Astronomiya

Ulduz spektrlərin sahələrində “g-98” nədir?

Ulduz spektrlərin sahələrində “g-98” nədir?

Bəzi karbon ulduz spektrlərini tapmaq üçün axtardım və Harvard veb saytında bir neçə karbon ulduz spektrinin göstərildiyi bu səhifəyə rast gəldim. Yatay ox ångströms-də dalğa boyu kimi etiketlənir, lakin şaquli oxa tanış olmadığım "g-98" işarəsi qoyulur - bunun hansı miqdarda olduğuna dair hər hansı bir fikir var?


Üzən "g-98" yalnız sağ tərəfdə yer olmadığına görə şəklin ətrafına sarılmış süjet başlığının (IRAF tərəfindən hazırlanmış) bir uzantısıdır. N0 süjetinə baxarkən başlığın oxunması lazım olduğunu görürük

NOAO / IRAF V2.10.4EXPORT [email protected] Pzt 06:04:51 03-Avqust-98

sadəcə süjet arxasında proqram, istifadəçi və yaradılış tarixi haqqında məlumatları ehtiva edir.

(Tahminimi təsdiqlədiyim üçün Pelaya şlyapa!)


Ulduz spektr sahələrində & ldquog-98 & rdquo nədir? - Astronomiya

Müşahidə Laboratoriyamızda bu iki Semestrdə astronomik müşahidələrə aid iki əsas tapşırıq var idi. Birincisi, müxtəlif növ ulduzların ulduz spektrlərinin əldə edilməsini, ikincisi tutulmaqda olan ikili sistem üçün işıq əyrisinin qurulmasını nəzərdə tuturdu. Bu fenomenləri o qədər də yaxşı bilməyənlər üçün burada təqdim olunan şəkillər haqqında bir az məlumat verdik.
Ulduz Spektra

Ulduz spektr nədir?

Niyə spektrlərdən bu qədər şaquli xətt var?

Ulduz spektrlərin nə faydası var?

Bunların fərqli rənglər olduğu düşünülürsə, niyə ağ-qara olurlar?

Michael Dulude tərəfindən çəkilmiş Regulus spektri

Jonathan Blair tərəfindən çəkilən Alpheratz Spektri

Betelgeuse spektri Jeremy Sepinsky tərəfindən götürülmüşdür

Tereasa Ferguson tərəfindən çəkilən Sirius spektri

John Bochanski tərəfindən çəkilən Günəş Spektri

Alicia White tərəfindən çəkilmiş Procyon spektri

Siriusun başqa bir spektri, Winston Grier tərəfindən

Christopher Pilman tərəfindən çəkilmiş Arcturus spektri

Tutulan ikili işıq əyrisi

Bu tapşırıq üçün fotometriya kimi tanınan astronomik bir texnikadan daha çox o spektrometrini istifadə etdik. Fotometriyada ulduz işığının parlaqlığını müxtəlif rəngli filtrlər vasitəsilə ölçürük. Ölçmələr uzun müddət ərzində aparılır, çünki fərqli vaxtlarda nə qədər işıq veriləcəyi ilə maraqlanırıq. Çox vaxt ulduzlar daimi miqdarda işıq verir. Mütəmadi olaraq əhəmiyyətli miqdarda daha parlaq və ya qaranlıq olmurlar. Ancaq istisnalar var və bir ulduzun işıq çıxışı zamanla dəyişdikdə dəyişən bir ulduz kimi tanınır.

Dəyişən ulduzların müəyyən bir növü tutulan ikili. Buna ikili deyilir, çünki bir ulduz kimi gördüyümüz əslində bir-birinin ətrafında dövr edən iki ulduzdur. Tutulma deyilir, çünki ulduzlar irəli və irəli hərəkət etdikdə biri digərinin qarşısında hərəkət edəcək. Bir ulduz yoldaşını bağladıqda, digər ulduzun tutulduğu deyilir. Tutulan ulduzun bir hissəsi qaranlıq qaldığından, ikili sistemdən bizə əvvəlki qədər çox işıq gəlmir. Ulduz yenidən açılmadıqda, bizə çatan işıq miqdarı geri qalxır. Bu, müntəzəm bir müddətlə davam edir və buna görə də ulduzun işıq çıxışının proqnozlaşdırılan bir şəkildə yuxarı qalxmasını gözləyə bilərik.

Bu şəkil (işıq əyrisi adlanır) şagirdlərin WUMa adı ilə məşhur bir xüsusi ulduz olan W Ursa Majoris'in işıq çıxışı ölçmələrinin bir araya gətirdiyi süjetdir. WUMa təxminən səkkiz saatlıq bir müddətə sahibdir və bu müddətdə hər bir ulduzun digərinin qarşısından keçməsi üçün iki tutulma olur. Bu döngənin şəklini öyrənərək ikili sistemi təşkil edən iki ulduz haqqında çox şey müəyyən edə bilərik. Aşağıdakı süjetdəki məlumatlar fərqli simvollarla göstərilən iki fərqli rəng filtrləri ilə toplanmışdır.


Ulduz spektr sahələrində & ldquog-98 & rdquo nədir? - Astronomiya

Spektr (cəmdir spektrlər) bir şeyin fərqli dalğa uzunluqlarında verdiyi (cismin nə qədər parlaq olduğu) işıq miqdarının qrafikidir. Ulduz spektrlərində tez-tez ulduzlara olan məsafələri bilmirik, buna görə bir ulduzun spektri Yerdən nə qədər parlaq göründüyünü göstərir.

Sloan Rəqəmsal Səma Tədqiqatı (SDSS) dalğa uzunluğunu & Aringngstroms (simvol və Aring), 1 & Aringngstrom = 10 -10 metr vahidlərində ölçür. SDSS spektrlərinin dalğa boyları təxminən 4000 & Aringdən (yalnız ultrabənövşəyi işığa) 9000 & Aringə (yalnız infraqırmızı işığa) qədər uzanır. İşıq miqdarı üçün miqyas mürəkkəbdir, lakin daha yüksək rəqəmlər daha parlaqdır.

Aşağıdakı şəkil, bir neçə xüsusiyyəti göstərmək üçün bəzi yazıları olan tipik bir SDSS spektrini göstərir. Aşağıdakı mətnin bəzi xüsusiyyətlərini təsvir etdiyi şəkli araşdırın.

Spektrin bəzi xüsusiyyətləri bunlardır:

  • Davamlı zirvə - spektrdə geniş "təpənin" zirvəsi
  • Absorbsiya xətti - spektrdəki dar "vadilərdən" biridir
  • Səs-küy - spektr səs-küyündə bəzi kiçik təsadüfi dalğalanmalar ümumiyyətlə udma xətlərindən daha kiçikdir

Ulduzun spektri əsasən davamlı spektr yaradan termal radiasiyadan ibarətdir. Ulduz qamma şüalarından radio dalğalarına qədər bütün elektromaqnit spektri boyunca işıq saçır. Ancaq ulduzlar bütün dalğa boylarında eyni miqdarda enerji yaymırlar.

Onların istilik radiasiyasının ən yüksək emissiyası ( davamlı pik Yuxarıdakı spektrdə) ulduzun səthinin istiliyi ilə müəyyən edilmiş bir dalğa uzunluğuna gəlir və ulduz nə qədər isti olursa, davamlı pik də mavidir.

Aşağıda solda ideal bir istilik spektri göstərilir. Sağda həqiqi bir ulduz spektri göstərilir.

Davamlı spektrdən əlavə bir ulduz spektri bir sıra qaranlıq xətləri də əhatə edir (udma xətləri). Absorbsiya xətləri, elektronları spesifik bir dalğa uzunluğunda işığı udan və elektronların aşağı enerji səviyyəsindən daha yüksək səviyyəyə keçməsinə səbəb olan atomlar tərəfindən istehsal olunur. Bu proses ulduz tərəfindən istehsal olunan bəzi davamlılıqları aradan qaldırır və spektrdə qaranlıq xüsusiyyətlərlə nəticələnir.

Yuxarıda sağda göstərilən həqiqi ulduz spektrində altdakı şəklin necə olduğunu ( davamlı), sol tərəfdəki spektrlə təxminən eyni zirvəyə sahib olan bir istilik radiasiya əyrisidir. Bu ikisi arasındakı böyük fərq, həqiqi bir ulduz spektrinin udma xətləri və səs-küyə sahib olmasıdır.


Mündəricat

Ulduzlar mükəmməl bir qara cisim olmasa da, əvvəlcə ulduzlar tərəfindən yayılan işıq spektrlərinin qara cisim şüalanma əyrisinə uyğun olduğunu və bəzən termal şüalanma əyrisi olaraq da adlandırılır. Qara cisim əyrisinin ümumi forması özünəməxsus dərəcədə onun temperaturu ilə təyin olunur və pik intensivliyinin dalğa uzunluğu temperaturla tərs mütənasibdir, bu əlaqə Wienin Yer dəyişdirmə Qanunu adlanır. Beləliklə, bir ulduz spektrinin müşahidəsi onun effektiv temperaturunu təyin etməyə imkan verir. Spektrometriya yolu ilə ulduzlar üçün tam spektrlər əldə etmək, bir neçə lentdəki sadə fotometriyadan daha çox şey əhatə edir. Beləliklə, ulduzun böyüklüyünü bir çox fərqli rəng indeksində müqayisə edərək, ulduzun təsirli temperaturu hələ də müəyyən edilə bilər, çünki hər bir rəng arasındakı böyüklük fərqləri bu temperatur üçün unikal olacaqdır. Beləliklə, rəngli rəngli diaqramlar, Hertzsprung-Russell diaqramı kimi, ulduz populyasiyasını təmsil edən vasitə kimi istifadə edilə bilər və fərqli spektral siniflərin ulduzları diaqramın müxtəlif hissələrində yaşayacaqdır. Bu xüsusiyyət müxtəlif dalğa uzunluğu bantları içərisindəki tətbiqlərə səbəb olur.

Ulduz lokusda ulduzlar az və ya çox düz bir xüsusiyyətdə düzəlməyə meyllidir. Ulduzlar mükəmməl qara cisimlər olsaydı, ulduz lokusu həqiqətən saf bir düz xətt olardı. Düz xətt ilə fərqliliklər, ulduz spektrlərindəki udma və emissiya xətləri ilə əlaqədardır. Bu fərqliliklər, istifadə olunan filtrlərdən asılı olaraq az və ya çox aydın ola bilər: xətləri olmayan bölgələrdə yerləşən mərkəzi dalğa uzunluğundakı dar filtrlər, qara gövdəyə yaxın bir reaksiya verəcəkdir və hətta kifayət qədər geniş olduqda xətlərin mərkəzində olan filtrlər də verə bilər. ağlabatan qara cisim kimi bir davranış.

Bu səbəbdən, əksər hallarda ulduz lokusunun düz xüsusiyyəti, saf qaraciyərlər üçün çıxarılan Ballesteros formulu [2] ilə təsvir edilə bilər:

burada A, B, C və D ulduzların mərkəzi tezliklərlə filtrlər vasitəsilə ölçülən böyüklükləridir νa , νb , νcνd müvafiq olaraq və k filtrlərin mərkəzi dalğa uzunluğundan və genişliyindən asılı olaraq sabitdir, aşağıdakılardır:

Düz xəttin yamacının filtr genişliyindən deyil, yalnız effektiv dalğa uzunluğundan asılı olduğunu unutmayın.

Bu düsturdan məlumatların kalibrlənməsi üçün birbaşa istifadə oluna bilməməsinə baxmayaraq, verilmiş iki filtr üçün yaxşı bir kalibrlənmiş məlumat varsa, digər filtrlərdəki məlumatları kalibrləmək üçün istifadə edilə bilər. İki tanınmış filtrdən istifadə edərək naməlum bir filtrin təsirli dalğa uzunluğunun orta nöqtəsini də ölçmək üçün istifadə edilə bilər. Bu, qeydlər qorunmadıqda və filtr məlumatları itirildikdə köhnə məlumatlar üçün istifadə olunan filtrlər haqqında məlumatları bərpa etmək üçün faydalı ola bilər.

Fotometrik kalibrləmə Düzəliş edin

Ulduzların rəng-rəng diaqramı birbaşa kalibrləmə və ya optik və infraqırmızı görüntüləmə məlumatlarında rəngləri və böyüklükləri yoxlamaq üçün istifadə edilə bilər. Bu cür üsullar, qalaktikamızdakı ulduz rənglərinin səmanın böyük əksəriyyəti arasında əsas paylanmasından və müşahidə olunan ulduz rənglərinin (görünən böyüklüklərdən fərqli olaraq) ulduzlara olan məsafədən asılı olmamasından faydalanır. Ulduz lokus regresiyası (SLR) [3], rəng terminlərini ölçmək üçün çox nadir hallarda (ildə bir dəfə və ya daha az) istisna olmaqla, fotometrik kalibrlərdə standart ulduz müşahidələrinə ehtiyacın aradan qaldırılması üçün hazırlanmış bir metoddur. SLR bir sıra tədqiqat təşəbbüslərində istifadə edilmişdir. NOAO Dərin Geniş Sahə Tədqiqatı bölgəsindəki NEWFIRM tədqiqatı, ənənəvi kalibrləmə metodları ilə əldə edilə biləcəyindən daha dəqiq rənglərə çatmaq üçün istifadə etdi və Cənubi Qütb Teleskopu, qalaktika qruplarının qırmızı sürüşmələrinin ölçülməsində SLR istifadə etdi. [4] Mavi uclu metod [5] SLR ilə yaxından əlaqəlidir, lakin əsasən IRAS məlumatlarından Qalaktik yox olma proqnozlarını düzəltmək üçün istifadə edilmişdir. Digər tədqiqatlar ulduz rəng rəngli diaqramdan, əsasən Oxford-Dartmouth Otuz Dərəcə Araşdırması [6] və Sloan Rəqəmsal Səma Araşdırması (SDSS) daxil olmaqla bir kalibrləmə diaqnostik vasitə kimi istifadə etmişdir. [7]

Rəngdən kənar hədlər Düzəliş edin

SDSS və ya 2 Micron All Sky Survey (2MASS) kimi böyük müşahidə anketlərindən alınan məlumatların təhlili, çox sayda məlumat verildiyi üçün çətin ola bilər. Bu kimi sorğular üçün, əsas ardıcıllıq ulduz populyasiyasının nəticələrini tapmaq üçün rəng rəngli diaqramlardan istifadə edilmişdir. Bu kənarlıqlar müəyyən edildikdən sonra daha ətraflı öyrənilə bilər. Bu metod ultrakool subdwarfları müəyyənləşdirmək üçün istifadə edilmişdir. [8] [9] Fotometrik olaraq nöqtə kimi görünən həll olunmamış ikili ulduzlar, bir üzvün əsas ardıcıllıqdan kənar olduğu hallarda rəng rəngli kənar nöqtələr öyrənilərək müəyyən edilmişdir. [10] Ulduzların asimptotik nəhəng budağı boyunca karbon ulduzundan planet dumanlığına doğru təkamül mərhələləri rəng-rəng diaqramlarının fərqli bölgələrində görünür. [11] Kvazarlar eyni zamanda rəng rəngi kənarları kimi görünür. [10]

Ulduz meydana gəlməsini redaktə edin

Rəng-rəng diaqramları ulduz əmələ gətirən bölgələri öyrənmək üçün infraqırmızı astronomiyada tez-tez istifadə olunur. Ulduzlar toz buludlarında əmələ gəlir. Ulduz büzülməyə davam etdikdə ətrafdakı bir toz disk meydana gəlir və bu toz içindəki ulduz tərəfindən qızdırılır. Tozun özü də ulduzdan daha soyuq olsa da, qara bir cisim kimi yayılmağa başlayır. Nəticədə ulduz üçün artıq infraqırmızı radiasiya müşahidə olunur. Ulduz tozu olmasa da, ulduz əmələ gələn bölgələr əsas ardıcıllıqdakı ulduzlarla müqayisədə yüksək infraqırmızı parlaqlıq nümayiş etdirir. [12] Bu təsirlərin hər biri ulduzlararası mühitdə tozun səpələnməsi nəticəsində meydana gələn ulduz işığının qızartımasından fərqlənir.

Rəng-rəng diaqramları bu effektlərin təcrid olunmasına imkan verir. Əsas ardıcıllıq ulduzlarının rəng-rəng münasibətləri yaxşı məlum olduğu üçün, nümunədəki sağdakı qara xəttlə edildiyi kimi nəzəri əsas ardıcıllıq qurula bilər. Ulduzlararası toz səpələnməsi də yaxşı başa düşülür və bu da rənglər rəng diaqramında kəsikli xətlərlə göstərilən ulduzlararası tozla qırmızı rəngə girən ulduzların müşahidə olunduğu bölgəni təyin edən rəng-rəng diaqramında lentlər çəkilməsinə imkan verir. İnfraqırmızı rəng-rəng diaqramları üçün tipik oxlar üfüqi oxda (H-K) və şaquli oxda (J-H) var (lent rənglərinin təyinatları barədə məlumat üçün infraqırmızı astronomiyaya baxın). Bu oxlar olan bir diaqramda ana ardıcıllığın sağına düşən ulduzlar və çəkilən qırmızı rəngli zolaqlar K zolağında ulduzlararası toz səbəbiylə qızartma yaşanmış əsas ardıcıllıq ulduzları ilə müqayisədə əhəmiyyətli dərəcədə daha parlaqdır. J, H və K zolaqlarından K ən uzun dalğa uzunluğundadır, buna görə K zolağında anormal parlaq olan cisimlərin infraqırmızı artıqlığı nümayiş etdirir. Bu cisimlər, ehtimal ki, protostellar təbiətindədir, uzun dalğa uzunluğundakı həddindən artıq radiasiya, protostarların yerləşdirildiyi əks dumanlığının bastırmasından qaynaqlanır. [13] Rəngli rəngli diaqramlardan sonra ulduz formasiyasının öyrənilməsi üçün bir vasitə kimi istifadə edilə bilər, çünki bir ulduzun meydana gəlməsindəki vəziyyəti diaqramdakı vəziyyətinə baxaraq təyin etmək olar. [14]


Ulduz spektr sahələrində & ldquog-98 & rdquo nədir? - Astronomiya

Ulduz parlaqlığı, məsafələr və hərəkətlər

1. Pluton ən çox 14-cü böyüklükdədir. Magn -4 bal gücünü aşa bilən Veneradan neçə dəfə daha zəifdir?

2. Nə üçün planetlərin aydın parlaqlığı dəyişir?

a. Daimi bir enerji çıxışı yoxdur.

b. Onlardan əks olunan günəş işığı zamanla dəyişir.

c. Çoxunun dəyişkən albedosu var.

d. Onların günəşdən və yerdən olan məsafələri zaman keçdikcə kəskin şəkildə dəyişir. *

3. Səmaya baxmaqla müəyyən bir bürcdəki ulduzların fərqli məsafədə olduğunu deyə bilmərik, bir otaqda isə cisimlərin bizdən fərqli məsafələrdə olduğunu asanlıqla deyə bilərik. Two İki vəziyyət arasındakı fərq nədir?

a. Beynimiz kiçik paralaks açılarını üçüncü bir ölçü kimi şərh edə bilməz.

b. Ulduzlar o qədər uzaqdadır ki, gözlərimiz tərəfindən fərqlənən paralaks nümayiş etdirmirlər.

c. Bir otaqda gözlərimizin ayrılması, bir paralaksı görə biləcəyimiz və üçüncü bir ölçüyə çevirə biləcəyimiz bir cismə olan məsafəyə görə kifayət qədər böyükdür.

4. Yaxınlıqdakı bir ulduzun paralaksı daha uzaq bir ulduzun paralaksından daha böyük və ya kiçik olarmı?

d. Paralaks müşahidə edilə bilməz.

5. Bir ulduzun 0,2 yay saniyəsində müşahidə olunan paralaksı var. Başqa bir ulduzun paralaksı 0,02 arc saniyədir. Nə qədər uzaqdır?

6. Əsas ardıcıllığın mövcudluğunun əhəmiyyəti nədir?

a. Böyük bir ulduz sinfi üçün temperatur və radius sadə bir əlaqə qurur.

b. Böyük bir ulduz sinfi üçün kütlə və radius sadə bir əlaqə qurur.

c. Böyük bir ulduz sinfi üçün kütlə və temperatur sadə bir əlaqə qurur.

d. Böyük bir ulduz sinfi üçün istilik və parlaqlıq sadə bir əlaqəyə sahibdir. *

7. Cırtdan və ağ cırtdan arasında müşahidə fərqi nədir?

a. Fərq yalnız rəngdir.

b. Cırtdan adi ana ardıcıllıq ulduzu və ağ cırtdan elektron degenerasiya ulduzudur. *

c. Cırtdan adi ana ardıcıllıq ulduzu və ağ cırtdan neytron degenerasiya ulduzu.

d. Cırtdan adi ana ardıcıllıq ulduzu və ağ cırtdan proto-ulduzdur.

8. İki ulduzun görünən böyüklüyü eyni və eyni spektral tipdədir. Biri digərindən iki dəfə çox uzaqdır. İki ulduzun nisbi ölçüsü nə qədərdir?

a. Ən yaxın ulduz, uzaq ulduzun dördüncü ölçüsüdür.

b. Ən yaxın ulduz uzaq ulduzun yarısının böyüklüyündədir. *

c. Ən yaxın ulduz uzaq ulduzun iki qat böyüklüyündədir.

d. Ən yaxın ulduz uzaq ulduzun dörd qat böyüklüyündədir.

9. Bir ulduzun mövqeyi başqa bir ulduza nisbətən qövsün _______ saniyə dəqiqliyinə qədər ölçülə bilər.

10. Ulduz paralaksının təyini vacibdir, çünki birbaşa təyin olunmasına imkan verir

11. Ən yaxın ulduza (Günəş xaricində) olan məsafə __________ parsek (lər) ə ən yaxındır.

12. Doğru bir ulduz paralaksının ölçülə biləcəyi ən uzaq ulduz haqqında

13. Bir ulduzun görmə qabiliyyəti başqa bir ulduzdan üç böyükdür. Buna görə birinci ulduz ikinci ulduzdan təxminən _________?

14. Müəyyən bir gündə Günəşin görmə qabiliyyəti -26.5, axşam isə Ayın görünən -12.5 böyüklüyü varsa, Günəş o gün nə qədər parlaq göründü?

15. Əksər ulduzların müşahidə olunan spektrləri arasındakı ilkin fərq aşağıdakılardan hansıdır?

a. davamlı spektrin mövcudluğu və ya olmaması

b. udma xətlərinin fərqli güclü və naxışları *

c. emissiya xətlərinin fərqli güclü və nümunələri

d. bütün ulduzların spektrləri təxminən eyni görünüşə malikdir.

16. Ulduz spektrlər arasında müşahidə olunan fərqlər, ilk növbədə ulduzlardakı fərqlərdən qaynaqlanır

17. Bir ulduz spektri ionlaşmış heliumun yaratdığı güclü xətləri göstərirsə, ulduzun spektral növüdür

18. Bəzi cisimlərin spektrində helium spektral xətləri və metallardan güclü cizgilər varsa, cisim yəqin ki

b. temperaturu zamanla dəyişən bir ulduz

c. güclü emissiya xətləri olan bir ulduz

19. Bir ulduz isti qaz qabığı ilə əhatə olunarsa, bu isti qazın spektri (a) ________ spektri olacaqdır.

20. Göydəki ulduzların neçə faizinin ikili sistemlərin üzvü olduğu düşünülür?

a. vizual bölgədəki vahid sahə başına saniyədə enerji

b. bütün dalğa boylarında vahid sahə üçün saniyədə enerji

c. böyüklük üçün fərqli bir söz

d. saniyədə ümumi enerji bütün dalğa boylarında yayılır. *

22. Ulduzun parlaqlığı yalnız ulduzdan asılıdır

b. temperatur və məsafə.

d. temperatur və diametr. *

23. Mütləq vizual böyüklük

a. Yerdən müşahidə olunan bir ulduzun görünən böyüklüyü.

b. 1000 pc məsafədən müşahidə olunan bir ulduzun parlaqlığı.

c. 10 ulduz məsafədən müşahidə olunan ulduzun görünən böyüklüyü. *

d. Yerdən müşahidə olunan bir ulduzun parlaqlığı.

24. Astronomların mütləq böyüklük anlayışını istifadə etmələrinin səbəbi

a. giriş astronomiya tələbələri üçün həyatı çətinləşdirin!

b. ulduzları fərqli məsafənin təsirləri ilə müqayisə etməyə imkan verin *

c. ulduzların fərqli kütlənin təsiri ilə müqayisə olunmasına imkan verin

d. ulduzları fərqli temperaturun təsirləri ilə müqayisə etməyə imkan verin

e. ulduzları fərqli radiusun təsirləri ilə müqayisə etməyə imkan verin.

25. Aşağıdakılardan hansı ulduz istiliyini təyin etmək üçün özlüyündə faydalı deyil?

e. əsas spektrin maksimum intensivliyinin dalğa uzunluğu.

26. Müzakirə etdiyimiz temperatur təyinetmə üsulları bizə

b. fotosferin dərhal altındakı bölgə

c. mərkəzə qədər yarım yol

27. Ulduz səthinin temperaturu

28. H-R diaqramı bir cədvəldir

b. parlaqlıq və radius

c. kütlə və temperatur

d. parlaqlıq və temperatur *

29. H-R diaqramında bütün ulduzların yüzdə 90-ı var

b. supergig bölgəsində.

30. Əsas ardıcıllıq uzanır

a. yüksək parlaqlıq, yüksək temperaturdan aşağı parlaqlığa, aşağı temperatur *

b. yüksək parlaqlıq, aşağı temperaturdan aşağı parlaqlığa, aşağı temperatur

c. yüksək parlaqlıq, aşağı temperaturdan aşağı parlaqlığa, yüksək temperatur

d. yüksək parlaqlıq, yüksək temperaturdan aşağı parlaqlığa qədər yüksək temperatur.

31. Nəhəng ulduzların diametri günəşdən daha böyük olduğunu bilirik

a. daha parlaqdır, lakin eyni temperaturdadır. *

b. daha az işıqlıdırlar, lakin eyni temperaturdadırlar.

c. daha isti, lakin eyni parlaqlığa sahibdirlər.

d. daha sərin, lakin eyni parlaqlığa sahibdirlər.

e. günəşdən daha böyük bir mütləq böyüklüyə sahibdirlər.

32. Qırmızı supergiant ulduzlar H-R diaqramının hansı hissəsindədir?

a. yüksək parlaqlıq, yüksək temperatur

b. yüksək parlaqlıq, aşağı temperatur *

c. aşağı parlaqlıq, aşağı temperatur

d. aşağı parlaqlıq, yüksək temperatur.

33. Spektroskopik paralaksın məqsədi təyin etməkdir

34. Ulduzun mütləq böyüklüyünü təyin etmək mümkün olduqda ulduzun görünən böyüklüyünü də müşahidə etmişiksə, ___________ da müəyyən edilə bilər.

35. Bütün ulduz xüsusiyyətlərindən ən təməl

36. Ulduz kütlələrin istifadəsi ilə ən asanlıqla müəyyən edilir

b. Newtonun Kepler tərəfindən dəyişdirilmiş ikinci qanunu

d. Newton tərəfindən dəyişdirilmiş Kepler'in üçüncü qanunu *

37. Uzaqdan qalaktikanın işığını gördükdə əsasən hansı ulduzları görürük?

38. Günəşin spektri 5600 aks -ə çatır. Temperature Temperaturu günəşdən iki dəfə çox olan bir ulduzun zirvəsi hansı dalğa uzunluğundadır?

39. O, G və M spektral tipli ulduzlar üçün Plank əyrilərini müqayisə edin.

a. Plank əyriləri O ulduzları üçün bütün dalğa boylarında daha yüksəkdir və göyə qədər zirvələri G ulduzları üçün Planck əyrilərindən G ulduzları və M ulduzları üçün Planck əyrilərinin nisbəti O və G ulduzlarına bənzəyir. *

b. O ulduzları üçün Plank əyriləri bütün dalğa boylarında aşağı və qırmızıya doğru zirvədə G ulduzları üçün Plank əyrilərinə nisbətən G ulduzları və M ulduzları üçün Planck əyrilərinin nisbəti O və G ulduzlarına bənzəyir.

c. O ulduzları üçün Plank əyriləri, G dalları üçün Plank əyrilərindən bütün dalğa boylarında daha yüksəkdir və göyə qədər zirvəsi G ulduzları üçün Plank əyriləri M ulduzları üçün Planck əyrilərindən daha çoxdur və qırmızıya doğru zirvəsi qırmızıya uzanır.

d. O ulduzları üçün Plank əyriləri, bütün dalğa boylarında daha aşağı və qırmızıya doğru zirvələri G ulduzları üçün Plank əyrilərindən çoxdur, G ulduzları üçün Planck əyriləri M ulduzları üçün Plank əyrilərindən daha çoxdur və göyə doğru zirvəsi daha yüksəkdir.

40. Ulduzun spektral tipini hansı əsas amil müəyyən edir?

c. Atmosfer tərkibi.

41. Hansı spektral tiplərdə ən güclü hidrogen udma xətləri var?

42. Bir ulduza məsafəni heliosentrik (trigonometrik) paralaks ilə kilometrlərlə müəyyən etmək üçün bir astronom bilməlidir.

d. Günəş və ulduz arasındakı bucaq

43. A ulduzu mavi rəngli ağ rəngdə, B ulduzu isə qırmızı rəngdə görünür


Ulduz spektr sahələrində & ldquog-98 & rdquo nədir? - Astronomiya

ÖRNEK İMTAHAN 2: Chaisson'dakı 16, 17 və amp 18 üçün

1. Əsas ardıcıllıqdakı ulduz kütlələri aşağı sağdan yuxarı sola.
a. artırmaq
b. azalma
c. hamısı eynidir
d. təsadüfi paylanır

2. Ulduzun mərkəzi təzyiqini və temperaturunu təyin edən əsas kəmiyyət onunkudur
a. kütlə.
b. parlaqlıq.
c. səth istiliyi.
d. kimyəvi birləşmə.
e. radius.

3. Ulduz paralaksının təyini vacibdir, çünki birbaşa təyin olunmasına imkan verir
a. kütlə.
b. məsafə.
c. Diametr.
d. sürət.

4. Ulduz spektrlər arasında müşahidə olunan fərqlər, ilk növbədə ulduzlardakı fərqlərdən qaynaqlanır
a. parlaqlıq.
b. kimyəvi birləşmə.
c. temperatur.
d. vəsatətlər.
e. məkanda yer.

5. Aşağıdakılardan hansı spektral təsnifat sistemi üçün düzgün qaydadır?
a. OBAFKGM
b. OBFAGKM
c. OBAFGKM
d. ABFGKMO

6. Bir ulduz spektri ionlaşmış heliumun yaratdığı güclü xətləri göstərirsə, ulduz spektral tiplidir
a. O.
b. B.
c. A.
d. F.
e. M.

7. Astronomların mütləq böyüklük anlayışını istifadə etmələrinin səbəbi
a. giriş astronomiya tələbələri üçün həyatı çətinləşdirin!
b. ulduzların fərqli məsafənin təsirləri ilə müqayisə edilməsinə imkan verin
c. ulduzların fərqli kütlənin təsiri ilə müqayisə olunmasına imkan verin
d. ulduzları fərqli temperaturun təsirləri ilə müqayisə etməyə imkan verin
e. ulduzları fərqli radiusun təsirləri ilə müqayisə etməyə imkan verin.

8. Aşağıdakılardan hansı ulduz istiliyini təyin etmək üçün öz-özlüyündə YOXdur?
a. spektral sinif
b. rəng indeksi
c. mütləq böyüklük
d. ionlaşma dərəcəsi
e. əsas spektrin maksimum intensivliyinin dalğa uzunluğu

9. Spektroskopik paralaks texnikasının məqsədi müəyyənləşdirməkdir
a. məsafə.
b. temperatur.
c. görünən böyüklük.
d. bolometrik böyüklük.
e. rəng indeksi.

10. H-R diaqramı bir cədvəldir
a. radiusa qarşı istilik.
b. parlaqlıq və radius.
c. kütlə və temperatur.
d. parlaqlıq və temperatur.
e. kütlə parlaqlığa qarşı.

11. Aşağı temperaturlu çox parlaq ulduzlar
a. Günəşlə müqayisədə kiçik diametrlərə sahibdirlər.
b. Günəşlə müqayisə edilə bilən diametrlərə malikdir.
c. Günəşlə müqayisədə böyük diametrlərə malikdirlər.
d. ağ cırtdanlardır.

12. Günəşin içi a
a. qaz.
b. maye.
c. möhkəm.

13. Günəşin mərkəzinin temperaturu təqribən
a. 10.000 K.
b. 100.000 K.
c. 1.000.000 K.
d. 10.000.000 K.
e. 100.000.000 K.

14. Günəşin nüvəsində istehsal olunan bir qamma şüası fotonu səthdə görünən işıq fotonu kimi necə çıxır?
a. udma və yenidən emissiya yolu ilə enerjisini itirir
b. udma və yenidən emissiya yolu ilə enerji qazanır
c. əslində dəyişmir, Günəşin səthindəki bütün fotonlar qamma-şüa fotonlardır
d. gamma-şüa fotonu deyil, çünki Günəşin nüvəsində istehsal olunan bütün fotonlar görünən işıq fotonlarıdır

15. Günəşdə ən çox olan, əvvəlcə ən çox verilmiş iki element
a. karbon və oksigen.
b. dəmir və hidrogen.
c. helium və azot.
d. azot və helium.
e. hidrogen və helium.

16. Hidrostatik tarazlıq arasında olan bir tarazlıqdır
a. hidrogen və karbon.
b. su, hidrogen və oksigen.
c. cazibə qüvvəsi və xarici təzyiq.
d. su və elektrik (statik) yük.

17. Günəşdəki qaynaşma arasında meydana gəlir
a. protonlar.
b. elektronlar və protonlar.
c. elektronlar və neytronlar.
d. neytronlar və protonlar.
e. elektronlar.

18. Günəşin səthi olaraq görmə qabiliyyətimiz budur
a. fotosfer.
b. xromosfer.
c. tac.

19. Günəş tacının temperaturu təqribəndir
a. 5.000 K.
b. 10.000 K.
c. 50.000 K.
d. 100.000 K.
e. 1.000.000 K.

20. Günəşin udma xətti spektri
a. daxili.
b. fotosfer.
c. xromosfer.
d. tac.

21. Günəş küləyi daha çox əlaqələndirilir
a. günəş ləkələri.
b. qabarıqlıqlar.
c. tac deşiklər.
d. Yupiterin maqnit sahəsi.

22. Günəş maqnit sahəsi dövrünün (polarite daxil olmaqla) tam bir dövrü davam edir
a. bir il.
b. 11 il.
c. 22 il.
d. 33 il.
e. 44 il.

23. Günəş salınımları vasitəsi ilə öyrənilir
a. Günəşin açısal ölçüsündə dövri dəyişiklikləri müşahidə etmək.
b. Doppler növbəsində müşahidələr.
c. Günəşdəki güclü rəng dəyişikliklərini müşahidə etmək.
d. günəş tutulması.

24. Günəş neytrinosuna aid aşağıdakı ifadələrdən hansı doğrudur?
a. proqnozlaşdırıldığından daha az müşahidə edilmişdir
b. müşahidə olunan və proqnozlaşdırılan rəqəmlər bərabərdir
c. proqnozlaşdırıldığından daha çox müşahidə edilmişdir

25. Ulduz diametrləri __________ ulduzların tədqiqatları nəticəsində müəyyən edilə bilər.
a. vizual ikili
b. astrometrik ikili
c. spektroskopik ikili
d. tutulma ikili

26. Yalnız bir ulduzun istiliyi və parlaqlığı haqqında biliklərdən onu müəyyən edə bilərik
a. kütlə.
b. radius.
c. məsafə.
d. fırlanma dövrü.
e. fırlanma sürəti.

27. Ulduz kütlələrin istifadəsi ilə ən asanlıqla təyin olunur
a. Newtonun ilk qanunu.
b. Newtonun Kepler tərəfindən dəyişdirilmiş ikinci qanunu.
c. Keplerin ikinci qanunu.
d. Newton tərəfindən dəyişdirilmiş Kepler'in üçüncü qanunu.

28. Əsas ardıcıllıq ulduzları üçün kütlə-parlaqlıq əlaqəsi deyir:
a. yüksək kütlə, yüksək parlaqlıq.
b. yüksək kütlə, aşağı parlaqlıq.
c. parlaqlıq bütün kütlələr üçün sabitdir.
d. parlaqlıq kütlədən asılı deyil.

29. Ulduzlararası qaz və tozun orta temperaturu nə qədərdir?
a. 3 K
b. 100 K
c. 1000 K
d. 0 K

30. Bir emissiya bulutsusu və ya HII bölgəsi etmək üçün hansı iki maddəyə ehtiyac var?
a. Ulduzlararası qaz və toz
b. Sərin ulduzlar və ulduzlar arası toz
c. İsti ulduzlar və ulduzlararası qaz
d. Sərin ulduzlar və ulduzlararası qaz

Təcrübə imtahanına cavablar 2

1. a
2. a
3. b
4. c
5. c
6. a
7. b
8. c
9. a
10. d
11. c
12. a
13. d
14. a
15. e
16. c
17. a
18. a
19. e
20. b
21. c
22. c
23. b
24. a
25. d
26. b
27. d
28. a
29. b
30. c


Müştərilərimiz üçün mükəmməllik təqdim edirik.

Günəş tutulması nədir?

Armagh Rəsədxanası və Planetarium bu gün (10 iyun cümə axşamı) ələ keçirmək və salmaq üçün çıxdı

May 2021 Armagh hava

18 İLDƏ WETTEST MAY, ALTI İLDƏ SOYUQ, ORTAŞDAN GÜNƏŞLİ. BAHAR & hellip

Tələbələrinizi məkanın heyrəti və heyrəti ilə STEM öyrənməyə cəlb edin

Armagh Rəsədxanası və Planetarium, təhsil və məlumat üçün regional bir mərkəzdir


HERTZSPRUNG-RUSSELL DİQRAMI

  • Əksər ulduzlar boyunca uzanır Əsas ardıcıllıq isti, parlaq ulduzlardan sərin, zəif ulduzlara qaçmaq.
  • Həmçinin var Qırmızı nəhəng parlaq və sərin olan ulduzlar
  • Var Supergiant çox parlaq və geniş temperaturu olan ulduzlar
  • Və var Ağ cırtdan isti, lakin çox zəif olan ulduzlar.

H-R diaqramını nəzərə alsaq, müəyyən bir temperaturun ulduzlarının çox fərqli parlaqlıqlardan birinə sahib ola biləcəyini qeyd edə bilərsiniz. Yəni, məsələn, səthinin temperaturu 9000 K olan bir ulduz ağ cırtdan, ana ardıcıllıq ulduzu və ya supergigant ola bilər.

Bu müxtəlif alternativləri yalnız bir ulduz spektrindən ayırmaq mümkündürmü? Bəli, elədir. Fərqləndirmək üçün ulduz spektrlərindəki xətlərin müşahidə olunmuş ətraflı xüsusiyyətlərindən istifadə etmək olar Parlaqlıq sinfi bir ulduz.

Bunun səbəbi müxtəlif ulduz siniflərinin ulduz atmosferlərindəki şərtlərin çox fərqli olmasıdır. Eyni temperatur, lakin çox fərqli sıxlıq və təzyiq var.

Bu, 1930-cu illərdə ulduz parlaqlığı siniflərinin tərifinə gətirib çıxardı. Parlaqlıq Təsnifatı sistemi Supergiants-dan (siniflər) işləyir Bəliİb) Əsas Sıra ulduzları vasitəsilə (sinif V).

Bu sxemdə Günəşin bir təsnifatı var G2V.

Diqqət yetirin ki, bunu qiymətləndirmək olar Parlaqlıq YALNIZ spektrindən bir ulduz!

Görünən parlaqlığı birbaşa (fotometriyadan) ölçmək olar.

Beləliklə, bu "Spektroskopik Paralaks" dan ulduza qədər olan məsafəni təxmin etmək olar. Bu məsafəni qiymətləndirmə metodu 10-20% səviyyəsində dəqiq nəticələr verə bilər.

Ulduz kütləvi

Təcrid olunmuş bir ulduzun kütləsini ölçməyin bir yolu olmadığı ortaya çıxdı. Kütləni yalnız başqa bir şeyə cazibə təsiri ilə ölçmək olar. Xoşbəxtlikdən təbiət bizə ulduz kütləsini ölçmək üçün bir vasitə verdi:

Günəşin olduğu ortaya çıxdı Var bəzi mənada qeyri-adi. Bunlardan ən aydın olanı Günəşin çox ulduzlu sistemin bir hissəsi olmadığıdır. Əksər ulduzlar bu qrupların üzvləridir (ikili, üçqat və s.).

İkili ulduzların müşahidələri bizə ulduzların xüsusiyyətləri haqqında çox şey izah etmək üçün çıxır.

Əvvəlcə bir xəbərdarlıq: İkili bir-birinə cazibə qüvvəsi ilə bağlanmış və beləliklə ortaq bir kütlə mərkəzinin ətrafında dövr edən bir cüt ulduzdur. Çox fərqli məsafələrdə əlaqəsiz bir ulduz olan, təsadüfi proyeksiya ilə göydə bir-birinə yaxın görünən "optik cütlər" də var.

Vizual ikili sənədlər hər iki ulduzu görə bildiyimiz və bir-birinin ətrafında döndüyünü görə bildiyimiz sistemlərdir.

Visual Binaries-in orbital xüsusiyyətləri ikili ulduzların kütlələrini ölçmək üçün istifadə edilə bilər. Bu, "Keplerin üçüncü qanunu" nun ümumiləşdirilməsindən irəli gəlir:

Harada Mİki ulduzun kütlələri, a orbitin yarı böyük oxudur və P orbitin dövrüdür.

Ölçmək olar P biri səbirli olsa. Bucaqlı yarı əsas oxu da ölçmək olar. Ancaq iki problem var. Əvvəlcə bunu həqiqi, fiziki yarı böyük oxa çevirmək üçün məsafəni bilməlisiniz. İkincisi, biz belə etmirik həqiqətən açısal yarı əsas oxu ölçün. Bu kəmiyyətin proyeksiyasını görmə xəttimiz boyunca ölçürük. Beləliklə, ölçdüyümüz şey həqiqi açısal yarı əsas oxdan az ola bilər.

Ən azından bəzi hallarda bunu həll etməyin yolları var. Və vəziyyətin belə olduğunu düşünsək, iki ulduzun kütlələrinin cəmini ölçmək üçün bir yolumuz var.

İkili sistemdə hər iki ulduz da ümumi bir kütlə mərkəzi ətrafında dövr edir. Daha kütləvi ulduz daha az hərəkət edir və kütlənin mərkəzinə daha yaxındır. Həddinə çatdıqda, bir ulduz ətrafında dövr edən kiçik bir planet və bir-birinin ətrafında orbitdə olan iki bərabər kütlə ulduzu var.

İki ulduzun orbitlərinin nisbi ölçüləri bizə xəbər verir

(Bu barədə təfərrüatları tərləməyin). Həm kütlələrin cəmini, həm də kütlələrin nisbətini təyin edə bilsəniz, hər iki kütlə üçün həll edə bilərsiniz.

  • Strong Balmer absorption lines (from the A star)
  • AND strong metal absorption lines (from the K star)
  • AND the two sets of lines would be Doppler shifting with respect to one another

Such a system is a Spectroscopic Binary. It turns out to be quite possible to take real data on the velocities of stars in spectroscopic binaries that can be well-fit by the sort of smooth curves shown in the cartoon figure.

Tutulma ikili are systems in which the orientation of the orbit is such that the orbital axis is perpendicular to our line of sight. So the stars one another. In this case, ignoring the properties of the spectrum entirely, one can see the eclipses by monitoring the apparent brightness of the binary, thus measuring the light curve of the system. Note that this can tell you the relative brightness and sizes of the two stars in the system.

If you are so lucky as to find a genuine, gold-plated Double-Lined Spectroscopic Eclipsing Binary, then you can determine L, M, R, T for both stars in the system. This is pretty rare, but such systems are the fundamental calibrators (other than the Sun) for the basic physical parameters of stars.

The study of nearby binaries has shown us that a Mass-Luminosity relationship exists for Main Sequence stars.

  • The range of stellar masses covers 3-4 orders of magnitude from about a tenth of a Solar mass up to about 100 Solar masses
  • Low-mass stars are faint
  • High-mass stars are luminous

And here's another one of those bits of information to stick in your back pocket for future reference:

So, for instance, a star that is twice the mass of the Sun will have about ten times the Luminosity of the Sun.

So, for instance, a star that is twice the mass of the Sun will have about ten times the Luminosity of the Sun.

One result that emerges from the study of the fundamental properties of stars is that most stars are fainter than the Sun. Of the 34 stars within 4pc, only 3 are more luminous than the Sun. And a plot of the 34 optically brightest stars in the sky contains almost none of the list of closest stars. Instead, they are mainly truly luminous stars that are very far away. This study of Stellar Luminosity Functions is one of the key observations that help us figure out the basics of how stars form (One could say that the Stellar Luminosity Function forms a "boundary condition" for a model of how stars form).


TOOLS FOR WORKING WITH INTERESTING APOGEE SUBSAMPLES

This codebase contains tools to characterize the properties of different subsamples of the APOGEE data using stellar-evolution models. In particular, it contains methods to reproduce the selection of red clump (RC) stars as in Bovy et al. 2014 <http://adsabs.harvard.edu/abs/2014ApJ. 790..127B> __, to calculate the mean K :sub: s magnitude along the RC as a function of metallity and color (Fig. 3 in that paper). The code also allows the average RC mass, the amount of stellar-population mass represented by each RC star, and the age distribution (Figs. 12, 13, and 14 in the above paper) to be computed. The tools in this package are kept general such that they can also be useful in defining other subsamples in APOGEE.

The RC catalog is constructed by inspecting the properties of stellar isochrones computed by stellar-evolution codes and finding the region in surface-gravity--effective-temperature--color--metallicity space in which the absolute magnitude distribution is extremely narrow (allowing precise distances to be derived). The apogee toolbox can load different stellar-isochrone models and compute their properties. This is implemented in a general apogee.samples.isomodel class the code particular to the RC lives in apogee.samples.rc, ilə rcmodel being the equivalent of the more general isomodel. This code requires the isodist <http://github.com/jobovy/isodist> __ library with accompanying data files see the isodist website for info on how to obtain this.

The actual code used to generate the APOGEE-RC catalog from the general APOGEE catalog is included as this script <https://github.com/jobovy/apogee/blob/master/apogee/samples/make_rcsample.py> __.

For example, we can load near-solar metallicity isochrones from the PARSEC <http://stev.oapd.inaf.it/cgi-bin/cmd> __ library for the RC using::

This command will take about a minute to execute. We can then plot the isochrones, similar to Fig. 2 in the APOGEE-RC paper::

We can also calculate properties of the absolute magnitude distribution as a function of color::

rc.mode(0.65) -1.659 rc.sigmafwhm(0.65) 0.086539636654887273

and we can make the same plot as above, but including the model, full-width, half-maximum, and the cuts that isolate the narrow part of the luminosity distribution::

(this takes a while) which shows

We can also compute the average mass of an RC star, the fraction of a stellar population's mass is present in the RC, and the amount of stellar population mass per RC star. These are all calculated as a function of log10(age), so a grid of those needs to be specified::

For convenience, the data in Figs. 3, 13, 14, and 15 in Bovy et al. 2014 <http://adsabs.harvard.edu/abs/2014ApJ. 790..127B> __ has been stored as functions in this codebase. For example, we can calculate distances as follows::

from apogee.samples.rc import rcdist rcd= rcdist() rcd(0.65,0.02,11.) array([ 3.3412256])

where the inputs to rcd var J-K :sub: s color, metallicity Z (converted from [Fe/H]), and the apparant K :sub: s magnitude.

We can also get the data from Figs. 13, 14, and 15. This can be achieved as follows::

which sets up all of the required data. We can then get the average mass etc.

gives the bottom panel of Fig. 14. We can also calculate the age distribution::

which returns a function that evaluates the age PDF for the solar-neighborhood metallicity distribution assumed in the paper. We can also directly plot it::

which gives Fig. 15. More info on all of these functions is available in the docstrings.


The Solar Flux Spectrum

The integrated light of the sun, also termed the solar flux, is essential for comparison with stellar spectra and very useful in comparing with model spectra. As recently emphasized by Kurucz (2009), solar flux spectra taken from above the earth’s atmosphere, clear of terrestrial absorption, would be perfect for such purpose but are lacking.
Corrections for Ground-based Spectra

Terrestrial and satellite spectroscopic equipment is built to operate with the object in focus with the result that there are no solar flux satellite spectra. However, the McMath-Pierce solar telescope on Kitt Peak, on rare occasions, has been operated with the image-forming mirror replaced by a flat to obtain solar flux spectra.

One set of McMath-Pierce flux spectra has been reported on by Kurucz et al (1984) for the spectral band 296 to 1300 nm, not corrected for terrestrial absorption. The region 296 to 540 is essentially clear of terrestrial lines. Proceeding to the infrared, weak H2O lines begin to appear, then O2 bands beyond 579 nm and others in the infrared.

We have searched through the archives of the Fourier Transform Spectrometer (FTS) at the McMath-Pierce and found two runs of flux spectra: the first taken in 1981 by Brault and Testerman and used by Kurucz et al (1984) and the second in 1989 by Mitchell and Plymate.

Since H2O is highly variable, the best observational material for correcting for it is a set of spectra showing the variation due to change in slant path as the sun rises or sets. Then ratios of these spectra, taken in an unchanging instrument configuration, show the effect of varying terrestrial features with the intrinsic solar features canceled out. This enables a correction for both H2O and O2 in spectra in the set and is the process we have used for center disc spectra that we have reported on before (e. g., Wallace, Hinkle and Livingston (2007)). However, the flux spectra were not taken in such sets. To compensate, we have tested various runs of center disc spectra for correcting both flux spectra runs and found the best results with the October 1989 flux spectra using a center disc run by Brown from June 1983.
Results

The results of the analysis are in the file Wallace_2011_solar_flux_atlas. In the region 568 to 925.5 nm, where the telluric correction was needed, we have written the results in ASCII files where column 1 is wavenumber, column 2 is corrected flux spectrum, column 3 is the telluric correction used in the correction, and column 4 is the uncorrected flux spectrum. They are on a common wavenumber scale because interpolations were required to facilitate the ratioing. We have also produced and archived plots of this material of which Figure 1 is a small portion. Note that the observed spectrum in the plot is shifted down by 0.1 below the transmission. The lines in the transmission spectrum deeper than 0.6 are due to O2 and the weaker ones are due to H2O.

The correction is generally good but fails in the centers of the stronger lines and is replaced in the plots of the corrected spectra by gaps. From 568 nm to the violet end of the spectra at 296 nm, no correction for discrete telluric absorbers is needed and the ASCII files contain only wavenumber and uncorrected spectrum, as do the plots.

Our work should be a good step toward a better solar flux spectrum in the visible and near infrared. However, the gaps in our corrected flux spectra due to the stronger telluric lines emphasize the need for flux spectra observed from above the absorbing layer.
References

Kurucz, R. L., 2009, Including All the Lines, in Recent Directions in Astrophysical Quantitative Spectroscopy and Radiation Hydrodynamics, American Institute of Physics Conference Proceedings.

Kurucz, R. L., Furenlid, I., Brault, J., & Testerman, L. 1984, Solar Flux Atlas from 296 to 1300 nm, NSO Atlas No. 1.

Wallace, L., Hinkle, K., & Livingston, W. 2007, An Atlas of the Spectrum of the Solar Photosphere from 13,500 to 33,980 cm-1 (2942 to 7405 Angstroms), NSO Tech. Rept. #07-001


Stellar spectra vs. redshift - what do they actually look like?

Hi everyone, I'm a PhD student in chemistry, so I spend a lot of time looking at molecular spectra. I've always had an intense interest in astronomy and I'm curious about the technical side of studying stellar/galactic spectra.

How big are the effects of redshift on stellar spectra? For instance, if you had a G-type star far away, would you ever encounter a situation where the spectra of the G star starts to overlap, for instance, with that of a K-type star? When I look at examples of stellar spectra online, are they "normalized" to a particular wavelength that corrects for redshift?

I'm assuming there's some standard methodology to measure and quantify the redshift, but for stars (which are nearby) the actual redshift is so small that their spectra looks the same for each spectral type if you zoom out enough. Am I correct in this assumption?

2) When measuring the spectra of distant galaxies to see how redshifted they are, what is this redshift relative to? The spectra of the Sun? Andromeda? An average of Milky Way stars? etc. if that makes sense.

Sorry if my questions seem oddly specific - I know that stellar spectra probably have "fingerprint" regions, but I'm wondering about the degree at which these fingerprint regions change due to redshifting.

The various spectral classes of stars is determined by the presence or absence of various temperature-dependent absorption features in the stars' spectra compared to agreed to standard stars. G-type stars, for example, have hydrogen lines visible and H and K lines are the strongest. These lines are weaker in K-type stars whose spectra are dominated by absorption lines of neutral metals. While Doppler effects may shift the positions of these lines, it does not affect their presence or the resulting spectral classification of the star.

When the redshift of a distant galaxy's spectrum is measured, it is measured relative to some standard on the Earth (e.g. a stable emission or absorption from a cell on the instrument). This measured velocity is then corrected for the orbital motion of the Earth around the Sun to give the radial velocity relative to the barycenter of the Earth-Sun system.

I guess I should've clarified - what I meant to ask was that since the positions of the lines is partially how they are identified, whether the effects of redshift would significantly obfuscate that. But from your answer I gather that the lines do not occur on their own, but in groups that are always a certain wavelength apart corresponding to electronic transitions. If they are redshifted, then all the lines are redshifted by the same amount. Is this the right way to think of it?

That is pretty cool! I had no idea we were capable of such a level of precision at measuring stuff across such vast distances that the motion of the Earth around the Sun would actually need to be corrected for!

Also, if I might add another question: if you had a star on the main sequence halfway in its life cycle say, going from O to B, would its spectra be measured as a superposition the spectra "O"- and a "B"-type star?

Sorry if that last question sounded really dumb!

I think u/Galileos_grandson already answered nicely, but the central point is that all the lines shift at once. We know the nisbət between lines, for example Hydrogen's spectra in visible light is called the Balmer series (corresponding to the n′ = 2 shell). Hydrogen spectra is usually pretty strong in stars, so it's really, really obvious when you look at an unknown spectra even if it's red-shifted.

Secondly, pretty much any individual star we can directly observe and is bright enough to get a clean spectra of is going to be in our own galaxy. The redshifts for that kind of stellar classification are tiny, just a couple of nanometers! So in practice redshift doesn't effect classification of stars. There are lots of other things we take spetcra of, and for very distant things like supernovae you look for known patterns in the ratios between lines of a sequence, like the Hydrogen series, to figure out what is going on.

There is a lot to spectroscopy for Astronomy! I keep thinking of cool things to point out. For instance you don't even need to take a spectra to do rough spectroscopy! There are some cool techniques that use narrow-band color filters. You take a photo of a bunch of stars using a filter that only allows a range of, say, UV light in. Then another photo of the same stars with a different color filter. Then you subtract the brightness's of each star in the two photos to make an "index" number for each star based in the difference in the colors. Because there are important absorption lines that coincide with the filters, the ratio of brightness between two filters ends up being like a very rough "spectra"! You can at least partly classify entire fields of stars at once by looking at the brightness of of photos taken with different filters.

Here is a really nice Stellar Spectral Classification guide written by my former professor:

It has tons of examples for lots of kinds of stars, with the important lines labeled. It will give you a great idea of how it works in practice.


Videoya baxın: Seven colors of the rainbow - Physics in experiments (Sentyabr 2021).