Astronomiya

Radial sürət əyriləri

Radial sürət əyriləri

Daha çox spektral xətlər üçün bir proqramda RV ölçəndə bərabər olacaq? Yəni mavi spektral bölgədəki bir xəttin RV'lərini, qırmızı spektral bölgədəki bir xəttin RV-lərini ölçürəm ... Çox sağ olun.


Hansı xətləri və hansı ulduzda ölçdüyünüzdən asılıdır.

RV-ni spektral bir xəttdən ölçdüyünüz zaman, xəttin əmələ gəldiyi bölgə üzrə intensivliklə çəkilmiş orta RV ölçürsünüz.

Günəş kimi bir ulduz üçün fotosfer xətləri hamısı təxminən 1000 km-dən daha qalın olmayan bir təbəqə içərisində əmələ gəlir və atmosferdəki dərinliklə RV-dəki fərqlər azdır (baxmayaraq ki, aşağı kütləli ekzoplanetlər tapmaq istəsəniz, əhəmiyyətsiz deyil. RV-lər). Digər tərəfdən, RV-ləri xromosfer və ya Korona mənşəli xətlərdən ölçməyə başlamış olsanız, yayan qazın kütləvi hərəkətləri nəticəsində fərqli RV-lər tapa bilərsiniz.

Eynilə, isti ulduzları da istilik quruluşlu sürətli hərəkət edən küləklər əhatə edir. Fərqli xətlər fərqli sürətlə qazdan fərqli yüksəkliklərdə əmələ gələ bilər. Bu, fərqli xətlərdən fərqli RV-lərə səbəb ola bilər.

RV-nin ölçülməsinin daha yaxşı yolu, a-nın sintetik və ya müşahidə olunmuş bir şablonu ilə qarşılıqlı əlaqədir oxşar bilinən bir RV ilə ulduz.


Dairəvi orbit — radial sürət növbəsi¶

Radial sürət, bir mənbənin bir müşahidəçiyə nisbətən sürətinin radial komponentidir və ümumiyyətlə spektroskopik olaraq çıxarılır. İkili sistemin bir hissəsi olan və ümumi kütlə mərkəzinin ətrafında dövr edən bir cismin işığı Doppler təsirinə məruz qalacaqdır. Dairəvi bir orbit nəzərə alındıqda, onun radial sürət dəyişməsi obyektin orbital elementləri tərəfindən təyin olunan sinusoidal dəyişiklikləri göstərəcəkdir.

sinif PyAstronomy.modelSuite.radVel. SinRadVel ¶

  • P - üzmək, Orbital dövr [d]
  • T0 - üzmək, Mərkəzi tranzit vaxtı [d]
  • K - şamandıra, radial sürət yarı genlik [km / s]
  • rv0 - şamandıra, radial sürətdə daimi ofset [km / s]

Varsayılan olaraq bütün parametrlər dondurulmuş qalır.

Konvensiya ondan ibarətdir ki, faz sıfırda, həmçinin orbital radial sürət sıfırdır. Artan faza ilə obyekt əvvəlcə daha mavidir.

MCMCautoParameters (aralıklar [, seçici,…]) MCMC uyğunluğu üçün parametrlər yaratmaq üçün rahatlıq funksiyası.
addConditionalRestriction (* args) Şərti bir məhdudiyyəti müəyyənləşdirin.
assignedValue (spesifik) Dəyişənlərə yeni dəyərlər təyin edin.
assignedValues ​​(xüsusi) Dəyişənlərə yeni dəyərlər təyin edin.
autoFitMCMC (x, y, aralıklar [, seçici, addım ölçüsü,…]) MCMC-də avtomatik yaradılan seçmə parametrlərindən istifadə etmək üçün rahatlıq funksiyası.
availableParameters () Mövcud parametrlərin siyahısını təqdim edir.
delRestriction (parName) Məhdudiyyəti silin
təsvir ([mötərizə]) Fərdi komponentlərin adlarına əsaslanan modelin təsvirini qaytarır.
errorConfInterval (par [, dstat, statTol,…]) Bir parametr üçün güvən aralığını hesablayın.
qiymətləndirmək (x) Cari model parametrlərinə görə radial sürət sürüşməsini hesablayır və qaytarır.
uyğun (x, y [, yerr, X0, minAlgo, mAA,…]) Bir uyğunlaşma həyata keçirir.
fitEMCEE ([x, y, yerr, nwalker, əvvəlcələr,…]) Emcee paketini istifadə edərək MCMC nümunəsi.
fitMCMC (x, y, X0, Lims, Adımlar [, yerr,…]) MCMC uyğunluq / səhv təxminini həyata keçirin.
pulsuzParamNames () Pulsuz parametrlərin adlarını alın.
freeParameters () Pulsuz parametrlərin adlarını və dəyərlərini əldə edin.
dondurmaq (spesifikatorlar) Üzmək üçün pulsuz olan dəyişənləri nəzərdən keçirin.
dondurulmuşParametrlər () Dondurulmuş parametrlərin adlarını və dəyərlərini əldə edin.
getRelationsOf (spesifikator) Dəyişənin münasibətlərini qaytarın.
getRestrictions () Bütün məhdudiyyətləri əldə edin.
varDəyişən (göstərici) Dəyişənin mövcud olub olmadığını müəyyənləşdirin.
numberOfFreeParams () Pulsuz parametrlərin sayını əldə edin.
parameterSummary ([toScreen, prefiks, çeşidləmə]) Parametrlərin xülasəsini mətn şəklində yazır.
parametrlər () Parametr adları və dəyərləri əldə edin.
əlaqələndirmək (dependVar, müstəqilVars [, func]) Bir əlaqəni təyin edin.
removeConditionalRestriction (* args) Mövcud bir şərti məhdudluğu aradan qaldırın.
renameVariable (köhnəName, newName) Dəyişənin adını dəyişdirin.
restoreState (mənbə) Parametr dəyərlərini fayldan və ya lüğətdən bərpa edir.
saveState (* args, ** kwargs) Uyğun obyektin vəziyyətini qeyd edin.
setObjectiveFunction ([miniFunc]) Məqsəd funksiyasını müəyyənləşdirin.
setPenaltyFactor (penalFac) Cəza amilini dəyişdirin.
setRestriction (məhdudlaşdırır) Məhdudiyyətləri müəyyənləşdirin.
setRootName (kök [, adını dəyişdir]) Modelin kök adını müəyyənləşdirin.
showConditionalRestrictions (** kwargs) Şərti məhdudiyyətləri göstərin.
steppar (hissələr, aralıklar [, extractFctVal, səssiz]) Bir parametri müəyyən edilmiş bir aralıqdan keçməyə imkan verir.
ərimə (göstəricilər) Dəyişənləri düzəldin.
açın (parName [, forceFree]) ParName parametrinin bütün əlaqələrini silin, yəni parametr digər parametrlərdən asılı deyil.
updateModel () Cari parametrlərdən istifadə edərək modeli yenidən hesablayın.
qiymətləndirmək ( x ) ¶

Cari model parametrlərinə görə radial sürət sürüşməsini hesablayır və qaytarır.


Radial sürət əyriləri - Astronomiya

Ən güclü hidrogen xətləri olan ulduzlar (yuxarıdakı şəkildə H ilə göstərilmişdir) əvvəlcə A tipi, ən zəif hidrogen xəttli ulduzlar isə O tip kimi təsnif edilmişdir. Əvvəlcə 15 növ (AO) var idi, lakin sonradan bəzi siniflər buraxıldı, çünki bəzi keyfiyyətsiz spektrlərə uyğun icad edilmişdir. 1920-ci ildə Saha adlı bir Hindistan astronomu, spektrlərin istilik sırasına görə sıralana biləcəyini düşündü və təsnifat sxeminə yenidən sifariş verildi:
OBAFGKM
Ey ulduzlar ən isti, M ulduzlar ən sərin ulduzlardır. Ulduzların ən güclü hidrogen xətləri var (buna görə Annie onları bu cür təsnif etdi!).

Spektral siniflər 0-9 olan 10 alt sinfə bölünür. Bir O0 ulduzu ən isti, sonra bir O1, O2 və s. O9, B0-dan biraz daha isti və s.

Əksər ulduzlar bu şəkildə təsnif edilə bilər. Yalnız uyğun olmayan, zooloji təsnifatlarına sığmayan ördək balığı platipus kimi bir neçə var. Bunlarla yalnız əlimizdən gələni edirik.

Beləliklə, xətlərin gücü temperaturu və elementin bolluğunu göstərir. Bir növ, bu pisdir, çünki orada bir atomun çox olduğu və ya yalnız uyğun bir temperatur olduğu üçün bir ulduzun güclü xətləri olub olmadığını anlamağı çətinləşdirir. Beləliklə, temperaturu təyin etmək üçün müstəqil bir yola ehtiyacımız var.

İstilik: Cisimlərin iki səbəbdən biri rənglidir. Geyimlərinizi düşünün. Paltarlarınızın hamısı müxtəlif rənglidir, çünki hər şeydən hazırlanır. Qırmızı və ya sarı və ya mavi və ya bunların bir yerdə olması üçün qəsdən boyaya boyandı. Lakin cisimlərin başqa bir səbəbdən də rəngləri ola bilər. Elektrikli soba üzərindəki brülör haqqında düşünün. İstiliyi artırdıqda, brülör qara rəngdən qırmızıya dəyişir. Bu, temperaturun da rəngi dəyişə biləcəyini söyləyir.

Bu ulduzlar üçün də keçərlidir. Bu vəziyyətdə, ulduzun davamlı spektrini (xətt olmayan hissəsini) qara cisim spektri ilə müqayisə edərək bir ulduzun temperaturunu tapırıq. Budur qara cisim əyriləri:

Bu döngələrdən isti cisimlərin daha mavi, sərin cisimlərin daha qırmızı olduğunu görə bilərsiniz. Yəni qırmızı ulduzlar mavi ulduzlardan daha soyuqdur. "Nə!?" "Ulduzların rəngləri var ?!" Tamamilə edirlər. Gecə çıxsanız və göydə Orionu tapsanız, bir bürcdə qırmızı və mavi bir ulduz olan Betelgeuse və Rigel'i görəcəksiniz. Olduqca möhtəşəmdir və bunu görəndən sonra bir çox ulduzda rəng görəcəksən.

Bu rəqəmə diqqət yetirməli olduğunuz digər vacib şey, xətlərin tam eyni formada olmamasıdır. Onları yuxarıya və ya aşağıya çevirsəniz, eyni yerdə zirvəyə çatmaz və ya sola və ya sağa çevirsəniz düzülməzlər! Bu o deməkdir ki, yalnız bir neçə yerdə davamlı spektri ölçərək və müxtəlif temperatur üçün qara cisim əyrilərinin yamacları ilə müqayisə edərək bir ulduzun temperaturunu tapa bilərsiniz.

Hərəkət: Bütün bu müddətdə ulduzlar haqqında səmada sabitləşmiş kimi danışırdım. Ancaq bu, tamamilə doğru deyil. Yalnız çox yavaş hərəkət edirlər! Ulduzlar Yerə nisbətən göydə hər cür istiqamətdə hərəkət edirlər. Astronomlar bir ulduzun necə hərəkət etdiyini anlamağa çalışarkən, ümumiyyətlə bunu iki addımda edirlər, çünki hər hissə fərqli bir şəkildə təyin olunmalıdır. Göydəki hərəkətə uyğun hərəkət, bizə doğru və ya bizdən uzaqlaşma hərəkətinə radial hərəkət deyilir.

    Düzgün hərəkət: Bu, səmadakı hərəkətdir və bir ulduzun Sağ Yüksəlişində və Düşüşündə bir dəyişiklik olaraq ölçülür. Düzgün Hərəkət Halley (Halley kometasının) tərəfindən kəşf edilmişdir. Arcturus, Sirius və Aldebaran mövqelərini qədim yunanların qeyd etdikləri mövqelərlə müqayisə etdi və bu bir neçə min illik başlanğıc ilə, düşündüyünüz təqdirdə 0,5 dərəcə irəlilədiklərini təyin edə bildi.

  1. Bu üç ulduz ən parlaqlar arasındadır.
  2. Bu o deməkdir ki, bəlkə də ən yaxın olanlardandır.
  3. Bu yaxın ulduzlar hərəkət etdiyimi görə bildiyim yeganə ulduzdur.
  4. Buna görə, bəlkə də BÜTÜN ulduzlar hərəkət edir və ölçülərim daha dəqiq olsaydı, bunu görə bilərdim.

Barnardın ulduzu göydə ən sürətli hərəkət edir və ildə təxminən 10 ".25 hərəkət edir. (Bir arsiyə saniyəsinin nə qədər kiçik olduğunu xatırlayın --- səkkiz mil məsafədə bir tennis topu!)

Bunu başa düşmək üçün bir gərginliyə ehtiyac var.

Doppler təsiri: Təsəvvür edin ki, divanda uzanıb sabunlara baxırsınız. Küçədən yanğınsöndürən maşın gəlir. Sizə yaxınlaşarkən sirenin səsi daha yüksəkdir. Sizdən geri çəkilərkən, sirenin səsi daha aşağıdır. Ulduzları eşidə bilsəydiniz, eyni şeyi edərdilər. Sizə yaxınlaşan ulduzlar daha yüksək, sizdən uzaqlaşanlar isə daha aşağı bir meydança alacaqdı.

Təəssüf ki, səs-küy kosmosdan keçmir. Xoşbəxtlikdən, eyni effekt işığa da aiddir, əgər sadəcə səs səviyyəsini söz tezliyi ilə əvəz etsək.

Doppler effekti, cismin sizə və ya sizdən uzaqlaşmasına bağlı olaraq işığın tezliyini dəyişir. Əgər obyekt sizə tərəf hərəkət edirsə, yayıldıqca işığa bir az tutur və tezlik daha yüksək olur. Buna "mavi dəyişkən" deyilir və işıq daha mavidir. Əgər obyekt sizdən uzaqlaşırsa, işıq uzanır və tezlik azalır. Buna "qırmızı sürüşmə" deyilir və işıq daha qırmızıdır. Aşağıdakı şəkildəki mənbə sarı nöqtədir. Sola doğru irəliləyir.

Mavi rəng dəyişdirilmiş bir cisimlə daha isti olanı necə fərqləndirə bilərsiniz?

Cavab yuxarıda bəhs olunan, ulduzun nədən ibarət olduğunu göstərən 'xəttlərdən' istifadə etməkdir. Bunlar müəyyən bir naxışa və istirahətdə olduqda müəyyən bir dalğa uzunluğuna malikdir. Ulduzların spektrlərinə baxırıq və xətlərin nə qədər dəyişdiyini ölçürük.

Tezliyin dəyişməsi, istirahət tezliyi və sürət bunlarla əlaqədardır:

harada c işığın sürətidir.

Belə ki. Nəhayət. Sadəcə nəyi anladıq? Doğrudur. Radial sürət və ya ulduzun sizə doğru və ya ondan uzaqlaşması. Bunu başa düşmək üçün bilməlisiniz ki, obyekt hərəkət etdikdə atomun imza xətləri dəyişir və dəyişmə miqdarı ulduzun sürəti ilə müəyyən edilir.

Yəni bunlar ulduzlar haqqında müşahidə edə biləcəyimiz hər şeydir. Sonra bu müşahidə olunan xüsusiyyətlərdən ulduzlar HAQQINDA nəyi təyin edə biləcəyimiz barədə danışmağa başlayacağıq.


Nəzəri Radial Sürət əyriləri

Tamam buna görə üzərində işlədiyim problem var. Fərz edək ki, kosmosda daha böyük uzaq bir göy cismi ətrafında (nisbətən kiçik) eliptik bir orbit izləyən bir göy cismini müşahidə edirsiniz (deyək ki, d məsafədədir, belə ki, d & gt & gta, burada a orbitin yarı böyük oxudur) . Sadəlik üçün həm dünyanı, həm də daha böyük göy cismini sabit şəkildə müalicə edək, buna görə tək hərəkət edən cisim daha kiçik cisimdir.

Radial sürəti (yəni cismin sürətinin yerdən görmə xətti boyunca uzanan hissəsini) meyl bucağı i ilə ifadə olunan zamanın funksiyası olaraq ifadə etmək üçün bir yol tapmaq istərdim. böyük ox a (və ya bəlkə də bir parametr kimi bir sin i), eksantriklik e, P dövrü, artan düyün kapitalının uzunluğu omega və perihelion kiçik hərfli omeqa mübahisəsi.

Parametrlərin hər birini bir-biri ilə əlaqələndirən bütün tənlikləri nisbətən tanıyıram və hətta müəyyən bir müddət üçün radial sürətin nə olacağını (başlanğıc şərtləri ilə) gözləyəcəyinizi hesablaya bilərəm, amma mümkünsə tərs trig funksiyaları ehtiva etsə də bunun üçün bir növ tənlik kimi (yenə də & quot & radial sürət olma), beləliklə öz radial sürət döngələrimə böyük miqdarda (daha doğrusu, istənilən miqdarda) baxmadan baxa biləcəyəm proqramlaşdırma bilikləri. Yəni mümkünsə Mathmematica ilə edə bilmək istərdim.

Kimsənin mənə bir tənlik və ya bir şey verəcəyini gözləmirəm, amma bu məsələ ilə əlaqəli hər hansı bir məlumat, fikir, istinad və s.

İkili ulduz sistemləri ilə bağlı bəzi ədəbiyyatlar oxudum, deyəsən bu cür şeylərdən bəziləri var. Faydalı oldu və insanların bu cür əyrilər qurduqları bir çox yeri gördüm, amma bunun necə edildiyini izah etmək üçün ən böyük işi görmürlər.


Müşahidəçiyə baxış xətti boyunca sürət komponenti. Mənfi radial sürəti olan cisimlər müşahidəçiyə doğru irəliləyir, müsbət radial sürəti olanlar isə uzaqlaşır.

Astronomiyada radial sürətlər bir ulduz və ya qalaktika spektral xətlərin qırmızıya doğru dəyişməsini araşdıraraq müəyyən edilə bilər. Bu, astronomlara Hubble genişlənmə qanunu istifadə edərək qalaktikalara olan məsafəni hesablamağa və eyni zamanda ikili ikili ulduzların orbitlərini öyrənməyə imkan verir.

Kainatın genişlənməsi səbəbindən demək olar ki, bütün qalaktikalar (ən yaxın olanlar istisna olmaqla) müsbət radial sürətlərə malikdirlər.

Swinburne Universitetində Astronomiya Onlayn öyrən
Bütün materiallar göstərildiyi yerlər xaricində © Swinburne Texnologiya Universitetidir.


J.H. Oort, Bull. Astron. Inst. Neth. 6, 249 (1932)

F. Zwicky, Helv. Fiz. Acta 6, 110 (1933)

V.C. Rubin, WK. Ford Kiçik, Astrofiz. J. 159, 379 (1970). https://doi.org/10.1086/150317

V.C. Rubin, N. Thonnard, W.K. Ford Kiçik, Astrofiz. J. Lett. 225, L107 (1978). https://doi.org/10.1086/182804

T.S. van Albada et al., Astrophys. J. 295, 305 (1985). https://doi.org/10.1086/163375

V.C. Rubin, WK. Ford Jr., N. Thonnard, Astrophys. J. 238, 471 (1980). https://doi.org/10.1086/158003

M. Milgrom, Astrofiz. J. 270, 365 (1983). https://doi.org/10.1086/161130

J.F. Navarro, C.S. Frenk, S.D.M. Ağ, Astrofiz. J. 462, 563 (1996). https://doi.org/10.1086/177173

P. Li, F. Lelli, S. McGaugh, J. Schombert, Astrophys. J. Suppl. Ser. 247(1), 31 (2020). https://doi.org/10.3847/1538-4365/ab700e

J. Binney, S. Tremaine, Qalaktik Dinamika, 2 edn. (Princeton University Press, Princeton, 2008)

F. Donato, G. Gentile, P. Salucci, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 353(2), L17 (2004). https://doi.org/10.1111/j.1365-2966.2004.08220.x

F. Donato, G. Gentile, P. Salucci, C. Frigerio Martins, M.I. Wilkinson, G. Gilmore, E.K. Grebel, A. Koch, R. Wyse, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 397(3), 1169 (2009). https://doi.org/10.1111/j.1365-2966.2009.15004.x

S.S. McGaugh, J.M. Schombert, G.D. Bothun, W.J.G. de Blok, Astrophys. J. Lett. 533(2), L99 (2000). https://doi.org/10.1086/312628

B. Famaey, S.S. McGaugh, Living Rev. Relativ. 15(1), 10 (2012). https://doi.org/10.12942/lrr-2012-10

M.J. Disney, J.D. Romano, D.A. Garcia-Appadoo, A.A. West, J.J. Dalcanton, L. Cortese, Təbiət 455(7216), 1082 (2008). https://doi.org/10.1038/nature07366

F. Lelli, S.S. McGaugh, J.M. Schombert, M.S. Pawlowski, Astrophys. J. 836(2), 152 (2017). https://doi.org/10.3847/1538-4357/836/2/152

M.J. Aschwanden, F. Scholkmann, W. Bethune, W. Schmutz, V. Abramenko, M.C.M. Cheung, D. Müller, A. Benz, G. Chernov, A.G. Kritsuk, J.D. Scargle, A. Melatos, R.V. Wagoner, V. Trimble, W.H. Yaşıl, Space Sci. Rev. 214(2), 55 (2018). https://doi.org/10.1007/s11214-018-0489-2

S.C. Venkataramani, A.C. Newell, Fiz. Lett. B 813, 136060 (2021). https://doi.org/10.1016/j.physletb.2020.136060

S.M. Faber, R.E. Jackson, Astrophys. J. 204, 668 (1976). https://doi.org/10.1086/154215

S. Djorgovski, M. Davis, Astrophys. J. 313, 59 (1987). https://doi.org/10.1086/164948

L.D. Landau, J. Eksp. Teor. Fiz. 7, 19 (1937)

L.D. Landau, Ukr. J. Fiz. 53, 25 (2008)

T. Passot, AC Newell, Fiz. D Qeyri-Line Fenom. 74(3-4), 301 (1994). https://doi.org/10.1016/0167-2789(94)90199-6

A.C. Newell, S.C. Venkataramani, Stud. Tətbiq. Riyaziyyat. 139(2), 322 (2017). https://doi.org/10.1111/sapm.12184

A.C. Newell, S.C. Venkataramani, Comptes Rendus Mécanique 347(4), 318 (2019). https://doi.org/10.1016/j.crme.2019.03.004

A.C. Newell, T. Passot, C. Bowman, N. Ercolani, R. Indik, Fiz. D Qeyri-Line Fenom. 97(1), 185 (1996)

C.W. Misner, K.S. Thorne, J.A. Wheeler, Qravitasiya (W.H. Freeman and Co., San Francisco, 1973)

T.A. Driscoll, N. Hale, L.N. Trefethen, Chebfun Bələdçisi (Pafnuty Yayınları, 2014). http://www.chebfun.org/docs/guide/

B. Famaey, J. Khoury, R. Penco, A. Sharma, J. Cosmol. Astropart. Fiz. 2020(06), 025 (2020). https://doi.org/10.1088/1475-7516/2020/06/025

S. Boyd, L. Vandenberghe, Konveks Optimizasiya (Cambridge University Press, Cambridge, 2004)

J.P. Ostriker, P.J.E. Peebles, Astrophys. J. 186, 467 (1973). https://doi.org/10.1086/152513

M. Milgrom, Astrofiz. J. 338, 121 (1989). https://doi.org/10.1086/167184

R. Brada, M. Milgrom, Astrophys. J. 519(2), 590 (1999). https://doi.org/10.1086/307402

G. Bertin, Gökadaların dinamikası (Cambridge University Press, Cambridge, 2014)

A.B. Romeo, K.M. Mogotsi, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 480(1), L23 (2018). https://doi.org/10.1093/mnrasl/sly119

A.B. Romeo, dş. Yox. R. Astron. Soc. 491(4), 4843 (2020). https://doi.org/10.1093/mnras/stz3367

A.B. Romeo, O. Agertz, F. Renaud, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 499(4), 5656 (2020). https://doi.org/10.1093/mnras/staa3245

J. Rutter, Döngələrin həndəsi (Chapman & amp Hall / CRC, Boca Raton, 2000)

S.S. McGaugh, G.D. Bothun, J.M. Schombert, Astron. J. 110, 573 (1995). https://doi.org/10.1086/117543

M. Abramowitz, İ.A. Stegun (red.), Düsturlar, qrafiklər və riyazi cədvəllər ilə riyazi funksiyaların kitabı (Dover Publications Inc., New York, 1992). 1972 nəşrinin yenidən çapı

K.C. Freeman, Astrophys. J. 160, 811 (1970). https://doi.org/10.1086/150474

C. Di Paolo, P. Salucci, A. Erkurt, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 490(4), 5451 (2019). https://doi.org/10.1093/mnras/stz2700

S.W. Morris, E. Bodenschatz, D.S. Cannell, G. Ahlers, Fiz. D Qeyri-Line Fenom. 97(1), 164 (1996)

N. Kopell, L.N. Howard, Adv. Tətbiq. Riyaziyyat. 2(4), 417 (1981)

G. de Vaucouleurs, Annales d'Astrophysique 11, 247 (1948)

V.F. Cardone, G. Angus, A. Diaferio, C. Tortora, R. Molinaro, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 412(4), 2617 (2011). https://doi.org/10.1111/j.1365-2966.2010.18081.x

R. Brada, M. Milgrom, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 276(2), 453 (1995). https://doi.org/10.1093/mnras/276.2.453

J. Bekenstein, M. Milgrom, Astrophys. J. 286, 7 (1984). https://doi.org/10.1086/162570

C. Skordis, T. Złosnik, Dəyişdirilmiş Newtonian Dynamics üçün yeni nisbi nəzəriyyə (2020). ArXiv e-izləri

S.S. McGaugh, F. Lelli, J.M. Schombert, Fiz. Keşiş Lett. 117, 201101 (2016). https://doi.org/10.1103/PhysRevLett.117.201101

C. Di Paolo, P. Salucci, JP Fontaine, Astrophys. J. 873(2), 106 (2019). https://doi.org/10.3847/1538-4357/aaffd6

D.N. Spergel, P.J. Steinhardt, Fiz. Keşiş Lett. 84, 3760 (2000). https://doi.org/10.1103/PhysRevLett.84.3760

L. Berezhiani, J. Khoury, Fiz. Rev. D 92, 103510 (2015). https://doi.org/10.1103/PhysRevD.92.103510

W. Hu, R. Barkana, A. Gruzinov, Fiz. Keşiş Lett. 85, 1158 (2000). https://doi.org/10.1103/PhysRevLett.85.1158

A. Toomre, Astrofiz. J. 139, 1217 (1964). https://doi.org/10.1086/147861

C. Deffayet, G. Esposito-Farèse, R.P. Woodard, Fiz. Rev. D 84, 124054 (2011). https://doi.org/10.1103/PhysRevD.84.124054

N.M. Ercolani, S.C. Venkataramani, J. Nonlinear Sci. 19(3), 267 (2009). https://doi.org/10.1007/s00332-008-9035-9

D. Blas, O. Pujolàs, S. Sibiryakov, Fiz. Keşiş Lett. 104, 181302 (2010). https://doi.org/10.1103/PhysRevLett.104.181302

J.J. Dalcanton, D.N. Spergel, F.J. Summers, Astrophys. J. 482(2), 659 (1997). https://doi.org/10.1086/304182

R.H. Wechsler, J.L. Tinker, Ann. Rev. Astron. Astrofizlər. 56(1), 435 (2018). https://doi.org/10.1146/annurev-astro-081817-051756

J.F. Navarro, A. Benítez-Llambay, A. Fattahi, C.S. Frenk, A.D. Ludlow, K.A. Oman, M. Schaller, T. Theuns, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 471(2), 1841 (2017). https://doi.org/10.1093/mnras/stx1705

A.A. Dutton, A.V. Macciò, A. Obreja, T. Buck, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 485(2), 1886 (2019). https://doi.org/10.1093/mnras/stz531

D.J. Griffiths, D.F. Schroeter, Kvant mexanikasına giriş (Cambridge University Press, Cambridge, 2018)


Şəkil 2

Bütün EXOSIMS modullarının anlama yolunun sxematik təsviri. Oxlar bir obyektin hazırlanmasını təmsil edir və hər bir modula aid obyekt istinadları həmişə birbaşa yuxarı çağırış moduluna ötürülür, beləliklə müəyyən bir modul birbaşa nümunələr yolu ilə ona qoşulmuş digər modullara daxil ola bilər. Məsələn, TargetList'in həm PostProcessing, həm də BackgroundSources’ə girişi var, Rəsədxananın başqa modullara girişi yoxdur. EXOSIMS-ə tipik giriş nöqtəsi, SurveySimulation-ın hazırlanmasına səbəb olan bir MissionSimulation obyektinin inşasıdır və bu da bütün digər modulları özündə cəmləşdirir.

Məhsuldarlıq, hər birinin müəyyən bir süni kainat üçün N tədqiqat simulyasiyalarının nəticələrini ehtiva edən, bütün digər missiya və alət parametrləri sabit olan yaradılan bir araşdırma ansamblından hesablanır. Süni kainat, hər bir fərdi missiya simulyasiyası üçün planet əhalisinin paylanmasını yenidən quraraq və tamamilə yeni planetləri sintez edərək bərpa olunur. Tək bir missiya simulyasiyasının icrası, hər bir növbəti hədəfi mövcud "hazırda" (hazırkı simulyasiya olunmuş missiya vaxtında) hovuzundan seçən, lazımi inteqrasiya müddətini hesablayan, müşahidəni simulyasiya edən (və təqib edən) ən üst səviyyəli bir döngədə baş verir. xarakterizə, seçilmiş missiya qaydaları ilə çağırıldığı təqdirdə) və nəticəni həqiqi bir pozitiv (aşkarlama), yanlış pozitiv (səhv müəyyən edilmiş ləkə və ya arxa obyekt), həqiqi mənfi (sıfır aşkarlama) və ya yalnış mənfi (buraxılmış) ola bilən nəticəni simulyasiya edir. aşkarlama). Varsayılan sorğu icrasının funksionallığı xüsusi olaraq HabEx və LUVOIR-un təhlili üçün hazırlanmış çoxsaylı əlavə tədqiqat simulyasiya tətbiqetmələrində genişləndirilir və artırılır. Aşağıda, bu hesabatda nəticələr əldə etmək üçün geniş istifadə olunan bunlardan ikisini ətraflı izah edirik.

Müşahidələrin Planlaşdırılması

Planlaşdırıcı modul EXOSIMS-in əsasını təşkil edir. Dinamik müşahidə ardıcıllığını idarə edir və avtonom hədəf seçmə məntiqini ehtiva edir. EXOSIMS üçün hər biri bir arxitektura və müşahidə ssenarisinə uyğun birdən çox planlaşdırıcı mövcuddur. Ağırlıqlı xətti xərcləmə funksiyası (WLCF) planlaşdırıcısı ulduz kölgəsinə (HabEx 4S və HabEx 4H) sahib olan memarlıq üçün istifadə olunur. Həm ulduz kölgəsindən, həm də tacqrafadan istifadə edən HabEx 4H arxitekturası vəziyyətində daha çox pilləli bir zamanlayıcı istifadə olunur. Yalnız koronaqraf arxitekturaları üçün sadələşdirilmiş WLCF planlaşdırıcısı istifadə olunur. Aşağıda istifadə olunan əsas planlaşdırma yanaşmasını, koronaqraf / starshade hibrid qutusuna xidmət göstərməyə necə uyğunlaşdırıldığını və orbit təyini üçün yalnız ulduz kölgəsi təkrar müşahidələrini necə yerləşdirdiyini təqdim edirik.

Ağırlıqlı xətti xərc funksiyası planlaşdırıcısı

EXOSIMS-də “linearJScheduler” olaraq tətbiq olunan WLCF planlaşdırıcısı Savransky və digərlərinin tam təsvir etdiyi bir müşahidə planlaşdırma metodologiyasına əsaslanır. 11 Bir ulduz kölgəsi planlayıcısı yüksək tamlıqlı hədəflər və aşağı qollu hədəflər arasında bir uzlaşma tapmalıdır. Ümumi bir məhdudiyyətə məruz qalan bir sıra müşahidələrin tamlığının maksimuma çatdırılması problemi, tanınmış TSP ilə əlaqədardır, lakin vaxt pəncərəli, lakin dinamik yaxınlaşmanı daha təsirli edən əsas fərqlərlə. 11 Yanaşma və xərc funksiyası şərtlərinin ətraflı təsviri Əlavə B-də verilmişdir.

Maliyyət funksiyası şərtlərinə görə çəki amillərinin dəyişdirilməsi missiyanın prioritetlərini dəyişdirir. Optimal çəki amilləri, bütün simulyasiyanı uyğun bir təyin olunmuş hədəf funksiyası ilə optimallaşdırma sxeminə bükməklə müəyyənləşdirilə bilər (məsələn, sabit simulyasiya edilmiş kainatlar dəsti daxilində Yer-əkiz spektral xarakteristikaların sayı). Bu yanaşma, müxtəlif iş şəraitində bu planlaşdırıcı üçün parametr seçimlərini qiymətləndirmək üçün bir neçə dəfə istifadə edilmişdir.

Katmanlı planlaşdırıcı

Katmanlı planlaşdırıcı, HabEx hibrid ulduz kölgəsi və koronaqraf arxitekturası üçün hazırlanmışdır. Ulduz kölgəsini yuxarı pillədə cədvəlləndirən və aşağı pillədəki tacqraf müşahidələrini dolduran hiyerarşik bir planlaşdırıcıdır. Müşahidələr kəşflərə və müşahidələrin müvəffəq və ya uğursuz olmasına dinamik reaksiya vermək üçün ardıcıl olaraq planlaşdırılır. Ulduz kölgəsi müşahidələri, ilk növbədə təsirli bir ulduz kölgəsi yolu tapmaq üçün yuxarıdakı WLCF planlaşdırıcısından istifadə edir. Ulduz kölgəsi vurularkən, ikinci səviyyə daxilində koronaqraf müşahidələri planlaşdırılır. Həm də öldürülənlər zamanı ümumi rəsədxananın (GO) müşahidə müddəti göstərilən nisbətdə ayrılır (HabEx əsas missiya konsepsiyası üçün 50%). GO vaxtı "borclu" olduqda GO vaxtının toplanması 1 gündən çox olduqda, bir ulduz kölgəsi müşahidəsi olmadığı təqdirdə ayrılır, bu halda borclu vaxt ulduz kölgəsi müşahidəsinin sonunda ayrılır. Bu GO vaxtını missiya boyunca bərabər paylayır. Əlavə detallar HabEx 4H hibrid kassasının nəticələr hissəsindədir (Sec. 2.3.2).

Video şəklində təqdim olunan Şəkil 3, səviyyəli planlaşdırıcı ilə planlaşdırılan HabEx hibrid ulduz kölgəsi və koronaqraf ssenarisi üçün mümkün olan bir kainat üçün müşahidə ardıcıllığını göstərir. (Hareketsiz görüntü versiyası, missiyanın həyata keçirdiyi son turu göstərir.) Günəşin qorunması məhdudluğu nəzərə alınaraq ulduz kölgəsinin müşahidə oluna biləcəyi bölgə şəkildəki ağ halqadır və ulduz kölgələri qanadları qara oxlarla göstərilir. Ulduz kölgəsi növbəti hədəfinə doğru irəlilədikdə, teleskop sürətlə yenidən tacqrafın yeni ekzoplanetlər axtarmasına imkan verir. Yenidən müşahidələr artan marker ölçüsü ilə göstərilir. Kifayət qədər müşahidələr orbiti təyin etdikdən sonra hədəf spektral xarakterizə üçün ulduz kölgəsinə yüksəldilir.


Astronomiya və Astrofizikanın etimoloji lüğətiİngilis-fransız-fars

Özünəməxsus → Mira dəyişən ilə → pulsasiya 387 gün davam edən bir müddət genişləndi → emissiya dumanlığı. R Aqr bir → simbiotikikili ulduz kütləvi itirən, pulsasiya edən → ilə qırmızı nəhəng və bir reaktiv ilə bir accreting isti yoldaşı → axın bir emissiya dumanlığını ionlaşdıran. R Aqr ikili orbital dövrü, 1890, 1933 və 1977-ci illərdə müşahidə olunan azaldılmış parlaqlığın dövri mərhələlərindən çıxarıldığı təqribən 44 ildir. Bu mərhələlər yoldaş tərəfindən mira-nın qismən qaranlıq olması kimi şərh edilir. yığılma diski və əlaqəli qaz və toz axır. Çıkarılan orbital dövr → tərəfindən dəstəklənir radial sürət ölçmələr (Schmid et al., 2018, A&A 602, A53 və buradakı istinadlar).

A → ulduz birliyi bir sıra → ehtiva edir əks dumanlığıe. Ulduzlar aşağı və ya orta kütləlidir və bir milyon yaşından kiçik cavanlardır. Hələ də meydana gəldikləri ulduzlar arası buluddan yansıyan və işığı qəbul edən toz parçaları ilə əhatə olunmuşdur. Bu birlik növü ilk dəfə Sidney van den Bergh (1966, AJ 71, 900) tərəfindən təklif edilmişdir.

A → nükleosentez → olan proses kimyəvi element→ -dən daha ağırdır sink digər elementlərin → tərəfindən sıx bombardman edilməsi ilə yaradılır neytronsürətli ardıcıllıqla. R prosesinin əsas xüsusiyyəti çox qısa müddətdə (100 saniyədən az) çox sayda neytronun sərbəst buraxılmasıdır. R-prosesi → -nin "sürətli" versiyasıdır s-prosesi, supernovada → əsas çökmə və bəlkə də bir → olduqda neytron ulduzu → ilə birləşir qara dəlik a → ikili ulduz.

r durur sürətli, çünki proses dəmir toxumu nüvələrində sürətli neytron tutmalarının ardıcıllığını tələb edir → proses.

Sferik → ionlaşma cəbhəsiH II bölgə→ radial olaraq xaricə doğru hərəkət edən s həyəcanlı ulduz → -dən çox yüksək sürətlə səs sürəti ətrafdakı bərabər sıxlıqdakı soyuq neytral qazda (qabaqdan qabaq). R tipli ionlaşma cəbhələri H II bölgələrin erkən təkamülünə uyğundur və nəticədə → -ə çevriləcəkdir D tipli ionlaşma cəbhəsis. Cəbhənin hərəkəti arxada və qabaqda qaza nisbətən səsdən yüksəkdirsə, cəbhə deyilir zəif R. The güclü R ön, ön tərəfdən böyük bir sıxlıq artımına cavab verir.

R bir r qaz qazına istinad edərək → növüionlaşmaön.

→ -nin mərkəzi obyekti 30 Doradus dumanlıq → Böyük Magellan Buludu. HD 38268 olaraq da bilinən bir neçə minlik bir ulduz olduğu düşünülürdü → günəş kütləsi→ qədər ləkə interferometriyası texnika onu zəngin və kompakt bir ulduz qrupuna çevirdi. Son yüksək qətnamə tədqiqatları göstərir ki, R136 39 qalan O3 ulduzunu ehtiva edir ki, bu da qalan hissələrdə olduğu daha çox → süd Yolu, → LMCvə → SMC birləşdirilmişdir. R136, təxmini kütləsi 10 5 günəş kütləsi olan "super ulduz qrupu" prototipidir. Ən kütləvi ulduzlarının yaşı 1-2 milyondan azdır, aşağı kütləli ulduzları isə 4-5 milyon il əvvəl meydana gəlmişdir.

Radcliffe seriya nömrəsi 136 (Feast et al. 1960, MNRAS 121, 25).

1a) ümumi mənşəli və ya irsi ilə əlaqəli bir qrup şəxs.
1b) Bununla əlaqəli bir əhali.
2) Qaçış, sürmə, sürmə və ya üzmək kimi bir sürət yarışması (Dictionary.com).

1) M.Fr. yarış "irq, cins, soy, ailə". razza, (bax: Sp. və Port. raza), mənşəyi bilinməyən.
2) M.E. ras (e), O.N. ras "qaçış, yarış", O.E. rs "qaçış, tələsik, sıçrayış, tullanmaq."

1) Nežâd, sözün əsl mənasında "anadan", nəticədə Proto-Irdan. * nizat-, bax Av. nizənta- → anadan olub ni- + * zan- "doğum etmək, doğulmaq" ilə əlaqədə olmaq azad, → pulsuz həmçinin baxın → yaratmaq.
2) Tâz, indiki kök Tâxtan / tâz- "qaçmaq, basmaq, hücum" → dalğalanma.

1) Müxtəlif insan irqləri arasındakı fərqlərin mədəni və ya fərdi müvəffəqiyyəti təyin etdiyi bir inanc və ya doktrina, ümumiyyətlə öz irqinin üstün olduğu və başqalarına hakim olmaq haqqı olduğu düşüncəsini əhatə edir.
2) Belə bir doktrina ayrı-seçkiliyinə əsaslanan və ya dəstəklənən bir siyasət, hökumət sistemi və s. (Dictionary.com).

100 → -ə bərabər olan ionlaşdırıcı şüalardan udulan enerji vahidi ergqram başına s və ya 0.01 → coulekiloqram başına s, şüalanmış materialdan. Radın yerinə → boz (Gy).

Qısaldılmış forma r oentgen a bsorbed d oseroentgen.

Mikrodalğalı şüalanma nəbzinin əks-sədasının uzaq obyektləri aşkarlamaq və tapmaq üçün istifadə olunduğu bir yayan / qəbuledici cihaz.

Kimdən ra (dio) d (etecting) a (nd) r (anging).

Ölçülərin qrafik şəklində → radar planet səthindəki mineral yataqları.

Bir dairənin radiusları kimi düzülmüş ümumi bir mərkəzi nöqtədən yayılır.

L.-dən radialis, → dən radius-al.

Prosesi a → disk ulduzu dəyişdirir → qalaktosentrik məsafə. Radial miqrasiya → açısal impuls ötürülməsi, → rezonanskeçidlər → tərəfindən yaradılmışdır sıxlıq dalğası→ kimi bars və ya → spiral qols → qalaktik disks. → görə qalaktik dinamikası modellər, → xırıltılı radial miqrasiyanın əsas səbəbidir. Ulduzların radial miqrasiyası qalaktik disklərin xüsusiyyətlərinin formalaşmasında mühüm rol oynayır.

Mərkəzi nöqtədən və ya oxdan uzaqlaşmaq və ya istiqamətləndirmək.

→ xarici yarısında periyodik olaraq görünən qısa müddətli (ümumiyyətlə 24 saatdan az davam edən) hər hansı bir radial xüsusiyyət Saturn's → B üzük, üzük əyilmə bucağı kiçik olduqda. Bu xüsusiyyətlər planetin → ilə eyni dərəcədə fırlanır maqnit sahəsi və halqaları on minlərlə kilometr uzatsalar da, mövcud olduqları müddətdə şəkillərini qoruyub saxlayırlar. Bu spikerləri meydana gətirən kiçik hissəciklərin elektriklə yükləndiyinə və planetin maqnit sahəsinə müvəqqəti olaraq "dondurulduğuna" inanılır (Ellis et al., 2007, Planetary Ring Systems, Springer).

The component of a three-dimensional velocity vector of an object directed along the line of sight. It is measured by examining the Doppler shift of lines in the spectrum of astronomical objects.

A curve describing the variation of the radial velocity of a star, due to the Doppler effect, under the gravitational effect of a secondary body (companion or exoplanet). The amplitude of these variations depends upon the mass of the secondary and its distance from the star.

The technique based on the analysis of the → radial velocity curve, used to detect the presence of an invisible secondary around a host star. This method holds the majority of exoplanet discoveries.

A unit of angular measure one radian is that angle with an intercepted arc on a circle equal in length to the radius of the circle.

Kimdən radi(us) + -an an originally adj. suffix.

1) Generally, the → parlaq enerji per unit → solid angle per unit of → projected area of the → source. It is usually expressed in → watt per → steradian per → squaremeter (W m -2 sr -1 ). Same as steradiancy.
2) Of any particular → wavelength within the interval covered by a → spectral line, the → energy per unit → səth per steradian, per wavelength denoted Mən λ . The term radiance is often loosely replaced by "→ intensity." The radiance of the whole line is given by I = ∫ I λ dλ. The radiance of an → emission line depends, among other things, upon the → number of → atoms per unit area in the → line of sight (the → column density) in the → upper level of the line.

Kimdən radia(nt), → parlaq, + → -ance.

Tâbešmandi, noun from tâbešmand "possessing radiation," from tâbeš, → radiasiya, + -mand a suffix denoting possession Mid.Pers. -ômand suffix forming adjectives of quality.

1) Sending out rays of light bright shining.
See also: → parlaq enerji, → radiant flux, → radiant intensity.
2) The point in the sky from which → meteors in a → meteor yağışı appear to radiate or come. See also: → radiant drift.

M.E., from M.Fr. parlaq, from L. radiantem (nominative radians) "shining," pr.p. of radiare "to shine, radiate," → radiasiya.

1) Tâbandé, tâbeši adj. dan tâbidan, → radiate.
2) Tâbsar, from tâb "light, radiation," → radiasiya, + sar "head, top, summit, point," → head.


Radial Velocity of Galaxies

I suppose this thread might be an appropriate place for me to add my request for assistance on the question of rotating galactic systems. I am interested in the problem of the observed asymmetry in left side/right side rotational velocity of curves of spirals and barred galaxies, but I cannot seem to find any thing that provides a general/comprehensive treatment of the subject, or even an introductory report on the nature and scope of the analytical issues involved. The advanced papers I have read on the subject are highly focused and, it appears to me, do not fully explicate the underlying issues involved in interpretating the "data". For example, I have canvassed probably 75 papers dealing with the kinematics and asymmetric velocity curves of these systems and not one of them identifies the adjustments required for interpreting the rotational velocity data on account of the Hubble shift. I have ordered Binney and Merrifield as it appears to be the go to resource in the field, but, I find it very hard to believe that there isnt a generally available resource that is addressed to the specific problem of sorting out the data evidencing the asymmetry in the rotational velocities of these systems. At this point, I am specifically interested in the modeling of the effects of the Hubble Flow on the interpretation of the Left/Right rotation curves of these galaxies across the scale of low to high z systems. Any assistance in pointing me to helpful sources/resources addressing this subject or the broader subject of asymmetric kinematics (exclusive of "lopsided" systems--spatial asymmetry of mass distribution), of these systems would be much appreciated.


Radial Velocity Studies of Galactic Cepheids

This seemed like an appropriate time to summarize the results of the Cepheid radial velocity studies which I have been carrying out at DDO for nearly 30 years now. The main thrust of the program has been radial velocity measurements of Cepheids, particularly binaries. This has been combined with satellite (IUE and HST) velocity work to measure Cepheid masses. These are still the best fiducial for testing evolutionary tracks of evolved objects, as well as quantitative measurements of primary distance indicators. In addition the program has produced a definitive distribution of mass ratios in intermediate mass binaries, important information on star formation. Finally the combined ground-based and satellite studies leave us poised to make use of newly resolved binary systems. The one program which I am currently working on is to try to measure the velocities of the bright companions of 3 Cepheids near 4000 A. This is particularly well-suited to DDO, since it requires spectral subtraction. If we (Evans, Vinko, Kiss, and Beattie) succeed - and I did many years ago with SU Cyg--three systems will be strong candidates for both resolution and HST velocity work. The program started in the 1970's and is still continuing. In 1989, a new mode of service observing has been started when I was associated with the Institute for Space and Terrestrial Science in Toronto. The first papers from this mode started appearing in 1994 since then we have had 6 papers in refereed journals and 9 papers in conference proceedings. The following persons contibuted to the program: Tom Bolton, John Percy, Ben Sugars, Jozsef Vinko, Ron Lyons, Jim Thomson, Irina Dashevsky and Andrzej Udalski. Below I include a list of publications, those either containing DDO data, or very directly following from DDO results such as orbits. (A couple of Southern stars are thrown in because they complete the Cepheid information.) DDO has been a wonderful facility to work on the multi-year orbits of Cepheids, and without the orbits, the breakthrough satellite results (double-lined spectroscopic binaries) would not have been possible. Nancy


Videoya baxın: Делаем вентиляцию и кондиционер в квартире. #19 (Sentyabr 2021).