fail? To address this, the researchers explore the photometric properties of the sample. Doing so, they find that the dwarf galaxies feature relatively low star formation, as determined by the B–V color index (the brightness profiles of the galaxies were redder than anticipated). In addition, the single-fiber measurements of the dwarf galaxies indicate that only six of the 37 IFU AGN are star-forming. These results collectively suggest that star formation suppressing the AGN signatures is unlikely to be the culprit for the unreported AGN detections. Rather, it is likely that the missed AGN are either off-nuclear or currently inactive.

The Sloan Foundation 2.5-m telescope located at Apache Point Observatory, New Mexico was used to conduct the MaNGA survey. [SDSS]

Finally, the investigators compute the masses of the AGN black holes in their sample and initially determine 14 intermediate-mass black holes (IMBHs black holes with masses between one hundred and a million solar masses) using the MBH–σ scaling relation with a modified low-mass dependency. If unmodified, they discover only three IMBHs in their sample. The remaining black holes in both cases are deemed SMBHs. These results suggest that not all dwarf galaxies contain universally massive black holes and that the fundamental nature of these galaxies requires further investigation.

Looking Forward

Today’s authors have exemplified the capabilities of IFU spectroscopy. Utilizing the MaNGA catalog, they have uncovered 23 AGN that would not have been detected with a single-fiber SDSS measurement. This suggests that IFU spectroscopy can be employed as a vital tool to study AGN in dwarf galaxies.

Ultimately, by analyzing AGN in dwarf galaxies, we may uncover how IMBHs and dwarf galaxies co-evolve. We may also determine if IMBHs play a role in seeding the growth of SMBHs!


Line Flux Ratios in Active galaxies - Astronomy

Flux (or radiant flux), F, is the total amount of energy that crosses a unit area per unit time. Flux is measured in joules per square metre per second (joules/m2/s), or watts per square metre (watts/m2).

The maximum flux of escape for a species with a given mixing ratio at the homopause.

Total flux F shows regular dips due to planetary and lunar transits and eclipses. Polarization P shows regular peaks due to planetary transits and lunar eclipses, and P can increase and/or slightly decrease during lunar transits and planetary eclipses.

is the power per unit area, and the area is given by the size of the telescope.

/area is proportional to the average force on a charged particle on the surface.

: The energy received (or emitted), per unit time per unit area. Typical units are erg cm-2 s-1.

. The rate of flow of a physical quantitiy through a reference surface.
Foreshortening. The fractional area of the solar (or a stellar) disk occupied by a circular spot, such as a sunspot, varies as the star rotates because of projection onto the line of sight.

FluxThe rate of flow of radiation.
F-NumberThe ratio of focal length to objective diameter.
Focal LengthThe distance from the second pricipal plane to the, image of an infinitely distant point of light.

The total amount of a quantity (usually radiation) passing through a surface.

: The rate of transfer of fluid, particles, or energy across a given surface.
Free-free Emission: The emission of radio waves from interstellar clouds as electrons momentarily bind with ionized atoms, and then move on to other atoms.

measurements make it easy for astronomers to compare the relative energy output of objects with very different sizes and ages.

: The measure of the flow of some quantity per unit area per unit time.
focal plane: The plane in a telescope where light rays come into focus.

Unit [LLM96]
FU Ori Stars or Fuors
A subgroup of T Tau stars with considerable changes in brightness. The post-eruption spectrum is that of a late supergiant. [JJ95]
Full Width at Half-Maximum .

and use it to define the zero point of their magnitude scale. It certainly makes it easy to convert from a magnitude to physical units, but it has problems of its own, as we shall see in a moment.

Tube
A tube of magnetic lines and electric currents connecting Io and Jupiter.
Ion .

is a measurement of the intensity of solar radio emissions at a frequency of 2800 MHz made using a radio telescope
Radio telescope .

- The rate at which a wave carries energy through a given area
Energy Level - Any of the many energy states that an atom may have. Different energy levels correspond to different distances of the electron from the nucleus .

transfer event (FTE) occurs when a magnetic portal opens in the Earth's magnetosphere through which high-energy particles flow from the Sun. This connection, while previously thought to be permanent, has been found to be brief and very dynamic.

-gate Magnetometer
Measures the field strength and direction of low frequency magnetic fields in the Sun's environment.
Search Coil Magnetometer .

Aberration Conservation of Momentum Neutrinos Oort Cloud Shape Supermassive Black Holes Quarks Helium Halo Comparisons Period Reflection Dwarf Planets Neutrons Impacts Color Dwarf Galaxies Galactic Center Moon Landings
Curious Minds Online
We have 1822 guests and no members online .

is energy per unit area, so a computation of the total energy given off by a star requires knowing how big the star is (which is why in the above example we said that stars A and B had the same size).

- (n.)
The amount of something (such as energy) passing through a surface per unit time.
focal length - (n.) .

density Measure of radiation arriving from a source at a particular frequency - the energy received from an .

density of the radiation is defined as the energy received per unit area per unit of frequency
bandwidth. Astronomers also consider the radiation's brightness, which is a more
mathematically precise calculation of the energy received per unit area, for a particular frequency .

and size distribution of the particles in the environment around Stardust.
The Aerogel Capturing: .

      (6 × 5 = 30 points) Please draw a box around your final answer for each question. We will give partial credit, so show your work and attempt every question.

in 2377 Chakotay's identity as Maquis was still present in his seventh year after being taken from the stuggle in the Demilitarized Zone. When members of Voyager's crew who were Maquis were being attacked one by one, Chakotay became defensive of them and suspicious of the Starfleet part of the crew.

- Rate of flow of electrons through a reference surface.
Electron volt - A unit of energy equal to the energy gained by an electron that falls through a potential difference of one volt.

and in addition provided data on the composition of the particles.

by the number of square meters on the surface of the star.

-- a general measurement of the activity of the Sun. The 10.

tube and plasma torus remain in place. While they were a navigational hazard for unprepared ships and satellites in the early days of Jovian colonization, modern shielding and medical technology make their associated radiation and EM effects virtually irrelevant.
Inner Satellites/Amalthea Group: .

of X class flares increases the ionization of the upper atmosphere, which can interfere with short-wave radio communication and can heat the outer atmosphere and thus increase the drag on low orbiting satellites, leading to orbital decay.

to express the amount of energy radiated per second across an area like a square centimeter.
FOSSA: Long, narrow, shallow depression.

In other words, it is a measure of a star's energy

, the energy received per second per square meter at the position of the observer. The magnitude scale was created by Hipparchus, who grouped the stars he could see into six categories or magnitudes.

Units (energy/sec/area)
B depends on the distance to the source
Brightness is what we actually measure (an observable property).
The Inverse Square Law of Brightness .

of micrometeorites with theoretical predictions confirms that a majority most likely come from comets (80%) and the rest from asteroids.

of particles, chiefly protons and electrons together with nuclei of heavier elements in smaller numbers, that are accelerated by the high temperatures of the solar corona, or outer region of the Sun, to velocities large enough to allow them to escape from the Sun's gravitational field.

in same units as C. The CFI was devised and documented by Helen Dodson Prince and Ruth Hedeman at the McMath-Hulbert Observatory.

Blackbody spectrum The continuous spectrum emitted by a blackbody the

at each wavelength is given by Planck's law.

The rate of flow of electrons through a reference surface. In cgs units, measured in electrons s-1, or simply s-1.
Electron Volt Abbreviated eV. A unit of energy used to describe the total energy carried by a particle or photon.

The field of view was approximately a cone with a half-angle of 25 , and the

range of the detector was from 5E4 to 5E9/(sq cm-sec).
A similar ion spectrometer was oriented along the spacecraft-comet relative velocity vector and covered the energy range from 15 eV to 3.5 keV at 120 levels.

They held that the cosmos is in a constant state of

, and pulsates in size and periodically passes through upheavals and conflagrations.

Broadband and frequent x-ray flares and quiescent x-ray

in both the inner bright stars Aab and Bab pairs as well as the outer pair of flare stars Cab, or YY Geminorum AB, have been repeatedly observed (G del et al, 2001 Gotthelf et al, 1994 Schmitt et al, 1994 and Pallavicini et al, 1990).

of cosmic rays and micrometeorites, and properties of celestial objects that are difficult or impossible to observe from the earth.

Another indicator of the level of solar activity is the

has been measured daily since 1947.

The central hot stars of M17 lie in an area depleted of gas, most likely carved out by the UV

of the most massive stars. The optical component of this cavity has produced the "horseshoe" shape of M17, a description which has become one of its several monikers.

that rises up to the Sun's surface varies with time in a cycle called the solar cycle. This cycle lasts 11 years on average. This cycle is sometimes referred to as the sunspot cycle.

During the final destruction of the star in a supernova explosion, a high

of neutrons is released as iron nuclei are ripped apart. These neutrons can be captured by many of the heavy nuclei to produce other nuclei in a method known as the r-process (r for rapid).

Active regions on the solar surface are a result of magnetic fields rising from the solar interior and gradually expanding into Sun's outer atmosphere, the corona, in a process known as magnetic

"that is, the energy received per unit area per unit time"that would be observed at Earth from a 1037-W Seyfert nucleus located at the Galactic center, neglecting the effects of interstellar extinction.

Several careful experiments have failed to detect the expected

of neutrinos from the Sun. The explanation will probably turn out to be just a minor glitch in some esoteric calculation. But that's what they said in 1900 about the orbit of Mercury.

As we once again rise above the surface, we see one loop of a magnetic

"rope" narrow and then get "pinched off". This is called magnetic reconnection. Like an overstretched rubber band that snaps, magnetic reconnection releases lots of energy.

Scientists have done computations of the cosmic ray

at Earth, assuming different kinds of local galactic magnetic-field configurations. The case we'll focus on here is a weak, tangled magnetic field assuming that it lies inside a Local Bubble blasted out by earlier events.

As Io moves around its orbit in the strong magnetic field of Jupiter and through this plasma torus, a huge electrical current is set up between Io and Jupiter in a cylinder of highly concentrated magnetic

A unit used in radio astronomy to indicate the

density of roughly 1 Jy. The jansky was named to honor Karl Gothe Jansky who developed radio astronomy in 1932.
Jet .

Basri later expanded his research to examine the relationship between a star's magnetic activity, its rotation, and its starspots - cool regions where magnetic

oozes out of the stellar surface. His observations of the coolest star then known showed that it made a single rotation roughly every three hours.

JANSKY
The jansky (abbreviated Jy) is a unit of radio

density of roughly 1 Jy. The jansky was named to honor Karl Gothe Jansky who developed radio astronomy in 1932.

and mass, the Earth similarity index of Kapteyn b is comparable to Kepler-62f and Kepler-186f.
Kapteyn b is about 11.5 billion years old, over twice as old as Earth. Given its age, the planet has had plenty of time to develop life, as we know it.

The continous spectrum emitted by a blackbody the

at each wavelength is given by the formula known as Planck's law.
Bohr atom
A particular model of atom, invented by Niels Bohr, in which the electrons are described as revolving about the nucleus in circular orbits.

A long-lived cyclone on Venus, first observed in 2006, was observed in constant

, with elements constantly breaking apart and reforming. The clouds also carry signs of meteorological events known as gravity waves, caused when winds blow over geological features, causing rises and falls in the layers of air.

Jansky: The jansky is a non-SI unit of spectral

density, or spectral irradiance, used especially in radio astronomy. It is equivalent to 10?26 watts per square meter per Hertz.

A single additional instrument, a

-Gate Magnetometer, was the only difference between Pioneer 11 and the craft that had already become the first human-made object to leave the inner solar system and was well on its journey to the first and most massive of the gas giant planets, Jupiter.

The dividing line between the two was the orbit of the moon. While the earth was a place of transition and

, the heavens were unchanging. Aristotle posited that there was a fifth substance, the quintessence, that was what the heavens were made of, and that the heavens were a place of perfect spherical motion.

density to electric field. disk The visible surface of the Sun (or any heavenly body) projected against the sky. Doppler effect The apparent change in wavelength of sound or light caused by the motion of the source, observer or both. dorsum A ridge.

F. Nimmo, J. R. Spencer, R. T. Pappalardo, and M. E. Mullen. 2007. Shear heating as the origin of the plumes and heat

Scorpius X-1 was the first X-ray source discovered outside the solar system and it is the strongest source of X-rays in the sky, second only to the Sun. The X-ray

is associated with the star V818 Scorpii, a blue variable which is the optical counterpart to Scorpius X-1.

25 stations principalement conduites par des radio amateurs, en incluant le r seau de l'association belge des astronomes amateurs (Belgian Association of Amateur Astronomers - VVS). Une station Humain ( 60 km du relais Dourbes) abrite un interf romètre. Les principaux objectifs de BRAMS sont de calculer les

is defined as (facility lifetime) (efficiency) (number of detectors)/(sensitivity)2 and is normalized at various wavelengths to the capabilities of NASA 's 3-m telescope on Mauna Kea, IRAS, or the KAO. The figure shows how much more quickly SIRTF would be able to map or survey a region of sky to a particular

This darkening persisted into the 1980's & 1990's along with other changes near Elysium, notably the lightening of the wedge-shaped feature, Trivium Charontis. The entire region near the huge Elysium volcanoes appears to be in a state of

and should be monitored often.

7 times that of the Sun and reveal that the star is not just sitting there quietly fusing helium into carbon and oxygen, but is in a state of

, most likely still brightening and swelling with a dead helium core, though it may have passed helium ignition and be fading -- it's impossible to tell.

Solar Stormwatch - Spot and Track solar storms to help solar scientists get past the subjectivity of only one person identifying storms and immense amount of data the scientists cannot hope to get through.
Planet Hunters - Easy, look at a time-


Videoya baxın: KAİNAT HAQQINDA 7 HEYRƏTAMİZ BİLGİ (Sentyabr 2021).