Astronomija

Konvertuoti žurnalą (Žvaigždžių šviesumas / Saulės spindesys) ir pliuso ir minuso variantų žurnalą

Konvertuoti žurnalą (Žvaigždžių šviesumas / Saulės spindesys) ir pliuso ir minuso variantų žurnalą


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

NASA Exoplanet archyve yra keletas žvaigždžių, kurios mane domina, tačiau mane glumina fizinė terminų prasmė.

Pavyzdžiui, yra žvaigždė BD + 15 2940, kurios saulės šviesos log10 yra 2,01 +/- 0,75, kur kitimas taip pat yra žurnalas.

Taigi ar tiesiniai ekvivalentai yra 18,2–575,44, kurių vertė greičiausiai yra 102,33?

Nuėjau į cituojantį straipsnį Nowak ir kt. 2013 m. Ir cituoja kaip log L * / LSun 2,01 +/- 0,75 pagal NASA archyvą.


Jūs visiškai teisus, išskyrus tai, kad autoriai, kiek matau, nenurodo, ar centrinė vertė (t. Y. $ log L = 2,01 $arba $ L = 102 $) yra greičiausiai vertė (t. y režimas), arba vidutinis, arba mediana. Spėju, kad tai yra vidurkis, bet ypač logaritmiškai paskirstytų verčių atveju, mano nuomone, mediana būtų prasmingesnė, nes tokiu atveju gausite tą patį rezultatą, neatsižvelgiant į tai, ar imsite $ L $ arba $ log L $.


Žvaigždžių vėjai

Didžiąją gyvenimo dalį masinėse žvaigždėse vyrauja žvaigždžių vėjai. Jų masės niekada nebūna pastovios, tačiau keičiasi jų ryškumas nuolat mažėja. Pagrindinėje sekoje jie degina vandenilį į helį per CNO procesą, kurio metu jie turi didžiulius konvekcinius branduolius ir radiacinius gaubtus. Stiebo masyvių pagrindinės sekos žvaigždžių žvaigždžių spindesys beveik visą gyvenimą yra labai artimas Eddingtono ribai. Maederis (1987) pateikia šiuos masės ir ryškumo ryšius masyvioms žvaigždėms pagrindinėje sekoje:

40 ≤ M/ M ≤ 120. Gali būti, kad masyviausios žvaigždės, viršijančios maždaug 60 M, neturi tikrosios pagrindinės sekos stadijos pasaulinės statiškumo prasme. Jų paviršiai gali būti tik nepermatomi vėjo sluoksniai. Todėl atmosfera greičiausiai yra dinamiška ir labiau išplėsta nei stacionarus sluoksnis. Jei tai teisinga, amžiaus nustatymas pakeičia pagrindinės sekos izochronų pritaikymą grupėms, kurios apskaičiuojamos remiantis įprastomis prielaidomis.

Žvaigždės masyvesnės nei apie 25 M netekdami vandenilio šerdies degimo fazės, praranda tiek, kiek daugiau nei 10% savo masės. Sparčiai didėja žvaigždžių, kurių masyvumas viršija 25, rodiklis M, 80 proc. pasieks 30% M žvaigždžių. Pagrindinę šių žvaigždžių gyvavimo trukmę yra sunkiau įvertinti nei mažesnės masės objektams. Kadangi jų masė nuolat mažėja net vandenilio šerdies degimo evoliucijos etape, jų gyvenimo trukmė yra ilgesnė, nei būtų galima tikėtis iš pastovios masės modelių:

žvaigždėms, kurių masė 15 ≤ M/M ≤ 60. Didžiausia šių skaičių neapibrėžtis yra masės nuostolių greitis, kai žvaigždė yra pagrindinėje sekoje. Tai labai priklauso nuo recepto, naudojamo skaičiuojant žvaigždės spindesio ir masės nuostolių vėjyje santykį.

Šviečiančių žvaigždžių vėjai stebimi. Klausimas yra ne tai, ar jie atsiranda, o tai, kas juos skatina ir kaip važiavimas priklauso nuo žvaigždžių savybių, tokių kaip masė, spindulys ir skaistis. Jei tai lemia turbulencija ar kita tiesioginio mechaninio įėjimo forma, priklausomybė nuo ryškumo priklauso nuo žvaigždės paviršiaus temperatūros ir spindulio. Kita vertus, spinduliuojamam vėjui važiavimas priklauso nuo gaubto neskaidrumo ir atitinkamai metalo gausos. Šiuo metu yra didelis netikrumas, susijęs su šiais pasirinkimais, ir skaitytojas yra nukreiptas į Maeder ir Chiosi (1994), pateikiant lentelių sąrašą šiuo metu siūlomų teorinių ir empirinių dėsnių. M kaip žvaigždžių parametrų funkcija.

Pagrindinę sekos trukmę taip pat veikia šerdies konvekcija. Žvaigždžių konvekcinės energijos perdavimo fizikoje vis dar yra neaiškumų, ypač dėl konvekcinių ląstelių perviršio ties CNO apdorotos šerdies ir viršutinio radiacinio gaubto riba. Maišant gaubtinę vandenilio medžiagą į helio šerdį, prailgėja žvaigždės gyvavimo laikas vandenilio šerdies degimo stadijoje ir padidėja šerdies masė, palyginti su gaubtu. Tai taip pat prailgina vėlesnio helio šerdies degimo laikotarpį ir taip pakeičia visą tolesnį žvaigždės gyvenimą. Nors žvaigždžių pasiskirstymo populiacijos statistika šalia pagrindinės Hertzsprungo-Russello diagramos (HRD) sekos šiame ankstyvajame evoliucijos etape reikalauja tam tikro maišymo, tokio maišymo mechanizmas yra atvira problema.

Kai helis kaupiasi šerdyje, žvaigždė pradeda vystytis link raudonos milžinės šakos, didėjant šviesumui ir didesniam spinduliui. Čia vėlgi svarbų vaidmenį vaidina masinių nuostolių padariniai. Mažėjant paviršiaus gravitacijai ir didėjant branduolio šaltinio spinduliuotei, žvaigždžių vėjas tampa galingesnis. Bendras šerdies susitraukimo ir padidėjusio masės praradimo poveikis sukelia beveik pastovią ryškumo raidą visoje HRD. Tada žvaigždės ir # x27s trajektorija kerta izochronas, apskaičiuotas pastovios masės modeliams, kai virš anglies šerdies uždegimo prarasta daugiau kaip 30% masės. Masyvios žvaigždės šerdis vystosi beveik nepriklausomai nuo voko masės, todėl nukleosintetinės detalės yra mažiau jautrios masės praradimo receptui nei paviršiaus savybės.


Žvaigždžių formavimo tarpžvaigždinės terpės evoliucija per visą kosminį laiką

Žvaigždes formuojančiose galaktikose ankstesnėse kosminėse epochose buvo daug daugiau molekulinių dujų nei šiuo metu.

Galaktikoje integruotas išeikvojimo laikas, paverčiantis dujas į žvaigždes, pirmiausia priklauso nuo to z arba Hablo laikas ir tam tikru momentu z, vertikalioje galaktikos vietoje pagal žvaigždžių susidarymo greičio ir žvaigždžių masės pagrindinės sekos (MS) koreliaciją.

Pasauliniai galaktikos dujų susikaupimo rodikliai pirmiausia kontroliuoja vyraujančios MS galaktikų populiacijos šaltų molekulinių dujų kiekio ir žvaigždžių susidarymo greičio raidą, kurie savo ruožtu skiriasi priklausomai nuo kosmologinės ekspansijos. Kitas svarbus veiksnys gali būti visuotinis disko fragmentavimasz, turinčios daug dujų, galaktikos, susiejančios vietinius laisvo kritimo grafikus su galaktikos orbitos laikais ir lemiančios greitą radialinių medžiagų pernešimą ir bumbulių augimą. Žemą žvaigždžių susidarymo efektyvumą molekuliniuose debesyse tikėtinai nustato viršgarsiniai srautiniai judesiai ir vidinė turbulencija, kurią savo ruožtu gali lemti gravitacijos energijos konversija aukštoje temperatūroje. z ir (arba) vietinių atsiliepimų iš masyvių žvaigždžių žemai z.

Paprastas dujų reguliatoriaus modelis yra nepaprastai sėkmingas prognozuojant bendrą molekulinių dujų frakcijų, žvaigždžių susidarymo greičių, galaktikos vėjų ir dujų fazių metališkumo evoliuciją.


Literatūra

Miralda-Escude, J. Žvaigždžių, kertančių kaustiką, padidėjimas. Aš - sklandaus potencialo lęšiai. Astrofijos. Dž. 379, 94–98 (1991).

Kelly, P. L. ir kt. Keli labai padidintos supernovos vaizdai, suformuoti ankstyvojo tipo spiečiaus galaktikos objektyvo. Mokslas 347, 1123–1126 (2015).

Rodney, S. A. ir kt. SN Refsdal: pirmosios Einšteino kryžminės supernovos fotometrija ir laiko uždelsimo matavimai. Astrofijos. Dž. 820, 50 (2016).

Kelly, P. L. ir kt. Deja vu iš naujo: supernovos Refsdal pasirodymas. Astrofijos. J. Lett. 819, L8 (2016).

Oguri, M. Prognozuojamos daugybės stipriai lęšio supernovos SN Refsdal vaizdų savybės. Pirmadienis Ne. R. Astronas. Soc. 449, L86 – L89 (2015).

Sharon, K. & amp Johnson, T. L. Pataisytas daugybiškai vaizduojamos objektyvinės supernovos objektyvo modelis, SN Refsdal, MACS J1149 + 2223. Astrofijos. J. Lett. 800, L26 (2015).

Diego, J. M. ir kt. Laisvos formos prognozė, kaip vėl atsiras supernova Refsdal Hablo pasienio laukų grupėje MACSJ1149.5 + 2223. Pirmadienis Ne. R. Astronas. Soc. 456, 356–365 (2016).

Jauzacas, M. ir kt. Hablo pasienio laukai: SN Refsdal sugrįžimo su MUSE ir GMOS spektrografais prognozės. Pirmadienis Ne. R. Astronas. Soc. 457, 2029–2042 (2016).

Grillo, C. ir kt. „MUSE“ pasakojama apie supernovos ‘Refsdal’ istoriją. Astrofijos. Dž. 822, 78 (2016).

Kawamata, R., Oguri, M., Ishigaki, M., Shimasaku, K. & amp Ouchi, M. Tikslus keturių Hablo pasienio lauko grupių ir padidintų didelio raudonojo poslinkio galaktikų pavyzdinis stiprus lęšių masės modeliavimas. Astrofijos. Dž. 819, 114 (2016).

Treu, T. ir kt. „Refsdal“ susitinka su Popperiu: palyginamos daugybiškai vaizduojamos supernovos, atsirandančios už MACSJ1149.5 + 2223, pakartotinio pasirodymo prognozės. Astrofijos. Dž. 817, 60 (2016).

Ebeling, H. ir kt. Išsamus 12 labai rentgeno spindulių galaktikų spiečių pavyzdys z & gt 0.5. Astrofijos. J. Lett. 661, L33 – L36 (2007).

Smithas, G. P. ir kt. Hablo kosminio teleskopo stebėjimas įspūdingu nauju stipraus lęšio galaktikos spiečiu: MACS J1149.5 + 2223 z=0.544. Astrofijos. J. Lett. 707, L163 – L168 (2009).

Zitrin, A. & amp Broadhurst, T. Atrasti didžiausi žinomi objektyvo vaizdai, suformuoti kritiškai suartėjusio objektyvo klasterio. Astrofijos. J. Lett. 703, L132 – L136 (2009).

Yuanas, T.-T., Kewley, L. J., Swinbankas, A. M., Richardas, J. ir amp Livermore'as, R. C. Lęšio pavidalo spiralinės galaktikos metalizmo gradientas esant raudonam poslinkiui 1.49. Astrofijos. J. Lett. 732, L14 (2011).

Karman, W. ir kt. MUSE atskleidė labai jonizuotą regioną, supantį SN Refsdal. Astronas. Astrofijos. 585, A27 (2016).

Castelli, F. & amp Kurucz, R. L. Nauji ATLAS9 modelio atmosferos tinkleliai. Išankstinis spausdinimas adresu https://arxiv.org/abs/astro-ph/0405087 (2004).

Diego, J. M. ir kt. Tamsioji medžiaga po mikroskopu: riboja kompaktišką tamsiąją medžiagą su kaustinės kryžminimo įvykiais. Išankstinis spausdinimas adresu https://arxiv.org/abs/1706.10281 (2017).

Dachsas, J. Šviesių žvaigždžių fotometrija mažajame magelano debesyje. Astronas. Astrofijos. 9, 95–109 (1970).

Bresolin, F. ir kt. Hablo kosminio teleskopo ekstragalaktinių OB asociacijų tyrimas. Astronas. Dž. 116, 119–130 (1998).

Xu, B. ir kt. Milžiniškų lankų aptikimas ir statistika už CLASH grupių. Astrofijos. Dž. 817, 85 (2016).

Duchêne, G. & amp Kraus, A. Žvaigždžių daugybė. Ann. Kun. Astronas. Astr. 51, 269–310 (2013).

Woosley, S. E., Hegeris, A. ir amp. Weaveris, T. A. Masyvių žvaigždžių evoliucija ir sprogimas. Kun. Mod. Fiz. 74, 1015–1071 (2002).

Fryer, C. L. ir kt. Kompaktiška liekanos masės funkcija: priklausomybė nuo sprogimo mechanizmo ir metališkumo. Astrofijos. Dž. 749, 91 (2012).

Spera, M., Mapelli, M. ir amp. Bressan, A. Kompaktinių liekanų iš PARSEC žvaigždžių evoliucijos takų masės spektras. Pirmadienis Ne. R. Astronas. Soc. 451, 4086–4103 (2015).

Paukštis, S. ir kt. Ar LIGO aptiko tamsiąją medžiagą? Fiz. Kun. Lett. 116, 201301 (2016).

Lotz, J. M. ir kt. Pasienio laukai: tyrimo planas ir pirminiai rezultatai. Astrofijos. Dž. 837, 97 (2017).

Jonesas, D. O., Scolnicas, D. M. ir Rodney, S. A. PythonPhot: paprasta DAOPHOT tipo fotometrija „Python“ ascl: 1501.010 (Astrofizikos šaltinio kodų biblioteka, 2015).

Rodney, S. A. ir kt. Šviečiantis tamsus objektyvas: Ia tipo supernova, padidinta „Frontier Fields“ galaktikos spiečiaus „Abell 2744“. Astrofijos. Dž. 811, 70 (2015).

Conroy, C., Gunn, J. E. ir amp. White, M. Neapibrėžčių skleidimas žvaigždžių populiacijos sintezės modeliavime. I. Neapibrėžtų žvaigždžių evoliucijos aspektų ir pradinės masės funkcijos svarba išvestinėms galaktikų fizinėms savybėms. Astrofijos. Dž. 699, 486–506 (2009).

Conroy, C. ir amp Gunn, J. E. Žvaigždžių populiacijos sintezės modeliavimo neapibrėžtumų skleidimas. III. Modelio kalibravimas, palyginimas ir vertinimas. Astrofijos. Dž. 712, 833–857 (2010).

Kroupa, P. Apie pradinės masės funkcijos kitimą. Pirmadienis Ne. R. Astronas. Soc. 322, 231–246 (2001).

Cardelli, J. A., Clayton, G. C. ir amp. Mathis, J. S. Ryšys tarp infraraudonųjų spindulių, optinio ir ultravioletinio išnykimo. Astrofijos. Dž. 345, 245–256 (1989).

Marigo, P. & amp Girardi, L. Asimptotinių milžiniškų šakų žvaigždžių evoliucija. I. Atnaujinti sintetiniai TP-AGB modeliai ir jų pagrindinis kalibravimas. Astronas. Astrofijos. 469, 239–263 (2007).

Marigo, P. ir kt. Asimptotinių milžiniškų šakų žvaigždžių evoliucija. II. Optiniai toli infraraudonųjų spindulių izochronai su patobulintais TP-AGB modeliais. Astronas. Astrofijos. 482, 883–905 (2008).

Asplund, M., Grevesse, N., Sauval, A. J. & amp Scott, P. Saulės cheminė sudėtis. Ann. Kun. Astronas. Astr. 47, 481–522 (2009).

Foreman-Mackey, D., Hoggas, D. W., Langas, D. ir amp. Goodmanas, J. emcee: MCMC plaktukas. Publ. Astronas. Soc. Pac. 125, 306–312 (2013).

Dolphin, A. E. WFPC2 žvaigždžių fotometrija su HSTPHOT. Publ. Astronas. Soc. Pac. 112, 1383–1396 (2000).

Watson, W. A. ​​ir kt. Halo masė veikia per kosminius amžius. Pirmadienis Ne. R. Astronas. Soc. 433, 1230–1245 (2013).

Zitrin, A. ir kt. Hablo kosminis teleskopas sujungė stiprių ir silpnų CLASH mėginio lęšių analizę: masės ir didinimo modelius bei sisteminius neapibrėžtumus. Astrofijos. Dž. 801, 44 (2015).

Zitrin, A. ir kt. Naujos daugybinio objektyvo galaktikos, nustatytos ACS / NIC3 Cl0024 + 1654 stebėjimuose, naudojant patobulintą masės modelį. Pirmadienis Ne. R. Astronas. Soc. 396, 1985–2002 (2009).

Oguri, M. Pakartotinis SDSS J1004 + 4112 masės pasiskirstymas. Publ. Astronas. Soc. Jpn 62, 1017–1024 (2010).

Jullo, E. ir kt. Bajeso požiūris į galaktikų spiečių objektyvų modeliavimą. Nauja. J. Phys. 9, 447 (2007).

Suyu, S. H. ir amp Halkola, A. Palydovinių galaktikų aureolės: masyvaus elipsės formos objektyvo SL2S J08544-0121 palydovas. Astronas. Astrofijos. 524, A94 (2010).

Suyu, S. H. ir kt. Barionų ir tamsiosios medžiagos atskyrimas spiraliniame gravitaciniame lęšyje B1933 + 503. Astrofijos. Dž. 750, 10 (2012).

Schmidt, K. B. ir kt. Per ieškomą stiklą: silpnų galaktikų HST spektroskopija, kurią atspindi Pasienio laukų sankaupos MACSJ0717.5 + 3745. Astrofijos. J. Lett. 782, L36 (2014).

Treu, T. ir kt. „Grism Lens-Amplified Survey of Space“ (GLASS) tyrimas. I. Apklausos apžvalga ir pirmasis duomenų išleidimas. Astrofijos. Dž. 812, 114 (2015).

Kelly, P. L. ir kt. SN Refsdal: klasifikacija kaip šviesi ir mėlyna SN 1987A tipo II tipo supernova. Astrofijos. Dž. 831, 205 (2016).

Chabrier, G. Galaktikos disko masės funkcija: Hablo kosminio teleskopo ir netoliese esančių nustatymų suderinimas. Astrofijos. J. Lett. 586, L133 – L136 (2003).

Gaudi, B. S. ir amp Petters, A. O. Gravitacinis mikrolensavimas šalia kaustikų. I. atlenkia. Astrofijos. Dž. 574, 970–984 (2002).

Treu, T. ir kt. Pradinė ankstyvojo tipo galaktikų masės funkcija. Astrofijos. Dž. 709, 1195–1202 (2010).

Augeris, M. W. ir kt. Tamsiosios medžiagos susitraukimas ir masinis ankstyvojo tipo galaktikų žvaigždžių kiekis: nepalankus pradinėms „šviesos“ masės funkcijoms. Astrofijos. J. Lett. 721, L163 – L167 (2010).

Spiniello, C., Koopmans, L. V. E., Trager, S. C., Czoske, O. & amp Treu, T. „X-Shooter“ objektyvo tyrimas - aš. tamsiosios materijos dominavimas ir Salpeterio tipo pradinė masė veikia didžiulėje ankstyvojo tipo galaktikoje. Pirmadienis Ne. R. Astronas. Soc. 417, 3000–3009 (2011).

Cappellari, M. ir kt. Sisteminga žvaigždžių pradinės masės funkcijos variacija ankstyvojo tipo galaktikose. Gamta 484, 485–488 (2012).

van Dokkumas, P. G. ir amp. Conroy, C. Nemažai mažos masės žvaigždžių populiacija šviečiančiose elipsinėse galaktikose. Gamta 468, 940–942 (2010).

Conroy, C. ir amp van Dokkum, P. G. Žvaigždžių pradinė masė veikia ankstyvojo tipo galaktikose iš absorbcijos linijos spektroskopijos. II. Rezultatai. Astrofijos. Dž. 760, 71 (2012).

Newmanas, A. B., Smithas, R. J., Conroy, C., Villaume, A. & amp van Dokkum, P. Pradinė masės funkcija artimiausiuose stipriuose lęšiuose iš SNELLS: vertinant objektyvavimo, dinaminių ir spektroskopinių apribojimų nuoseklumą. Astrofijos. Dž. 845, 157 (2017).

Barnabè, M. ir kt. Ankstyvojo tipo galaktikose mažos masės riba, esanti šalia vandenilio degimo ribos, veikia Salpeterio tipo pradinę masę. Pirmadienis Ne. R. Astronas. Soc. 436, 253–258 (2013).

Conroy, C., van Dokkum, P. G. ir amp. Villaume, A. Žvaigždžių pradinė masės funkcija ankstyvojo tipo galaktikose iš absorbcijos linijos spektroskopijos. IV. Super-Salpeterio TVF NGC 1407 centre iš neparametrinių modelių. Astrofijos. Dž. 837, 166 (2017).

Alvesas de Oliveira, C. ir kt. Rudųjų nykštukų kandidatų spektroskopija IC 348 ir jos pogrindžio TVF nustatymas iki planetos masių. Astronas. Astrofijos. 549, A123 (2013).

Moraux, E., Bouvier, J., Stauffer, J. R. ir amp Cuillandre, J.-C. Rudieji nykštukai „Pleiades“ grupėje: užuominos apie potinkinės masės funkciją. Astronas. Astrofijos. 400, 891–902 (2003).

Renzini, A. ir amp. Ciotti, L. Elipsinių galaktikų ir galaktikų grupių pagrindinių plokštumų skersiniai pjūviai. Astrofijos. J. Lett. 416, L49 (1993).

Edwards, L. O. V., Alpert, H. S., Trierweiler, I. L., Abraham, T. & amp Beizer, V. G. Žvaigždinės BCG populiacijos, artimi kompanionai ir intracluster šviesa Abell 85, Abell 2457 ir IIZw108. Pirmadienis Ne. R. Astronas. Soc. 461, 230–239 (2016).

Smartt, S. J., Eldridge, J. J., Crockett, R. M. ir amp. Maundas, J. R. Masyvių žvaigždžių mirtis - aš. II-P tipo supernovų pirmtakų stebėjimo apribojimai. Pirmadienis Ne. R. Astronas. Soc. 395, 1409–1437 (2009).

Gerke, J. R., Kochanek, C. S. ir amp. Stanek, K. Z. Nepavykusių supernovų paieška su dideliu žiūronu teleskopu: pirmieji kandidatai. Pirmadienis Ne. R. Astronas. Soc. 450, 3289–3305 (2015).

Pejcha, O. & amp Thompson, T. A. Šerdies žlugimo supernovų neutrino mechanizmo kraštovaizdis: neutronų žvaigždės ir juodosios skylės masės funkcijos, sprogimo energijos ir nikelio išeiga. Astrofijos. Dž. 801, 90 (2015).

Hamannas, W.-R., Schoenberneris, D. & amp Heberis, U. Masinis nuostolis nuo ekstremalių helio žvaigždžių. Astronas. Astrofijos. 116, 273–285 (1982).

Hamannas, W.-R. & amp; Koesterke, L. Spektro susidarymas susikaupusiuose žvaigždžių vėjuose: pasekmės Wolf-Rayet spektrų analizei. Astronas. Astrofijos. 335, 1003–1008 (1998).

Smithas, N. Masinis praradimas: jo poveikis didelės masės žvaigždžių evoliucijai ir likimui. Ann. Kun. Astronas. Astr. 52, 487–528 (2014).

Belczynski, K. ir kt. Kompaktiškas objektų modeliavimas naudojant „StarTrack“ populiacijos sintezės kodą. Astrofijos. J. Suppl. S. 174, 223–260 (2008).

Belczynski, K. ir kt. Dėl didžiausios žvaigždžių juodųjų skylių masės. Astrofijos. Dž. 714, 1217–1226 (2010).

Sana, H. ir kt. Dvejetainė sąveika dominuoja masyvių žvaigždžių evoliucijoje. Mokslas 337, 444 (2012).

Sharon, K. ir kt. Ia tipo supernovos dažnis raudonojo poslinkio 0,5–0,9 galaktikos spiečiuose. Astrofijos. Dž. 718, 876–893 (2010).

Paštininkas, M. ir kt. „Cluster Lensing“ ir „Supernova“ tyrimas su „Hubble“: apžvalga. Astrofijos. J. Suppl. S. 199, 25 (2012).

Graur, O. ir kt. Ia tipo supernovos greitis persijungia iš 2,4 iš CLASH: „Cluster Lensing“ ir „Supernova“ tyrimas su „Hubble“. Astrofijos. Dž. 783, 28 (2014).

Keeton, C. R. Dėl galaktikos masto stiprių lęšių sistemų modeliavimo. Gen. Rel. Grav. 42, 2151–2176 (2010).


3 „Supernovos“ liekanos

3-1 Ketverių metų supernovos liekanos su Chandra [Pakviesta]

Chandra ir XMM-Niutonas per pastaruosius ketverius metus rentgeno stebėtojams teikė naujus išteklius ir daugybę duomenų. Apžvelgiu jų reikšmingą indėlį tiriant supernovos liekanas, išskiriant naujausius rezultatus apie jaunus likučius, kuriuose ryškūs rentgeno spindulius spinduliuojantys žvaigždžių šiukšlės. Aptariu jų naudojimą tiriant supernovos nukleosintezę ir įvairius kitus žinomus procesus, kurie gali paveikti ejectos pasiskirstymą liekanose. Taip pat aptariu darbą, tiriant tokių likučių sąveiką su aplinka, jų dinamiką, neterminę emisiją iš smūgių ir kelių bangos ilgių emisijų palyginimą.

3-2 Naujos įžvalgos apie supernovos likučius nuo ketverių metų Chandra stebėjimai [pakviesti]

Aš apžvelgiu pasirinktus supernovos likučių rezultatus, kurie tapo įmanomi dėl puikių vaizdo gavimo galimybių Chandra Rentgeno observatorija. Nagrinėjamos temos: judesių, nukleosintezės, kosminių spindulių ir šoko fizikos tyrimai.

3-3 SN1987A: Supernovos likučio gimimas [žodžiu]

R.A. McCray (JILA / Koloradas), S. Parkas ir D. N. Burrowsas

Per pirmuosius 10 metų po pirminio sprogimo SN 1987A spinduliuotėje dominavo energija, nusėdusi supernovos nuolaužų viduje, suskaidžius naujai sintetinamiems radioizotopams. Šiandien sprogimo banga iš SN 1987A aplenkia vidinį žvaigždės žiedą, todėl ant žiedo atsiranda daug optinių taškų, matomų HST vaizduose ir spektruose. Su Chandra ir „Australia Compact Telescope Array“, mes taip pat stebime greitai ryškėjančius rentgeno ir ne terminio radijo spinduliavimo žiedus, susijusius su ta pačia sąveika. Šis įvykis žymi supernovos liekanos, SNR 1987A, gimimą, apibrėžtą kaip epochą, kai jos šviesoje vyrauja supernovos nuolaužų ir aplinkinių medžiagų poveikis. Stebėjimai suteikia unikalių galimybių suprasti šoko sąveikos fiziką, supernovos nuolaužų ir aplinkinių medžiagų struktūrą. Aprašome tai, iš ko sužinojome apie SNR 1987A Chandra ir HST stebėjimai ir teorinis modeliavimas, ir ko galime tikėtis sužinoti iš būsimų šio sparčiai besivystančio įvykio stebėjimų.

3-4 didelės raiškos 3C 58 rentgeno stebėjimai [žodžiu]

P.O. Slane'as (SAO), D.J. Helfandas, S. S. Murray ir E. V. Gautas pats

Kaip numanomas SN 1181 liekanas, 3C 58 yra viena iš jauniausių žinomų neutronų žvaigždžių Galaktikoje. Šio jauno pulsaro ir su juo susijusio vėjo ūko savybės labai skiriasi nuo krabų ir gali būti tipiškesnis masyvių žvaigždžių žlugimo taško pavyzdys. Nors šviesumas yra daug mažesnis nei krabų ir jo dydis yra didesnis, yra keletas morfologinių panašumų. Mūsų Chandra stebėjimai atskleidžia 3C58 vidinio ūko struktūras, kurios gali būti susijusios su pulso ir vėjo nutraukimo smūgiu, srove, kuri gali būti išlyginta su sukimosi ašimi, ir kitais padidinto spinduliavimo regionais. Spektriniai svyravimai pulsaro ir vėjo ūke (PWNe) atitinka numatomą srauto po smūgio raidą, o nutraukimo šoko vieta atitinka slėgio pusiausvyrą tarp vėjo ir ūko. Neutronų žvaigždės paviršiaus temperatūros ribos nukrenta žemiau standartinių aušinimo modelių, o tai rodo, kad reikalingas greitesnis neutrino aušinimo procesas. Visai neseniai mūsų giliai Chandra stebėjimai atskleidžia turtingą ir sudėtingą ūko vidų struktūrą, taip pat tiesioginius įrodymus, kad šiluminis apvalkalas, kuriame gausu išstumiamos medžiagos, riboja PWNe.

3-5 Atskleidė dinamišką krabų ūką Chandra pastebėjimai [žodžiu]

K. Mori (Penn State), D. N. Burrowsas, G. G. Pavlovas, S. Šibata, J. J. Hesteris ir H. Tsunemi

Pateikiame Krabo ūko morfologinius variantus, kuriuos atskleidė Chandra stebėjimų per 3 metus nuo jo paleidimo. Ankstesniame Chandra simpoziume, mes pranešėme apie trumpalaikius (nuo dienų iki savaičių) pokyčius, pastebėtus vidiniame krabo ūkoje: iš vidinio žiedo išlenda sąmokslai, o burbuliukai juda išilgai srovės. Be trumpalaikių svyravimų, mes dabar atradome ilgalaikius (metų) variantus: atrodo, kad apskritos struktūros, anksčiau matytos į šiaurės rytus nuo toro, sunyko ir pakito pietinės srovės kinkinė struktūra. Aptariame šių variantų ištakas, kalbant apie pulsaro, vėjo ir ūko mechanizmą.

3-6 Chandra mišrios morfologijos supernovos liekanų W28 stebėjimas [Plakatas]

J.W. Keohane'as („CalTech“), J. Rho ir K. Borkowski

Pateikiame a Chandra archetipinio mišrios morfologijos supernovos liekanų (SNR) stebėjimas W28. 89 ks stebėjimas buvo atliktas ACIS-S vaizdo režimu (4 ACIS-S ir 2 ACIS-I lustai). W28 yra 50 skersmens, mūsų stebėjimas apėmė centrinę ir pietvakarinę likučio dalis. Ankstesni W28 ASCA / ROSAT tyrimai parodė, kad plazmos sąlygos skiriasi nuo kitų mišrios morfologijos SNR, o spektro skirtumai matomi visose liekanose. Chandra duomenys tai daro mažiau aiškią, atskleidžiant rentgeno spinduliavimą, panašų į sunkius taškus. Šis šaltinis yra I0 luste, 20 į pietvakarius nuo centro, ir ant SNR apvalkalo. Šios kietos emisijos spektrą gerai modeliuoja galios įstatymas, siūlantis ne terminę emisiją. Aptariame galimus fizinius paaiškinimus, pavyzdžiui, susijusį sinchrotrono ūką ar nesusijusį šaltinį. SNR centre yra ryškus rentgeno spindulių plotas, kurio skersmuo yra kelių lankų minutės, apsuptas silpnesnės difuzinės emisijos su gijine struktūra. Viename ACIS mikroschemos regėjimo lauke centriniame regione nėra stiprių spektrinių pokyčių. Aptariame didelės raiškos W28 rentgeno vaizdą, palyginti su optiniu spinduliavimu, galimus šios centro užpildytos rentgeno spinduliuotės rentgeno mechanizmus ir pasekmes kitiems mišrios morfologijos SNR.

3-7 Ia tipo supernovos liekana 0509-67,5 [Plakatas]

J.S. Warrenas (Rutgersas), J.P. Hughesas ir P.O. Slane

Mes pristatome Chandra rentgeno stebėjimas jaunos supernovos liekanos (SNR) 0509-67,5 dideliame magelano debesyje (LMC), kuris, kaip manoma, yra Ia tipo supernovos (SN Ia) produktas. Likučiai yra labai apvalios formos, su aiškia grumstuota apvalkalo struktūra. Mūsų Chandra duomenys rodo, kad liekanoje yra daug silicio, sieros ir geležies. Mūsų spektrinio modelio derlius patvirtina, kad 0509-67,5 yra SN Ia liekana ir aiškiai parodo atidėto detonavimo modelius. Mes randame vieną izoliuotą mazgą, sustiprintą geležimi, panašų į Tycho SNR, teigdami, kad SN Ia yra nedideli nedidelio masto kompozicijos nehomogeniškumai. Buvo modeliuojami du kontinuumo emisijos atvejai, kai dauguma elektronų gaunami iš vandenilio ir sudaro kontinuumą, kiti, kur visi elektronai yra iš dalies jonizuotų metalų, o kontinuumas yra ne terminis. Pirmasis atvejis reikalauja santykinai didelės aplinkos tankio vertės (1 cm -3). Kitas aplinkos tankio įvertinimas gaunamas naudojant liekanų apvalkalo struktūrą dinaminių modelių kontekste. Tam reikalinga maža tankio vertė (& lt 0,1 cm -3), kuri labiau atitinka kitus įrodymus. Todėl darome išvadą, kad didžioji dalis 0509-67,5 kontinuumo emisijos yra ne terminės kilmės.

3-8 link 3D modelio SNR E0102-72 [Plakatas]

D. Dewey (MIT), C. R. Canizares, K. A. Flanaganas, A. Fredericksas, J. C. Houckas, M.S. Kilnus ir išmintingas M.W.

Chandra, turėdamas didelę erdvinę ir spektrinę skiriamąją gebą, pateikia informacijos ir užuominų, galinčių suteikti informacijos apie rentgeno spindulių šaltinių 3D struktūrą. Šiame darbe mes apibendriname tai, ko išmokome Chandra apie supernovos liekaną E0102-72 mažajame magelano debesyje (SMC), įskaitant: progresinę radialinę jonizaciją atvirkštinio šoko ejecta temperatūros svyravimuose liekanoje, išorinio sprogimo bangos komponento ir erdvinio greičio struktūroje, rodančioje maždaug cilindro formos ejecta emisiją . Tada mes sukuriame paprastas 3D duomenų struktūras, kad sumodeliuotume šias liekanos savybes ir gautume atitinkamus dydžius. Kai kurios čia pateiktos kryptys gali būti naudingos 3D rentgeno sistemų modeliavimui, tiek išspręstoms (pvz., Galaktikų grupėms), tiek neišspręstoms (pvz., Akrecijos-disko sistemoms).

3-9 A Chandra galaktikos supernovos liekanos G266.2-1.2 šiaurės vakarų krašto stebėjimas [Plakatas]

T.G. Pannuti („CalTech“ / JPL) ir G.E. Alenas

G266.2-1.2 (RX J0852.0-4622) yra mažos, bet augančios dinamiškai jaunų, apvalkalo tipo galaktikos supernovos liekanų (SNR) klasės, kuriai būdingi rentgeno spinduliai, kuriuose vyrauja ne terminė emisija, klasė. Tokį spinduliavimą gali sukelti sinchroninė spinduliuotė, kurią skleidžia didelės energijos elektronai, virpantys SNR magnetiniame lauke. Šiuo metu atliekame išsamią tokio tipo emisijos analizę, kurią rodo keli galaktikos SNR, ir tiriame jos ryšį su kosminių spindulių pagreičiu SNR. Kaip šio tyrimo dalį pateikiame švytinčio šiaurės vakarų G266.2-1.2 krašto 75 ks stebėjimą, atliktą naudojant Chandra ACIS-S instrumentas. Ši stebėjimas pirmą kartą atskleidė šio ratlankio, įskaitant priekinį ir galinį ratlankį, struktūrą. Pateikti ir aptarti pirminiai šių duomenų analizės rezultatai (įskaitant šiluminės emisijos paiešką iš šio SNR). TGP pripažįsta NASA LTSA paramos NAG5-9237 paramą.

3-10 Šerdies žlugimo supernovos likučiai Magelano debesyse: 0453-68,5 ir 0049-73,6 [Plakatas]

S. P. Hendrickas (Šiaurės valstija), K. J. Borkowski, S. P. Reynoldsas ir B. M. Gaensleris

Pateikiame naujausius pastebėjimus su Chandra Rentgeno spindulių observatorija SNR 0453-68,5 LMC ir SNR 0049-73,6 SMC. Mes nustatėme, kad abu SNR atsirado dėl branduolio žlugimo sprogimų. 0453-68.5 atveju centriniame regione aptikome pulso-vėjo ūką (PWNe), kuris tiksliai nurodė kilmę. Tai didelis (17 vnt spindulio) SNR, kurio išorinio apvalkalo emisija gerai aprašyta Sedovo modelyje. Darant prielaidą apie Sedovo dinamiką, SNR 0453-68,5 ir 110 M amžius pasiekia 13 kyr amžių.saulė nušluotoje medžiagoje. SNR 0049-73.6 SMC yra visai kitoks objektas. Ryški centrinė emisija centriniame regione neparodo PWN buvimo, veikiau randame įrodymų, kad išmetama. Šiam likučiui trūksta galūnių pašviesėjimo, kuris daugelyje likučių matomas kaip nušluotos ISM medžiagos rodiklis, nes centrinė emisija yra daug ryškesnė nei išoriniai regionai. Šių regionų spektrinis palyginimas rodo padidėjusią O ir Ne gausą centre, atitinkantį šerdies žlugimo SNR. SNR 0049-73.6 turi 24 vnt spindulį, 15 kyrų amžių ir 140 Msaulė nušluotas ISM. Nustatydami ryškų vidinį išstumiamąjį žiedą su atvirkštiniu smūgiu, mes įvertiname bendrą išstūmimo masę 7,5 Msaulė 0049–73,6. Esant dideliems O- ir Ne-turtingos ejecta kiekiams 0049–73,6, galima palyginti su 0453–68,5 aptinkamos ejecta emisijos nebuvimu. Tai priskiriame didesnei pradinei SN pirmtako masei SNR 0049-73.6, pridedant prie vis daugiau įrodymų, kad sprogus masyviems pirmtakams, paprastai nesusidaro klasikiniai į krabus ir Vela panašūs pulsoriai.

3-11 Chandra ir XMM-Niutonas rentgeno spinduliuojančio SN 1978K stebėjimai NGC 1313 [Plakatas]

E. M. Schlegelis (SAO), A. Kongas, P. Kaaretas, R. Di Stefano ir S. S. Murray

Apibūdiname rentgeno spinduliuojančio SN 1978K stebėjimą NGC 1313 naudojant Chandra ACIS detektorius. Modeliai, kurie gerai tinka ASCA SIS ir GIS bei ROSAT PSPC spektrams, ACIS spektrui to nebeturi. Geriausiai ACIS spektrui tinkamas modelis yra dvigubas karštos plazmos modelis (vmekal), vienas komponentas yra minkštas (T = 0,61 +0,04 -0.05 keV, 90% klaidų), o kitas sunkesnis (T = 3,16 +0,44 -0.40 keV). Skirtingoms modelio leidžiamoms gausoms nuo saulės priklauso tik minkštojo komponento Si gausa, kurio vertė yra 3,20 +1,80 -1.90 (90 \% klaidų). Nuo žemo ir aukšto T modelio santykio tinka Chandra ir XMM-Niutonas spektrų, mes darome išvadą apie ejecta tankio pasiskirstymo koeficientą 5.2, priėmus aplinkinių medžiagų pasiskirstymo rodiklį s = 2. 0,52-keV šviesos kreivė iš esmės nesumažina 210-keV šviesos kreivės, sukonstruotos tik iš ASCA, XMM-Niutonasir Chandra stebėjimų, rodo 1,5 kritimą iš ASCA epochos. Šio projekto tyrimai buvo remiami NAS8-39073 sutartimi su SAO Chandra Rentgeno observatorija.

3-12 Žvaigždžių sąveikos rentgeno spindulių stebėjimas SN 1986J [Plakatas]

SN 1986J laikoma viena ryškiausių, rentgeno spindesiu ryškiausių supernovų. Rentgeno spinduliuotė priskiriama aplinkinių sąveikai su tankiu vėju iš jos raudonos supergigantiškos pirmtakės žvaigždės. Kadangi rentgeno spindulių ryškios supernovos yra retos ir gana silpnos, rentgeno spinduliuose pastebėta tik nedidelė dalis, kai amžius yra didesnis nei metai ar dveji. Pateikiame preliminarius neseniai gautus rezultatus Chandra SN 1986J stebėjimas, kuris kartu su ankstesniais ASCA ir ROSAT PSPC duomenimis rodo, kad įvyko spektrinė evoliucija. Visų pirma, atrodo, kad rentgeno spindulius sugerianti kolona žymiai padidėjo per 5 metus. Naujausi radijo spektro stebėjimai, kuriuos atliko Bietenholz, Bartel ir amp Rupen (2002), atrodo atitinkantys atitinkamą radijo dažnio absorbcijos padidėjimą.

3–13 XMM-Niutonas galaktikos supernovos liekanų CTB-109 stebėjimai [Plakatas]

M. Sasaki (Valstybės kontrolė), P. P. Plucinsky, T.J. Gaetz, R.K. Smithas, R.J. Edgaras, & amp; P.O. Slane

Manoma, kad galaktikos supernovos liekana (SNR) CTB-109 sąveikauja su molekulinių debesų kompleksu. Kadangi rentgeno spinduliai iš vakarinės likusio apvalkalo dalies nepastebimi, debesų kompleksas šioje pusėje, matyt, sustabdė išorinę sprogimo bangą. Korpuso viduje CTB-109 rytuose yra ryškus rentgeno spindulių regionas, žinomas kaip skiltis arba srovė. Pateikiame XMM-Niutonas SNR CTB-109 AO1 stebėjimai. Skilties XMM EPIC spektrai rodo, kad jos emisija yra šiluminė, o spektrinius pokyčius greičiausiai lemia temperatūros skirtumai arba plazmos jonizacijos laiko skalė. Spektrai aiškiai rodo Mg ir Si linijas visame Lobe regione. Padidėjusi skilties rentgeno spinduliuotė rodo SNR smūgio bangos sąveiką su molekuliniu debesiu. Be to, mes nustatėme (pvz., Smūgio greičio ar kolonos tankio) vertes iš SNIC apvalkalo EPIC spektrų. Aptariama šoko sąveika su aplinkine terpe. Šį darbą palaikė Chandra dotacija GO0-1127X.

3–14 rentgeno spektro svyravimai Cygnus kilpoje [plakatas]

„Cygnus Loop“ yra vienas iš artimiausių (440 vnt.) Supernovos likučių, leidžiantis atlikti erdvinių pokyčių tyrimus didele fizine skiriamąja geba, palyginti su kitais supernovos likučiais. Chandra Gauti ACIS stebėjimai, apėmę ryškų V formos regioną pietvakarių galūne. Šiame regione yra stiprios 0,22 keV spektrinės variacijos, matomos naudojant ROSAT PSPC. Spektrinių pokyčių pobūdis analizuojamas naudojant ACIS stebėjimus ir leidžiant erdvinius elementų gausos pokyčius. It is found that temperature is the main factor in the spectral variation, but that column density and abundance variations also have a significant contribution.

3-15 0103-72.6: A new oxygen-rich supernova remnant in the Small Magellanic Cloud [Poster]

S. Park (Penn State), J.P. Hughes, D.N. Burrows, J.A. Nousek, G.P. Garmire, & P.O. Slane

0103-72.6 is the second brightest x-ray supernova remnant in the Small Magellanic Cloud (SMC). Mūsų Chandra ACIS observation unambiguously resolves the x-ray emission into a nearly complete, remarkably circular shell surrounding bright bulge emission at the center. The outer shell is dominated by soft x-ray emission, and is the limb-brightened emission from the swept-up SMC interstellar medium. In contrast, the bright central regions are strongly enhanced in the O and Ne abundances, indicating reverse-shock heated ejecta. The detection of O/Ne-enriched ejecta and its location within an HII region attest to a core-collapse origin from a massive progenitor for 0103-72.6.

3-16 A multi-wavelength study of Cassiopeia a emphasizing the x-ray, optical, and radio features associated with the forward and reverse shocks [Poster]

T. DeLaney (Minnesota), L. Rudnick, R.A. Fesen, U. Hwang, T.W. Jones, R. Petre, & J.A. Morse

We have performed a multi-wavelength comparison of Cassiopeia A using Very Large Array, Hubble Space Telescope, and Chandra X-ray Observatory images. By separating components spectrally, we find clear associations between emission at the three wavebands on scales of 10 to 1 . This breaks down at the 1 (0.016 pc) level, indicating that there is not microscopic mixing of the different temperature plasmas. We separate the emitting material into two components shocked circumstellar material (CSM) and shocked ejecta that show the same respective morphologies and proper motions in the different bands. In the shocked CSM, we find matched x-ray low-energy emission and optical QSFs, and x-ray continuum-dominated emission matched with filamentary radio structures. In the ejecta, as defined by x-ray and optical oxygen, silicon, and sulfur line emission and flat-spectrum radio emission, there are large-scale structures likely resulting from the explosion. There is also a great deal of material that is seen only in a single band these show distinct kinematic structures as well. These different temperature components may represent varying density conditions and/or post-shock evolutionary states.

3-17 Evidence of a curved cosmic-ray electron spectrum in the supernova remnant SN 1006 [Poster]

G.E. Allen (MIT), J.C. Houck, & S.J. Sturner

We present results of a joint spectral analysis of some Chandra ACIS x-ray, MOST radio, and CANGAROO g -ray data for the eastern rim of SN 1006. The x-ray and radio data were fit with a model of synchrotron emission. The g -ray data were fit with a model of Compton scattering of the cosmic-microwave-background radiation. The electron spectrum used for both models is the same as a power-law distribution with an exponential cut off, except that the photon index (G) is a linear function of the logarithm of the electron energy (E): G(E) = G0 + G1 * log(E/[1 GeV]). The results of the analysis provide a self-consistent set of best-fit values (and 90%-confidence intervals) for the spectral index at 1 GeV (G0), the amount of curvature in the electron spectrum (G1), the number density of electrons at 1 GeV, the maximum energy of the electrons, and the magnetic-field strength. The results for the curvature parameter provide strong evidence that the shape of the GeV-to-TeV electron spectrum is not simply a power law, but has some curvature. The results are shown to be qualitatively consistent with theoretical predictions.


ASTR323/423 HW #2

(Note: for our purposes, we will consider log(Phi) and log(N) to be pretty similar, as long as we are not considering very faint galaxies where you have to make corrections to N to account for the galaxies you may have missed in your sample because they are so faint. But in your discussion you should think about this assumption and how it may be affecting your value for alpha. )

2. Thick and thin disks (courtesy Sparke & Gallagher)

In the questions below, Equation 2.8 describes the density of an exponential disk as a function of radius (R), vertical height (z), and spectral type (S) and is given as:





3. Photometric Selection (courtesy Sparke & Gallagher)


I have pulled down a Gaia dataset that contains proper motion and distance data for stars with parallaxes >5 milliarcsec that also live within 10 degrees of the disk plane. It's big enough that its best to store it as a binary fits table, which you can read in python by saying:

from astropy.table import Table
import os
filename=' Gaia_bLT10_pGT5.fits'
if not os.path.isfile(filename):
gaia_data=Table.read('http://burro.case.edu/Academics/Astr323/HW/HW2/'+filename)
gaia_data.write(filename)
Kitas:
gaia_data=Table.read(filename)

  • ra, dec: coordinates in right ascension and declination, both in degrees.
  • l,b: coordinates in Galactic longitude and latitude, both in degrees.
  • parallax: parallax in milli-arcsec
  • pmra,pmdec: proper motion (milli-arcsec/yr) in ra and dec coordinates
  • pml,pmb: proper motion (milli-arcsec/yr) in Galactic l and b coordinates
  • phot_g_mean_mag, bp_rp: apparent Gp magnitude and Bp-Rp color (these are the Gaia filter names)
  • star_type: a coding I added: (1=main sequence, 2=red giant, 3=white dwarf, 0=other)

And remember you access the data by saying for example gaia_data['parallax']. If you wanted the parallax data only for RGB stars, you could say

First, calculate the distance to each star from the parallax, convert the apparent magnitude to absolute magnitude, and then make a color magnitude plot to make sure things look sensible. There are too many stars to plot each one as a dot, so use this little code snippet to make a binned density plot.

Now, combine the distance and the proper motion in the b direction (Galactic latitude) to calculate each star's W velocity -- the velocity up/down out of the plane.

Do the following for each of the following three samples: All MS stars, RGB stars, blue MS stars with Bp-Rp<0.5:

  • Plot a histogram of the W velocities for the sample (set your histogram to have 50 bins running from W=-75 km/s to +75 km/s)
  • Use the sample to find the Sun's W velocity and the velocity dispersion of the stars in the sample.

Give a good astronomical discussion of why the values are different or not between the different samples, and c ompare your numbers to the values given in class.


5. Gaia and the vertical structure of the diską

exp(-z/hz), if you plot log10(rho) versus z, how does the slope of the line relate to the scale height hz?

I pulled down another Gaia dataset for stars within 10 degrees of the North or South Galactic Pole (in other words, straight up or down out of the disk). For this sample, I didnt require that they be within 200 pc of the Sun, but I did make sure they had good parallaxes. So in this sample, there is no hard distance limit, but faint stars drop out of the sample because its hard to get a good parallax for faint stars.

You can read the file the same way as you did above, but this time use filename=' Gaia_NSGP.fits' . Like the first dataset, there are about 300,000 stars in that database.

Like before, calculate the distance and apparent magnitude and make a CMD to make sure everything looks good.

Then do the following for the following two samples: All MS stars, red clump stars in the RGB. You should be able to spot the red clump in your CMD select RGB stars which have an absolute magnitude that within 0.5mag of the clump center.

Count the number of stars in bins of distance, and convert that into a density of stars as function of distance from the plane. Use this code to do that:
N,edges=np.histogram(distance,bins=100,range=[0,4000])
vol=edges**3
dvol=np.diff(vol)
logdens=np.log10(N/dvol)
bincent=0.5*(edges[1:]+edges[:-1])
plt.scatter(bincent,logdens)

In your writeup, explain line-by-line what that code snippet is doing. I want you to understand the code, not just run it!

Fit a straight line to the data for bins <= 1 kpc distant, where the thin disk dominates. Overplot that fit, and use it to derive the thin disk scale height.

After you've done that for each sample, compare the two numbers. How well do they compare to each other, and how well do they compare to values given in class? The red clump stars should give a better estimate for the scale height than the All MS sample. Explain why. Think about the luminosity spread of the two samples, and how that connects to the numbers of stars you observe as a function of distance.

How well does your fit work over the whole range of distances on your plot (not just where you fit)? Explain any differences you see between your fit and the shape of the data points.

6. The mass density of the disk

The scale height and vertical velocity dispersion are tracing the surface mass density of the disk. A rough approximation for how they are related was given in class and is:



Use values for hz and W velocity dispersion that you calculated for RGB stars in the previous two prolem to solve for the surface mass density (in Msaulė/pc 2 ) of the Galactic disk. PLEASE DON'T WORK IN SI UNITS!!

Grad Student problem #1 (courtesy Heather Morrison):

Assume that you are observing stars in a square degree at the NGP, that the thick disk has a scale height of 1 kpc and the thin disk 300 pc, and the halo has an r^-3 density distribution. Furthermore, assume that the ratio of thin to thick to halo stars at the Sun is 1000:100:1 and that the local density of your tracers (halo giants) is 35 per kpc^3. Draw plots of the number of stars per square degree as a function of z height out to 15 kpc. At what distance will the counts of thick disk stars peak? halo stars? (You will need to account for the variation in volume element along the line of sight as well as the variation in star density.)

Grad Student problem #2:

Let's go back to the solar motion problem and work out the U and V solar motion as well.

First, if we restrict our analysis to stars in the disk plane (small b), the observed velocity of stars projected onto Galactic longitude is a simple linear combination of trig functions that looks like this:

Work out what the trig functions are and make the plus/minus decision. It's easiest just to do this with geometry and common sense: make a sketch, draw vectors, think. Explain how you arrived at your answer.

Now make plots of vl versus l for two samples (seperately): RGB stars, blue MS stars with Bp-Rp<0.5 . For each sample, fit that function to the data (make sure you also overplot your fit) to derive Usun and Vsun for two samples:


CASTELLI AND KURUCZ ATLAS

The atlas contains about 4300 stellar atmosphere models for a wide range of metal abundances, effective temperatures, and gravities. These LTE models with no convective overshooting computed by Fiorella Castelli, have improved opacities and abundances upon previously used by Kurucz (1990). The main improvements from previous opacity distribution functions listed in Castelli & Kurucz 2003 (IAU Symposium 210, Modelling of Stellar Atmospheres, Uppsala, Sweden, eds. N.E. Piskunov, W.W. Weiss. and D.F. Gray, 2003, ASP-S210) are:

  1. The replacement of the solar abundances from Andres & Grevesse (1989, GCA,53,197 AG89) with those from Grevesse & Sauval (1998 Space. Sci. Rev.,85,161 GS98). See Table 2 of Castelli & Kurucz 2004.
  2. The replacement of the TiO lines provided by Kurucz (1993) with the TiO lines from Schwenke (1998, Faraday Discuss., 109,321). Addition of the H2 O lines (Partridge & Schwenke 1997, J. Chem. Phys., 106, 4618) and of the HI-HI and HI-H+ quasi-molecular absorptions near 1600 Å and 1400 Å (Allard et al. 1998, A&A, 335,1124), as distributed by Kurucz 1999a, 1999b. Extended molecular list and corrected previous bugs in Kurucz line lists.

These models are computed with the same wavelength resolution and a smaller temperature resolution than the Kurucz 1993 models. All of the models have the same number of plane-parallel layers from (log( au_)=-6.875) to +2.00, in steps of (Delta[log( au_)] = 0.125) computed assuming pure mixing-length convection (no overshooting) with 1/Hp=1.25. As before the microturbulent velocity used is (22 km s^<-1>) .

The ATLAS9 installed in TRDS is from "The Grids of ATLAS9-ODFNEW models and fluxes" from Fiorella Castelli's web page created on January 2007. These grids are also available from Dr. R. Kurucz's website.

The ATLAS9 includes models for abundances [M/H]=0.0, -0.5, -1.0, -1.5, -2.0, -2.5, +0.5, +0.2 and gravity range from log g= 0.0 to +5.0 in steps of +0.5. The range in effective temperature from 3500 K to 50000 K is covered with an uneven grid (see Table 1a). The model spectra cover the ultraviolet (1000 Å) to infrared (10 &mum) spectral range with non-uniform wavelength spacing (see Table 1b).

Table 1a: Grid of Temperatures for the Models

Table 1b: Wavelength Coverage for the Models

Wavelength Range (microns) Grid Step (A)
0.10 - 0.29 10
0.29 - 1.00 20
1.00 - 1.60 50
1.60 - 3.20 100
3.20 - 8.35 200
8.35 - 10.0 400

The TRDS version of the ATLAS9

The atlas is divided into 8 independent subdirectories, according to metal abundance. Within each subdirectory, the stellar atmosphere models are given in FITS table format. Each table consists of 12 different columns, the first contains the wavelength grid and the rest containing the spectrum of a star with the same effective temperature but different gravity, ranging from log g= 0.0 to +5.0. Columns filled with zeros indicate that the model spectrum for that particular metal abundance, effective temperature, and gravity combination is not covered by the atlas.

Within each individual table file, each column is named "gyy", where "yy" corresponds to 10*log g. For example, log g = +0.5 and log g = +4.0 models are located in columns named g05 and g40, respectively. See the appendix for an example of a standard header of a table file.

The names of the files located in each metal abundance subdirectory are listed in the README file located in each subdirectory. The range in gravity covered by the models for the different temperatures is also indicated.

Use with Pysynphot or Astropy Synphot

Pysynphot arba Astropy Synphot permits the selection of spectra within one of many columns in a single FITS table file using the "pysynphot. Icat ()" function. The syntax is "sp = pysynphot. Icat ('ck04models', t,m,g) where "t" is the effective temperature, "m" is the metal abundance [M/H], and "g" is the log gravity.

Please note that the model spectra in the atlas are in surface flux units. Thus, if the number of counts or the calculated absolute flux is needed, the model spectrum must be renormalized appropriately. One can do this in pysynphot with the "sp.renorm()" function or the "sp.normalize()" function in Astropy Synphot.

A list of solar abundance stars of different spectral types and luminosity classes together with their closest Castelli & Kurucz 2004 model spectrum is presented in Table 2. The physical parameters (T_) , and log g, characterizing each of the O stars are taken from Martins, Schaerer, & Hiller's compilation of stellar parameters of Galactic O stars (Martins, Scharer & Hiller 2005, A&A,436,1049). The physical parameters for later stars are taken from Schmidt-Kaler's compilation of physical parameters of stars (Schmidt-Kaler 1982, Landolt-Bornstein VI/2b). For the later, the U-B and B-V colors of the closest model agree with the characteristic color of each star (see Schmidt-Kaler 1982) to better than 0.06 magnitude. For the cool end, K5I, M0I, and M2I stars, the physical parameters are taken from Leusque et al 2006, ApJ 645, 1102.


How to convert Ohms to luminosity?

Whatever device you are using to measure brightness will have to be calibrated in some fashion. That is, you need to know what it reads for a standard brightness. Then you need to know how it varies with changes in that standard brightness. This seems to be what the equations you are using for L are referring to. Without even knowing what device it is, it is impossible to tell you much more. Presumably one of the things in ##sigma AT 4## is the resistance you are measuring. (I'm guessing there is a typo in there someplace. Should it be ##T^4##?) Then the calibration of the device will tell you the other two. Then to get the brightness you need the distance. (Again a typo? Should it be ##d^2##?)

It is really difficult to know what "some moon sites" mean when they talk about percentages. Could it be they are referring to the fraction of the moon that is illuminated? That is, what fraction is illuminated by sunlight and what fraction is dark?

The value you record will be specific to your photoresistor. Thus, there is no standard to compare it to. Ideally you would have a calibrating lamp of known brightness to set the scale.

In your case, you will probably have to record the value when the full moon is out, and use that as your basis of measurement.

As Simon says, you need the so-called illuminance-resistance characteristics for the photoresistor you're using, which the makers will have. An example is here:
http://akizukidenshi.com/download/ds/senba/GL55 Series Photoresistor.pdf
But note
1. Your photoresistor may be somewhat different to this, so don't try to use these curves
2. The curves will, however, generally be power-laws, so small errors in measurement can produce hefty changes in the inferred luminosity
3. The graphs are log-log, so they need to be read carefully

Good questions, and I'm sorry this is turning into a boring "fun" project.

The 10 lux figure is a standard reference point for photoresistors, but unfortunately the corresponding 30-50 kohm resistance you've found doesn't help make the conversion - because (as mentioned in my original post) photoresistors have a NON-linear response. That means we can't use simple proportions, where if 10 lux gives 30 to 50 kohm, 1 lux could be taken to give 3 to 5 kohm, 0.1 lux gives 0.3 to 0.5 kohm etc.

So. you need more information about your photoresistor's response to light to do the conversion, specifically the appropriate illuminance-resistance graph, so you can read off the values.

By the sound of it, whoever gave you this project really should have given you much more detail.


A question about star's luminosity, temperature and mass.

Typically yes - stars are pretty much blackbodies so their luminosity is a function of temperature and size.

edit - Although that would only be absolutely true for luminosity in the same band - in theory it would be possible for a small hot star to put out the same total energy as a large cool star.

Except for metallicity effects, which can cause stars of the same luminosity and temperature to have drastically different masses.

Which was something I only realized, to my great consternation, about half-way through writing this one paper.

If memory serves me correctly then. Luminosity = 4*pi*r^2*(boltzman constant)*T^4

(where t is temperature and r is the radius of the star).

Apologies for the late arrival, but now I am in a position of having to ask similar questions to this I have the task of offering up 'plausible' (if not necessary hyper-accurate) stellar statistics based on only a few initial conditions: mass (and perhaps constituency of that mass in H, He, and metallicities) versus age (how long it has been around.)

This nags me like knowing I know a word that is just beyond the tip of my tongue. I could use all these solar ratio based equations we have derived to 'guess' at a star's features, but it seems to me as though if you know initial mass you know everything. Initial gravity -> initial inward pressure -> required force to initiate fusion -> outward pressure from the energy released by said fusion -> hydrostatic equilibrium -> radius meanwhile backtracking a bit, that released energy -> radius/surface area -> outward luminosity -> surface temperature. Oversimplistic perhaps, but is there anything missing here?

Apologies for the late arrival, but now I am in a position of having to ask similar questions to this I have the task of offering up 'plausible' (if not necessary hyper-accurate) stellar statistics based on only a few initial conditions: mass (and perhaps constituency of that mass in H, He, and metallicities) versus age (how long it has been around.)

This nags me like knowing I know a word that is just beyond the tip of my tongue. I could use all these solar ratio based equations we have derived to 'guess' at a star's features, but it seems to me as though if you know initial mass you know everything. Initial gravity -> initial inward pressure -> required force to initiate fusion -> outward pressure from the energy released by said fusion -> hydrostatic equilibrium -> radius meanwhile backtracking a bit, that released energy -> radius/surface area -> outward luminosity -> surface temperature. Oversimplistic perhaps, but is there anything missing here?


VARIABILITY OF ACTIVE GALACTIC NUCLEI

SantraukaA large collective effort to study the variability of active galactic nuclei (AGN) over the past decade has led to a number of fundamental results on radio-quiet AGN and blazars. In radio-quiet AGN, the ultraviolet (UV) bump in low-luminosity objects is thermal emission from a dense medium, very probably an accretion disk, irradiated by the variable X-ray source. The validity of this model for high-luminosity radio-quiet AGN is unclear because the relevant UV and X-ray observations are lacking. The broad-line gas kinematics appears to be dominated by virialized motions in the gravity field of a black hole, whose mass can be derived from the observed motions. The “accretion disk plus wind” model explains most of the variability (and other) data and appears to be the most appropriate model at present. Future investigations are outlined.

In blazars, rapid variability at the highest energies (gamma-rays) implies that the whole continuum is relativistically boosted along the line of sight. The general correlation found between variations in TeV gamma rays and in X rays for Mrk 421, and between variations in GeV gamma rays and in the IR–optical–UV bands for 3C 279, two prototype objects, supports models in which the same population of relativistic electrons radiates the low-frequency continuum via synchrotron and the high frequency continuum via inverse Compton scattering of soft photons. Identifying the dominant source of soft photons, which is at present unclear, will strongly constrain the jet physics.