Astronomija

Emisijos linijų naudojimas nustatant kvazaro raudoną poslinkį

Emisijos linijų naudojimas nustatant kvazaro raudoną poslinkį


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.

Bandau šį ankstesnį klausimą ir nesu tikras, kaip tai išspręsti, tai nėra namų darbai! :)

Tolimojo kvazaro spektras rodo dvi plačias emisijos linijas, kurių bangų ilgiai yra 317,7 nm ir 404,7 nm. Stipriausios linijos greičiausiai bus arba Lyman-α, kurio ramybės bangos ilgis yra 121,6 nm, CIV, kai ramybės bangos ilgis yra 154,9 nm, arba MgII, kai ramybės bangos ilgis yra 280,0 nm.

a) Koks yra kvazaro raudonas poslinkis? Parodykite savo darbą.

b) Kokios dvi linijos buvo aptiktos?

c) Abiejų linijų plotis yra atitinkamai 10 nm ir 20 nm. Jei juodosios skylės masę kvazare išmatavau kaip 10 ^ 9Msun, kaip toli nuo kvazaro centro yra jonizuotų dujų regionai, atsakingi už emisijos linijas? Nurodykite visas prielaidas, kurias darote, kad gautumėte rezultatą.

Darau prielaidą, kad turiu rasti z, kuris yra bangos ilgio pokyčio ir likusio bangos ilgio santykis. Tačiau nesu tikras, kaip juos atpažinti klausime.


Steve'as Lintonas teisingai atsako, kad linijų santykiai turi būti (beveik) identiški, todėl abi linijas identifikuoja kaip Lymaną $ alfa $ ir C IV, bet netiesa, kad abu gauti raudoni poslinkiai yra įtartinai panašūs. Tiesą sakant, kai atliksite skaičiavimą, gausite (iš $ z equiv lambda_ mathrm {obs} / lambda_ mathrm {rest} - 1 $), $$ begin {array} {rcl} z _ { mathrm {Ly} alpha} & = & frac {317.7 , mathrm {nm}} {125.67 , mathrm {nm}} & simeq & 1.6134 z_ mathrm {C , IV} & = & frac {404.7 , mathrm {nm}} {154.9 , mathrm {nm}} & simeq & 1.6127. end {array} $$ Tai yra, Lymanas $ alfa $ yra šiek tiek daugiau raudonos spalvos nei C IV. Tai dažnai matoma ir dėl Lymano $ alfa $ rezonansiškai pasklidęs ant neutralaus vandenilio, gaubiančio kvazaro / šeimininko galaktiką. Šis efektas yra ryškesnis, tuo didesnis yra raudonas poslinkis ir $ z simeq6 $, mėlynosios spektro dalies visiškai nebėra (tai yra vadinamasis Gunno-Petersono lovelis).

Pločių susiejimas $ Delta lambda $ linijų judesiui aplink juodąją skylę, dujų, atsakingų už linijų skleidimą, greitį nurodo $ v / c = Delta lambda / lambda $, taigi greičiai yra $$ begin {array} {rcl} v _ { mathrm {Ly} alpha} & = & c frac {10 , mathrm {nm}} {317,7 , mathrm {nm}} & simeq & 9 , 400 , mathrm {km} , mathrm {s} ^ {- 1} v_ mathrm {C , IV} & = & c frac {20 , mathrm {nm}} {404.7 , mathrm {nm}} & simeq & 14 , 800 , mathrm {km} , mathrm {s} ^ {- 1}. end {array} $$ Remiantis paprasta dinamika, tai galima paversti atstumu $ r $ iš juodosios skylės, žinodamas jos masę $ M_ kulka $: $$ begin {array} {rcl} r & = & frac {G M_ bullet} {v ^ 2} & Rightarrow r _ { mathrm {Ly} alpha} & simeq & 0.05 , mathrm {pc} & simeq & 58 , mathrm {light text {-} dienos} r _ { mathrm {C , IV}} & simeq & 0.02 , mathrm {pc} & simeq & 23 , mathrm {light text {-} days}, end {array} $$ kas dera su tuo, kad šios linijos yra suformuotos vadinamosiose plačios linijos regionas kurio matmuo yra nuo dešimčių šviesos dienų iki kelių parsekų (priešingai, siauros linijos regiono matmenys yra nuo kelių 100 iki ~ 1000 šviesos metų).


Taigi dvi stebimos linijos turi būti dvi iš trijų siūlomų linijų, raudonai perstumtos ta pati suma. Tai reiškia santykis jų bangos ilgio nepakis, todėl mums reikia dviejų siūlomų linijų, kurių bangos ilgis yra artimas santykiui $404.7/317.6$. Nesunku patikrinti, ar tik pirmieji du yra artimi tam santykiui, todėl jie turi būti tie du. Taigi raudonas poslinkis turėtų būti lygus $317.7/121.6 = 2.61$ ir $404.7/154.9$ kuris taip pat $2.61$ (toks glaudus susitarimas su tikrais duomenimis būtų šiek tiek mažai tikėtinas ir paskatins tikrinti duomenų tikrumą.


Kaip toli yra kvazaras? Spektroskopija, norint sužinoti

Atstumus kosmose yra labai sunku tiksliai išmatuoti dėl ekstremalių mastelių ir ribotų praktinių išteklių kosminiams tyrimams. Todėl mokslininkai buvo priversti pritaikyti skirtingus metodus, kad išbandytų ir pamatuotų didžiulius žvaigždžių atstumus visatoje. Išmatuoti atstumą iki netoliese esančio objekto, pvz., Mėnulio, lengva ir labai tiksliai galima naudojant radarą. Vis dėlto, bandydami išmatuoti atstumą iki artimiausios žvaigždės „Alfa Centauri“, jei naudotume radarus, reikėtų laukti daugiau nei 8 metus, kol radijo bangos ten pateks ir sugrįš, todėl astronomai taiko geometrijos koncepciją, vadinamą paralaksu. Paralaksą lengva vizualizuoti: iškiškite pirštą ir uždarykite vieną akį, tada atidarykite kitą, uždarydami pirmąją. Šuolis piršto vietoje yra dėl pasikeitusios kairės ir dešinės akies perspektyvos. Išplėtus astronomiją, jei išmatuosime netoliese esančią žvaigždę birželį, o po to vėl gruodžio mėnesį, mes galime naudoti atstumą nuo Žemės iki Saulės kaip vieną kraštinę savo trikampyje ir tada apskaičiuoti atstumą iki žvaigždės (1 pav.).

1 paveikslas. Atstumo matavimas: paralaksas

Tai veikia gerai, kol praeis maždaug 50 šviesmečių, nes didesniais atstumais pagrindinė Žemės orbitos pusė yra tokia maža, kad apskaičiavimas būtų labai netikslus. Maždaug prieš 100 metų astronomai atrado keletą kitų būdų didesniems atstumams matuoti. Jie rado tam tikrų tipų kintančių žvaigždžių ar net supernovos sprogimų, kurie galėtų padėti jiems išmatuoti maždaug 500 šviesmečių. Bet tai vis dar nėra labai daug, kai pagalvoji apie visatos mastą, kuris yra 15 milijardų šviesmečių ar daugiau!

Kvazarai buvo aptikti 1960 m., Šiandien mes žinome, kad šie objektai yra vieni iš energingiausių visatos šaltinių. Tipiškas kvazaras yra apie 100 trilijonų kartų ryškesnis už mūsų saulę! Kvazaras iš esmės yra juodoji skylė, aplink kurią skrieja neįtikėtinai greitai besisukantis dujų debesis, kuris savo ruožtu švyti itin ryškiai, todėl kvazaras šviečia ryškiau nei visa žvaigždžių galaktika. Juodoji skylė yra toks intensyvus traukos taškas, kad šviesa negali pabėgti, ji [paprastai] yra nematoma ir dažniausiai aptinkama tik pagal galingą sunkumą. Tačiau kai juodoji skylė praryja kai kurias žvaigždes, o gal sukramto visą galaktiką, ji įsiurbs žvaigždės medžiagą taip smarkiai, kad žvaigždžių dujos švytės itin ryškiai (2 pav.).

2 paveikslas. Dailininko įsivaizduojamas kvazaras

Kadangi kvazarai yra tokie ryškūs, jie gali būti labai labai labai toli, ir vis tiek mes galime juos aptikti savo teleskopais čia, Žemėje.

Vienas iš pirmųjų kada nors aptiktų kvazarų buvo 3C 273 1963 m. Šis objektas yra Mergelės žvaigždyne ir Tycho žvaigždžių kataloge iš pradžių buvo pažymėtas kaip TYC 0282-0202, kai buvo manoma, kad tai tik eilinė žvaigždė. Net galingiausi Žemės teleskopai tai tiesiog rodo kaip blanki žvaigždė, nes ji yra taip toli. Astronomai naudoja dydžių skalę matuodami, kiek ryškios yra žvaigždės, ir jei būtume labai tamsioje Žemės vietoje, pavyzdžiui, Šiaurės ašigalyje, galėtume pamatyti iki 6 balų, o ryškiausios dangaus žvaigždės būtų maždaug 0 ar daugiau. 1, kurį galime pamatyti iš Niujorko. 3C 273 yra 12,9 balo, tai reiškia, kad norint jį pamatyti reikia gero teleskopo. Šiam objektui atvaizduoti panaudojau „Celestron CPC 11“ teleskopą su 0,63x reduktoriumi, kurio efektyvus židinio nuotolis buvo maždaug 1700 mm. Vaizdo kamera buvo „ZWO 294mc Pro“, atvėsinta iki -10 ir naudojant maždaug 300 stiprinimo. Naudota spektrografo grotelė buvo „Star Analyzer 200“, vidutinė ekspozicija buvo 1 minutė, o aš sukaupiau apie 40 kadrų. Šis fotoaparato ir teleskopo derinys gali lengvai atvaizduoti iki 19 dydžių, todėl kvazaro fiksavimas paprastai nėra didelis dalykas, turint omenyje, kad jis yra gana ryškus 12,9 balo. Žemiau esančiame 3 paveiksle parodyta taikymo sritis ir kamera. Taip pat turiu sukrautą vaizdą ir apkarpytą regioną aplink kvazarą su 3C 273, paryškintu kadro centre. Tinklelio ar panašaus spektrografo naudojimas sumažina ribinį dydį nuo 4 iki 5 dydžių, todėl šio derinio naudojimui tikriausiai yra riba, galbūt iki 15 balų kvazaro.

3 paveikslas. CPC11 teleskopas ir 3C 273 kvazaro vaizdas dešinėje

Šaltinis: Alfredo Viegas Šaltinis: Alfredo Viegas

Taigi, kaip tiksliai galime naudoti fiziką ir mokslą, kad nustatytume, kiek toli yra 3C 273?

Čia chemija ir fizika susijungia naudodamiesi spektroskopija arba iš tikrųjų, tiesiog žiūrėdami į šviesos spektrą iš kvazaro, norėdami nustatyti jo atstumą. Remiantis šviesos dažniu, visą šviesą galima suskirstyti į komponentines spalvas. Žmogaus akis gali aptikti šviesą nuo 400 iki 700 nanometrų. Tai vadiname matomu spektru (4 pav.).

4 paveikslas. Matomas spektras

Dabar galime naudoti tai, kad tam tikrus elementų bangos ilgius spektruose galima aptikti kaip tamsiąsias linijas. Šios tamsios linijos rodo tam tikrų elementų, tokių kaip vandenilis ar deguonis, ir daugelio kitų elementų absorbciją. Tačiau žvaigždžių spektrus labai galima naudoti tuo, kad kiekviena žvaigždžių rūšis turi unikalų spektro tipą pagal temperatūrą. Tai reiškia, kad mes galime perskaityti žvaigždės spektrą ir nustatyti tam tikrus elementus, esančius jos šviesos spinduliavime. Žemiau yra ryškios A0 tipo žvaigždės spektras (5 pav.). Mes naudojame žinomą žvaigždės tipą, pavyzdžiui, šį A0 tipo žvaigždės pavyzdį, kad kalibruotume savo spektroskopinę programinę įrangą, nes skirtingų tipų žvaigždėms būdingi specifiniai spektro bruožai, kaip tamsioms linijoms, kurias galite pamatyti žemiau, kiekviena linija identifikuoja elementą ar izotopą.

5 paveikslas: A0 tipo žvaigždžių, tokių kaip Alphecca ar Vega, spektras

Tada galime naudoti specialų filtro tipą su maža grotelėmis, kuri padalija žvaigždės šviesą į tokį spektrą, koks buvo aukščiau. Savo projektui panaudojau ryškią žvaigždę Alphecca Coronae Borealis žvaigždyne. Ši žvaigždė nėra taip toli, tik 75 šviesmečiai, ir yra labai ryški, nes ji yra milžiniško tipo žvaigždė, daugiau nei 2,6 karto didesnė už mūsų saulę. Aš nufotografavau šią žvaigždę naudodamas specialų grotelių filtrą ir gavau spektrą, kurį matote žemiau.

6 paveikslas. Alphecca spektras

Spektras gaunamas vaizduojant žvaigždės šviesą per filtrą, kuriame pastatyta labai siaura grotelė, kuri padalija žvaigždės šviesą į komponentines spalvas, kaip matyti aukščiau. Aš naudoju groteles iš RSPEC ir „Star Analyzer 200“ (7 pav.).

7 paveikslas. Spektrui gauti naudojama grotelė

Tada galiu naudoti kitą programą šiam spektrui sukalibruoti ir suplanuoti jį naudodamas „Angstroms“ x-vieneto vertė (8 pav.). Kas yra tvarkinga, spalvų linijos transformacija į grafiką parodys tamsiąsias spektro linijas kaip smukimus kreivėje. Aš nustatiau žemiau esantį kritimą 4851 angstremoje kaip vandenilio-beta. Vandenilio-beta emisijos linija atsiranda, kai vandenilio atomas krinta iš 4-ojo elektrono apvalkalo orbitos į 2-ąją. Mes žinome, kad vandenilio-beta emisijos linija atsiranda esant 4851 angstremui, todėl galime tai naudoti norėdami kalibruoti savo etaloninę žvaigždę (šiuo atveju Alphecca su savo taikiniu & # 8211 3C 273).

8 paveikslas: Alphecca kalibravimas

Nors visi spektrai gali būti skirtingi, spektro dalis, kurioje vyksta šie fiziniai procesai, pavyzdžiui, vandenilio elektronas, krintantis nuo 4-ojo apvalkalo, skrieja aplink 2-ąją, yra fizikos konstanta visatoje. Taigi, jei sugebėsime suderinti spektrinę liniją ten, kur patenka vandenilio-beta emisija, turėtume sugebėti suderinti bet kurias dvi žvaigždes ir nustatyti jų santykinį atstumą nuo mūsų kaip šio poslinkio funkciją. Mes sužinojome apie šį fizikos klasės pokytį kaip Doplerio efektą.

Astrofizikoje Doplerio efektas sukelia žvaigždės šviesos pasislinkimą, o tai reiškia, kad tos žvaigždžių spektro lemputės pasislinks priklausomai nuo to, ar žvaigždė ar objektas juda link jūsų, ar tolsta, ar yra ramybės būsenoje (9 pav.).

9 paveikslas. Doplerio efektas spektruose

9 paveiksle vandenilio-beta linija yra trečia linija iš kairės, paryškinta rodyklės galu. Galima pamatyti, kaip jis juda į dešinę, jei yra perjungtas raudonai arba tolsta nuo jūsų. Šis poveikis pasireiškia visatoje, nes manoma, kad visata plečiasi. Pagalvokite apie Visatą kaip apie didelio baliono išorę. Kai įvyko Didysis sprogimas, balionas pradėjo pūsti. Jei žiūrite į visatos objektą, taip pat žvelgiate į praeitį, kai oro balionas nebuvo toks pripūstas kaip dabar.

10 pav. Visatos plėtimasis kaip balionas

1920-aisiais šią idėją atrado jaunas astronomas, vadinamas Edwinu Hubble'u. Jis parašė lygtį, kurią šiandien naudojame matuodami didžiulius atstumus visatoje. Viskas, ką mums reikia padaryti, tai išmatuoti stebimo bangos ilgio raudonos kaitos pokytį (12 pav.).

12 paveikslas. Bangos ilgio lygties pokytis

Čia mes grįšime pas savo draugą kvazarą 3C 273. Tegul nufotografuoja tą žvaigždės šviesos vaizdą ir paleidžia per specialią grotelę, kad žvaigždės šviesa būtų padalyta į spektrą (13 pav.).

13 pav. 3C 273 ir aplink jį esančių žvaigždžių teleskopo vaizdas pagal spektrą

Žinoma, mes norime izoliuoti kvazarą 3C 273. Tai atrodo taip (14 pav.).

14 paveikslas. „Quasar 3C 273“ ir # 8211 spektro detalės

Paskutinis žingsnis - nubrėžti šį spektrą mūsų diagramoje ir Angstromuose, o tada palyginti jo spektrą ir emisijos linijas. Šiuo atveju mes naudojame vandenilį-beta su mūsų etalonine žvaigžde Alphecca (15 pav.).

15 paveikslas. „Quasar 3C 273“ ir „Alphecca“: vandenilio-beta linijų palyginimas

Kaip matome, 3C 273 vandenilio-beta emisija vyksta esant 5615 angstremams, o etaloninės žvaigždės beta vandenilis yra 4857 angstremams. Taigi, mes galime apskaičiuoti raudoną poslinkį arba „Z“ ties 1.1561 arba 0.1561.

Hablo dėsnyje teigiama, kad raudonojo poslinkio ir atstumo santykis yra toks: kur d = atstumas, v = greitis, o H0 - Hablo konstanta 72 km / s / megaparsekui (mpc). Megaparsekas yra 3,26 milijono šviesmečių).

Greitis yra 0,1561 karto didesnis už šviesos greitį. Tai yra 0,1561 x 3 x 10 ^ 5 km / s arba 46 830 km / s.

Dabar mes galime naudoti Hablo įstatymą ir prijungti 46 830 km / s / 72 km / s / mpc. Tai lygi: 650,42 megaparseko x 3,26 milijono šviesmečių arba Už 2,12 milijardo šviesmečių !!

Remiantis naujausiais šaltiniais, tikrasis išmatuotas „3C 273“ raudonos spalvos poslinkis yra 0,158339, o tai reiškia, kad mūsų kuklus mėgėjiškas bandymas atitiko 1,4% faktinio profesionalaus astronomo rezultato, arba šviesmečiu buvome apytiksliai 30 šviesmečių nuo ženklo ... neblogai!


Visatos amžiaus nustatymas iš kvazarų spektro (2021 m. Pavasaris, klausimai jūsų darbalapyje yra skirtingi)

Kiekviena laboratorijos grupė bus atsakinga už kvazarą. Šioje laboratorijoje, kur naudinga, atkreipkite dėmesį, kad 1 vnt / Myr = 1 km / s, kur 1 Myr = 1 milijonas metų. Kvazaro duomenis galima atidaryti „LoggerPro“ ir rasti LabImage → Spectra → SDSS. Jūsų instruktorius priskirs jums kvazarą ir parodys, kaip atidaryti duomenis „LoggerPro“.

Naudodamiesi šiais duomenimis ir Hablo dėsniu, jūs nustatysite kvazaro greitį ir jo atstumą. Tada apskaičiuosite Hablo konstantą naudodami klasei priskirtus spektrus.


Gija: [Kaip astronomai apskaičiuoja kvazarų raudoną poslinkį?]

Huh? Kaip manote, kas yra kvazaras?

Šiaip ar taip, kvazarai yra akivaizdžiai raudonos spalvos. Labai raudonai pasislinkusi. Nepaisant raudonojo poslinkio pobūdžio, tai yra pastebėjimas.

Trys minutės per ADS ir galite rasti tai, ko jums reikia.
Spėju, kad šis de Bruijne ir kt. yra tai, ko ieškote.

2.2–4.1, gautas naudojant ESA superlaidumo tunelio sankryžos (STJ) kamerą WHT. Naudodami vieną šabloną QSO spektrą, mes parodome, kad galime nustatyti šių objektų raudonos spalvos poslinkius maždaug iki 1%. Tolesnis vienos QSO spektroskopinis stebėjimas, kuriam mūsų geriausiai tinkantis raudonas poslinkis (z = 2,976) labai skiriasi nuo preliminarios literatūros vertės (z

2.30) patvirtina, kad pastarasis buvo neteisingas.

Visi raudonai pateikti komentarai yra moderatorių komentarai. Perskaitykite čia esančias forumo taisykles, čia esančias specialias skyrių Bankomatas ir sąmokslo teorijas. Jei manote, kad įrašas yra netinkamas, nekomentuokite jo gijose, bet praneškite apie tai naudodamiesi /! Mygtuku, esančiu apatiniame kairiajame kiekvieno pranešimo kampe. Tačiau labiausiai linksminkitės!

Pagauk mane twitteryje: @tusenfem
„Rosetta Plasma Consortium“ sugaukite „Twitter“ tinkle: @Rosetta_RPC

Galbūt tai suteiks jums šiek tiek informacijos:

Galbūt tai suteiks jums šiek tiek informacijos:

Be „StupendousMan“ nuorodų, galite peržiūrėti SDSS algoritmų puslapius išmetimo ir absorbcijos linijos pritaikymo, spektroskopinio raudonojo poslinkio ir tipo nustatymo bei spektrinės kryžminės koreliacijos šablonų puslapiuose. Tuose puslapiuose aprašomas raudono poslinkio pritaikymo kodas, kuris buvo naudojamas SDSS I / II apklausose. Galutinę kodo versiją galima rasti internete - ieškokite kataloge & quotidl & quot - jei norite pažvelgti į tikrąją smulkmeną.

Atkreipkite dėmesį, kad šis kodas skirtas rasti tinkamiausią raudoną poslinkį įvairiai objektų kolekcijai, įskaitant žvaigždes, galaktikas ir kvazarus. Taigi jis nėra optimizuotas tam, kad būtų pateiktas bet kurio konkretaus objekto „teisingiausias“ raudonas poslinkis, bet jis labiau orientuotas į nuoseklumą. Jei būtų žinomų kvazarų kolekcija, tikrai būtų galima geriau su tikslesniu kodu, ir daugelis žmonių tai turi.

Visi raudonai pateikti komentarai yra moderatorių komentarai. Perskaitykite čia esančias forumo taisykles, čia esančias specialias skyrių Bankomatas ir sąmokslo teorijas. Jei manote, kad įrašas yra netinkamas, nekomentuokite jo gijose, bet praneškite apie tai naudodamiesi /! Mygtuku, esančiu apatiniame kairiajame kiekvieno pranešimo kampe. Tačiau labiausiai linksminkitės!

Pagauk mane twitteryje: @tusenfem
Sugaukite „Rosetta“ plazmos konsorciumą „Twitter“ tinkle: @Rosetta_RPC

Kokių abejonių turite? Jūs suprantate, kad geruose moksliniuose darbuose nepateikiamas absoliutus patvirtinimas, bet aiškiai nurodoma, kokios prielaidos buvo padarytos ir kokias problemas jie mato su dabartiniais duomenimis. Tai iš tikrųjų nepaneigia dokumentų išvadų. Jei prašote absoliučių, tada nežiūrėkite į mokslą, nes tai nėra mokslas. Tai, ką daro recenzuojamas darbas, pateikia pagrįstą ir tikėtiną duomenų interpretaciją ir tai, kaip ir kodėl padaromos išvados.

Sąžiningai sakant tokius dalykus kaip ir neabejotinos abejonės, taip pat yra čia. & quot be jokių paaiškinimų dažnai yra nesąžiningas ir tiesiog mojavimas tų, kurie turi problemų su mokslu, be jokių esminių argumentų.

Kokių abejonių turite? Jūs suprantate, kad geruose moksliniuose darbuose nepateikiamas absoliutus patvirtinimas, bet aiškiai nurodoma, kokios prielaidos buvo padarytos ir kokias problemas jie mato su dabartiniais duomenimis. Tai iš tikrųjų nepaneigia dokumentų išvadų. Jei prašote absoliučių, tada nežiūrėkite į mokslą, nes mokslas nėra apie tai. Tai, ką daro recenzuojami dokumentai, yra pateikti tinkami ir tikėtini duomenų aiškinimai ir kaip ir kodėl padaromos išvados.

Sąžiningai sakant tokius dalykus kaip ir neabejotinos abejonės, taip pat yra čia. & quot be jokių paaiškinimų dažnai yra nesąžiningas ir tiesiog mojavimas tų, kurie turi problemų su mokslu, be jokių esminių argumentų.

Ne, ne, jūs klaidingai supratau mano ketinimą, aš sakiau: „Čia yra abejonių“, aš noriu pasakyti: aš bandau suprasti nagrinėjamą temą, bandau analizuoti tai, kas parašyta, kai kurios terminijos aš nesuprantu. Tuos klausimus, kuriuos galiu paklausti forume vėliau.

Atsiprašau už savo kalbą!

Dabar, kaip žinoti, ar jie reiškia & quot; aš turiu abejonių & quot; (aš turiu žarnos jausmą, kad tai, kas sakoma, yra neteisinga) ir & quot; aš turiu abejonių & quot; - (Aš nesuprantu, kas sakoma)

Pastarąjį turiu labai dažnai, bet kai man kyla abejonių, sutinku tai, kas man sakoma, kol tai darau sau. Iki šiol niekada nesu pastebėjęs, kad mano nesusipratimas pakirto pagrindinį mokslą. Aš daugybę kartų pataisiau savo supratimą, naudodamas pagrindinį mokslą, ir dažnai to proceso metu man buvo padaryta klaidinga mano logika arba mano neteisingas pastebėjimų pastebėjimas ar visų stebėjimų nežinojimas padarė išvadas klaidingas.

Ši vieta yra tarsi mano mokslo žinių tarpusavio peržiūra

Apskritai Indijoje tai yra mandagus būdas kreiptis į vyresnįjį ar prof., Pradiniu sakiniu & quot, pone, aš turėjau abejonių, gal galėtumėte man padėti. & quot Bet dabar supratau, ši frazė turi tokią gilią neigiamą prasmę.

Tai yra SDSS raudonojo poslinkio technikos grožis: ji naudoja visi linijos, kurias kodas gali atpažinti stebimame spektre. Perskaitykite antrąją mano pateiktą nuorodą „Spektroskopinis raudonas poslinkis ir tipo nustatymas“, kad pamatytumėte, kaip tai daro. Paprastai kvazaro spektre visada matomos mažiausiai dvi pagrindinės linijos, atsižvelgiant į jo raudoną poslinkį. Nuo raudonos iki mėlynos H-alfa, H-beta, MgII, CIV, Lyman-alfa paprastai yra ryškiausios kvazaro emisijos linijos.

Aukščiausi raudonojo poslinkio kvazarai su SDSS spektrais (z

= 5,5) turi tolimojo UV spindulių („Lyman“ serijos) spinduliavimo linijas, pasislinkusias į optinį juostą. Esant raudonam poslinkiui, kuris yra didesnis nei maždaug z = 6,5, Lyman-alfa spinduliuotės linija pasislenka į infraraudonųjų spindulių spindulius, o beveik visą Lyman-alfa mėlyną spalvą sugeria tuomet neutrali tarpgalaktinė terpė (Gunn Peterson efektas). Taigi norint rasti kvazarus, kurių raudonos spalvos poslinkiai yra didesni, reikia vaizdų ir spektrų artimoje ir vidurinėje IR, o tai sunku iš žemės.


Kalifornijos universitetas, San Diegas Astrofizikos ir kosmoso mokslų centras

Netrukus buvo atrasti dar aukštesni raudonojo poslinkio kvazarai - jau seniai egzistuoja tradicija, kad aukščiausio raudonojo poslinkio kvazaro atradėjui suteikiamas šampano atvejis. Kurį laiką rekordą turėjo UCSD Margaret Burbidge. Dabartinis „Quasar“ rekordas turi raudoną poslinkį, z = 5,5, kurį nustatė JPL ir kitų šalių astronomai, sumušdami naujausią „Sloan Digital Sky Survey“ rekordą - z = 5,0.


Rekordinis „Redshift 5.5 Quasar“: Raudonas žvaigždinis objektas viršutinio skydelio centre yra kvazaras,
kurio spektras parodytas apatiniame skydelyje. Pažymėta funkcija Ly yra n = 2 -> n = 1 emisijos požymis
vandenilio iš ramybės bangos ilgio ultravioletiniuose spinduliuose pasislinko 550% iki 8000 ir daugiau. Spektro silpnumas
žemiau 8000 & Aring sukelia absorbcija iš tarpgalaktinių vandenilio debesų išilgai regėjimo linijos iki kvazaro.

Raudonas poslinkis 5,5 (550%) atitinka 95% šviesos greičio greitį arba maždaug 14 milijardų šviesmečių atstumą. [Raudonojo poslinkio ir greičio formulė, pateikta tinklalapyje „Atstumai“, yra tiksli tik tada, kai v yra daug mažesnis nei šviesos greitis, kai v c raudonas poslinkis tampa vis didesnis ir didesnis, kad poslinkis būtų begalinis, kai v = c.]

Kvazaro kintamumas ir dydis


„Harvard Survey Plates“ kompanijos „Eachus & amp Liller“ „Quasar 3C279“ kintamumas

Dideli atstumai ir ypatingas kvazarų ryškumas reiškia didžiulę energijos produkciją, kaip jie tai daro? Klausimą apsunkino atradimas, kad kvazarų ryškumas skiriasi, kartais dideliais kiekiais maždaug per savaitę. Yra paprastas argumentas, kad kintamo, šviečiančio objekto dydis negali būti didesnis už atstumą, kurį šviesa nueina per jo kitimo laiką (t.y. jei objekto ryškumas ryškiai skiriasi per savaitę, jis negali būti didesnis nei šviesos savaitės dydis.


Kvazaro kintamumo laikas
Apriboja jo spinduliuojančio regiono dydį
Tarkime, aukščiau esantis „kvazaras“ blykstelėjo ryškumu kaip fotografinė blykstė. Šviesa pradėtų keliauti iš visų trijų taškų tuo pačiu metu, tačiau šviesa iš kvazaro centro visada būtų šviesos savaitė už šviesos, skleidžiamos iš priekio. Šviesa iš centro stebėtoją pasieks praėjus savaitei po to, kai bus aptikta šviesa iš priekio, o šviesa iš galinės kvazaro dalies bus aptikta dar po savaitės. Šis „blyksnis“ būtų pastebimas kaip ryškumo padidėjimas ir sumažėjimas per dvi savaites.

3C273, 3C279 ir kitų kvazarų kintamumas reikalauja, kad kvazaro spindis būtų didesnis nei tūkstantis milijardų žvaigždžių galaktikų iš mažesnio nei mūsų Saulės sistema regiono!

„Superluminal“ judesys
Dar vienas galvosūkis buvo pateiktas, kai radijo astronomai radijo kvazaruose nukreipė pasaulinius VBLI (labai ilgo bazinio interferometro) tinklus milijardinės sekundės raiška. Kas keletą metų šie kvazarai išgyvena protrūkį, matyt, į išorę išstumdami sinchrotrono plazmos pluoštus. Kai radijo astronomai seka šiuos protrūkius, atrodo, kad radiją skleidžiančios plazmos dėmės juda į išorę greičiu, kuris kartais net 10 kartų viršija šviesos greitį. Šis reiškinys vadinamas antplumininis judesys arba superreliatyvistinė plėtra rodo, kad kvazarai pažeidžia specialiąją reliatyvumo teoriją. Niekas nemano, kad taip yra, ir yra aiškus paaiškinimas, kuris atitinka reliatyvumą. Šis paaiškinimas reikalauja, kad sinchrotrono plazmos dėmės būtų iššautos beveik, bet ne visai tiksliai, būtent į mus.

Dauguma astronomų mano, kad labiausiai tikėtinas milžiniškos kvazarų energijos ir mažo energijos kiekio paaiškinimas yra tas, kad kvazarus maitina gravitacinės energijos išsiskyrimas iš medžiagos, patenkančios į didžiulę juodąją skylę. Įrodymų, kad juodosios skylės gyvena masyvių galaktikų centruose, daugėja.

Šiuo atveju garsioji Einšteino lygtis tampa:

tai reiškia, kad medžiaga, patekusi į juodąją skylę netoli galaktikos branduolio, gali išlaisvinti iki maždaug 10% savo ramybės energijos gravitacijos potencialo energijos pavidalu, paverčiama rentgeno spinduliais, reliatyvistiškai judančiomis dalelėmis ir kt., kurios gamina reiškinius, kuriuos mes matome. Kai kurie astronomai spėja, kad žvaigždės, skriejančios netoli centrinio kvazaro, pirmiausia gali būti išpūstos intensyvaus spinduliavimo lauko, tada patrankiai sutrikusios dėl intensyvaus gravitacijos lauko ir galiausiai patrauktos į sukamą sukietėjusios medžiagos diską, kurį galiausiai praryja masyvi masė. centrinė juodoji skylė.

Gravitacinės energijos išsiskyrimas didžiulėje juodojoje skylėje (apie 100 milijonų saulės masių) „suvalgant“ vieną žvaigždę per metus padėtų tipinį kvazarą.

  • Pažvelkite į Billo Keelio QSO ir amp AGN galeriją Alabamos universitete.
  • Naujas aukščiausias raudono poslinkio kvazaras, kurį nustatė „Sloan Digital Sky Survey“.
  • Bent vienas mokslo žurnalistas mano, kad atvejis yra susijęs su „Black Holes“, veikiančiais kvazarus.
  • Univ. iš Kolorado prof. Dicko McCray'o AGN pamokos rodo, kad „mes esame beveik tikri [kad„ Juodosios skylės “kverena kvazarus]. Šiek tiek daugiau tikrumo nei aš, bet puiki santrauka.
  • Yra vis daugiau įrodymų, kad yra yraJuodosios skylės „Galaxy Nuclei“, kurį apibendrino Johnas Kormendy, JAV, Teksasas, vienas iš šios srities lyderių. yra bene labiausiai neišvengiamas masyvios Juodosios skylės atvejis galaktikos centre.

Prof. H. E. (Genas) Smithas
CASS 0424 UCSD
9500 „Gilman Drive“
La Jolla, CA 92093-0424


Paskutinį kartą atnaujinta: 2000 m. Rugsėjo 29 d


Emisijos linijų naudojimas nustatant kvazaro raudoną poslinkį - astronomija

3C 273 yra viso FOV atvaizdo centre per pusę skalės.

3C 273 apkarpytas vaizdas visu mastu.

„Quasar 3C 273“ yra pirmasis kvazaro raudonojo poslinkio spektras, kurį dr. Maartenas Schmidtas 1963 m. Nustatė su Hale 200 colių (5,08 m) atšvaitu Palomaro observatorijoje. 3C_273 šviesos kelionės laikas yra 1,98 Gyr, remiantis H = 73,00 km / sek / Mpc, Omega = 0,27, Omega vakuumas = 0,73.

NASA / IPAC ekstragalaktikos duomenų bazėje išmatuotų H-alfa ir H-beta raudonų poslinkių vidurkis yra z =, 1608, kuris yra 1,5 ir 37: didesnis nei z = 0,158339. Nuostabu, kad astronomai mėgėjai, turintys mažą optiką (127 mm refraktorius) šviesiai užterštame danguje, gali pakartoti šį istorinį stebėjimą ir analizę, kurią 1963 m. Pirmą kartą atliko daktaras Maartenas Schmidtas su 200 colių (5,08 m) atšvaitu.

Matydami H-alfa ir H-beta „Emisson“ linijas prie teleskopo

  • Aukščiau pateiktas teleskopo ekrano užfiksavimas yra ekrano apačioje esantis „MaxIm DL V5.07“, rodantis vieną 300 sekundžių kvazaro 3C 273 ekspoziciją.
  • Pelės rodyklė rodo 3C 273, kai spektrinė tvarka yra lygi nuliui.
  • 3C 273 spektras yra 3C 273 spektro laipsnio nulio dešinėje.
  • Atkreipkite dėmesį į tris 3C 273 spektro gumulus, kurie matomi per vieną 300 sekundžių ekspoziciją.
  • Viršuje „Cartes du Ciel 2.76c“ žvaigždžių diagramos kvazaras 3C 273 apskritas.
  • Žvaigždės nėra fokusuojamos, nes dėmesys buvo optimizuotas H-beta ir H-alfa spektrui.
  • Šiaurė yra tiesiai į viršų maždaug 210 laipsnių kampu pagal laikrodį.

Apdorotame vaizde matydami 3-D H-alfa ir H-beta „Emisson“ linijas

  • Grafiko raudona smailė yra H-beta ir [O III] emisijos linijos sujungtos, o kraštutiniame dešiniajame žalsvame žvilgsnyje yra H-alfa linija.
  • Vaizdo skalė 2,12 arcsek / pix.
  • Spektras yra dešinėje kvazaro 3C 273 ir žvaigždžių.
  • Buvo padaryta 55 nuotraukos.
    • Pirmasis vaizdas prasidėjo, kai 3C 273 išvalė medžius pietvakariuose.
    • Paskutinis vaizdas buvo maždaug 1 valanda per merdianą, kuris yra šios teleskopo konfigūracijos GEM kalno riba.
    • AIP4WIN V2.3.0 serija Analizuokite kiekvieną vaizdą.
    • 3C273SeriesAnalysis.txt buvo naudojamas pasirinkti 3C273-008R200.fit į 3C273-025R200.fit vaizdus, ​​kurie bus sukrauti, atsižvelgiant į tai, kad jų „MedianPV“ yra 2 700 s.
    • Paskutinio 3C273-055R200.fit paveikslėlio „MedianPV“ vertė buvo 4850 ir tai rodo dangaus švytėjimo padidėjimą iš Portlando, OR.
    • Tamsūs: 64 x 300 sekundžių vienam tamsiam kadrui.
    • Butai: 64 x 5 sekundės vienam plokščiam rėmui.
    • „Darks for Flats“: 66 x 5 sekundės vienam tamsiam kadrui.
    • CCD-TEMP visiems vaizdams, butams ir tamsoms: -25 ir # 176C.
    • Signalas į triukšmą = fono vidurkis 2806.478 / fonas Standd Dev 4.478 = 626.725.

    Spektro kalibravimui naudojama žvaigždutė BD + 02 2547 šalia 3C 273 tame pačiame paveikslėlyje

    Paprastas spektro kalibravimas buvo atliktas šalia esančios žvaigždės H-beta absorbcijos linija.

    • Žvaigždė BD + 02 2547
    • Vaizdinis dydis: 10,25
    • Spalvų indeksas: 0,31
    • Spektrinė klasė: F5

    Ši žvaigždė yra aukščiau ir dešinėje 3C273 ekrano užfiksuotame ekrane. H-beta absorbcijos linijoje kalibravimas yra 18,553 / / pikselis. Be to, remiantis šiuo kalibravimu, vaivorykštės optikos vizualinis, foto ir CCD žvaigždžių spektroskopas, įmontuotas į QSI 532ws-M1 filtro ratą, yra 18,24 mm atstumu nuo CCD.

    3C 273 spektro diagrama su „Redsift“ išmetimo linijos žymekliais

    Aukščiau pateiktoje diagramoje yra išmatuotas 3C273 spektras su redsift emisijos linijos žymekliais. H-beta pikselių atstumas ir 18,553 µ / pikselis nuo aukščiau esančios žvaigždės BD + 02 2547 buvo naudojami x ašiai kalibruoti angstremais. Buvo pridėti penki raudonos emisijos atskaitos linijos žymekliai, kad būtų parodytas pastebėtas raudonos poslinkis (z =, 158339) žemiau esančioje lentelėje. Vertikali ašis yra spektro vaizdo intensyvumo vertės.

    Spektro smūgis nuo 8400 iki 8500 yra spektro eilės nulio lauko žvaigždė (16,68 balo raudona) SDSS J123000.57 + 015343.6 (suvestiniai duomenys)

    Stebimas 3C273 H-alfa yra ties 7602, kuris viršija įprastą žmogaus matomos šviesos regėjimo diapazoną nuo 3800 iki 7400.

    3C 273 spektro kalibravimo žingsniai
    Kuriant 3C 273 spektro diagramą, buvo naudojami „Diffraction Limited MaxIm DL V5.07“ ir „Microsoft Excel 2007“. Žemiau pateikiami žingsniai, naudojami kuriant spektro diagramą.

    • Norėdami išmatuoti žvaigždės BD + 02 2547 centroidą, naudokite „MaxIm DL v5.07“.
    • Naudokite „MaxIm DL v5.07“, kad nupieštumėte linijos diagramą iš žvaigždės BD + 02 2547 centroido per jos spektrą.
    • Naudokite „MaxIm DL v5.07“ grafiko žymeklį, kad surastumėte H-beta taškų atstumą (262 pikseliai), kuris parodytas aukščiau esančiame žvaigždės BD + 02 2547 ekrane.
    • Padalinkite H-beta bangos ilgį 4861 iš 262, o tai duoda 18,553 pikselio.
    • Norėdami apskaičiuoti kampą, naudokite grotelių lygtį.
      • m = 1 (spektrinė tvarka 1).
      • Bangos ilgis = 486,1 nm (H-beta skleidžia bangos ilgį).
      • Grotelės d = 0,000005 m (200 linijų / mm grotelės = 0,000005 m tarp linijų).
      • Todėl kampas = 0,097373805 radianai H-beta ramybės būsenoje.
      • Tan (0.097373805 radians) = (262 pixels * QSI532 pixel size of 6.8 m)/(distance of grating to CCD).
        • 0.097373805 radians for H-beta at rest.
        • 262 pixels = number of pixels from the center of star BD+02 2547 spectral order zero.
        • =SIN (ATAN (0.0000068* pixel distance /0.018238638252))*0.000005*10000000000
          • 0.0000068 m is QSI532 pixel size.
          • Pixel distance is the horizontal pixel distance from the center of 3C 273 spectral order zero.
          • 0.018238638252 m is the distance of the grating to CCD.
          • 0.000005 m is the distance between grating lines (200 lines/mm grating).
          • 10000000000 converts the value to angstroms.

          3C 273 Quasar Redshift Emission Lines Table

          The redshft emission line markers in the above 3C 273 spectrum chart are based on the below redshift (z=0.158339) table.


          A spectrum of QSO PS1 J161737+595020 at 4.3 redshift

          At mag 19.8 g/17.8 r (SDSS) and a redshift of 4.315 (12.3 billion years light travel time) This Quasar is the faintest and most distant object I have recorded spectroscopically to date (My spectrum in red overlaid on a professional reference spectrum in grey.) Perhaps a contender for the faintest most distant spectrum recorded by an amateur?

          More details on my page on the BAA website here

          #2 descott12

          Awesome work! Is the Lyman line shifted all the way form 1215 A.

          Edited by descott12, 08 April 2021 - 05:46 PM.

          #3 robin_astro

          Awesome work! Is the Lyman line shifted all the way form 1215 A.

          #4 infamousnation

          #5 blackhaz

          Jaw-dropping. Congratulations, Robin!

          #6 robin_astro

          Here are a couple more spectra at even higher redshift alongside the original one, all found in the PS1-ELQS catalogue

          The one at z=4.564 is g mag 20.2/ r mag 18.4 which is getting pretty faint when you consider the brightness in the spectrum is

          6 magnitudes fainter than this. Not sure I can go much further from here. There are possible targets at higher redshifts further south, though there is perhaps one more at z=4.61 which might just be possible for me.

          #7 descott12

          Is there an actual feature underneath the blue lines that indicate the Lyman alpha line? I am not sure I see anything identifiable in those spectra, especially the your Alpy spectra in red.

          #8 robin_astro

          Hey Robin,

          Is there an actual feature underneath the blue lines that indicate the Lyman alpha line? I am not sure I see anything identifiable in those spectra, especially the your Alpy spectra in red.

          Lyman Alpha is not a narrow line in QSO spectra. It is the whole broad feature, broadened by the high velocities involved in the material surrounding the black hole. (Actually the line is a blend of Lyman alpha and ionised Nitrogen Nv. Lyman alpha is at the left edge of the line.) The blue lines mark the position of Lyman alpha based on the published redshift

          Edited by robin_astro, 11 April 2021 - 09:20 AM.

          #9 robin_astro

          Hi Dave,

          Lyman Alpha is not a narrow line in QSO spectra. It is the whole broad feature

          This is to our advantage as, like in supernova spectra, the broad lines are easy to see even in very low resolution spectra like these (The resolution of the ALPY200 is only R

          130 which makes it more sensitive)

          #10 robin_astro

          Notice how the spectrum drops sharply bluewards of the Ly alpha wavelength. This is because cool hydrogen gas clouds at various distances between us and the quasar (and so at a whole range of redshifts lower than the quasar) absorb at the Ly alpha wavelength, effectively blocking most of the light (The so called Lyman alpha forest)

          This and other features at lower redshifts imprinted onto the spectrum of quasars describe the history of the journey of the photon across the universe. This is one reason we know that the redshift is due to the great distance and not from nearby objects and caused by theories such as "tired light" etc

          #11 descott12

          Notice how the spectrum drops sharply bluewards of the Ly alpha wavelength. This is because cool hydrogen gas clouds at various distances between us and the quasar (and so at a whole range of redshifts lower than the quasar) absorb at the Ly alpha wavelength, effectively blocking most of the light (The so called Lyman alpha forest)

          http://www.astro.ucl. pha-forest.html

          This and other features at lower redshifts imprinted onto the spectrum of quasars describe the history of the journey of the photon across the universe. This is one reason we know that the redshift is due to the great distance and not from nearby objects and caused by theories such as "tired light" etc

          Cheers

          Robinas

          Very interesting. So the actual redshift of the QSO should be at the teisingai edge (longest wavelength) of the lyman alpha forest? And this, generally, is where the intensity level begins to peak again (when moving the right in the graph)?

          #12 robin_astro

          The QSO actually emits at Lyman alpha and this is seen as a broad emission line even in the absence of intermediate absorbing material. This can be used directly to measure the quasar redshift. See the UV spectrum of nearby 3c273 in the link above for example

          which shows the true spectrum of the QSO without intervening material. The intervening hydrogen gas then absorbs intermittently at a range of redshifted Lyman series wavelengths (the forest) below the Ly alpha emission, depending on the redshifts of the various intervening clouds of gas until eventually the absorption becomes continuous around the maximum redshifted Lyman limit (eg 5.564x 912A), similar to the step seen at the Balmer limit in hot star spectra for example. The wavelength where this happens can also be used to put a lower limit on the redshift of the quasar since this is caused by absorption in highest redshifted intermediate material

          Edited by robin_astro, 11 April 2021 - 03:42 PM.

          #13 robin_astro

          In practise accurate quasar redshifts are determined using a number features in the spectrum shifted into the visible depending on the redshift, not just Ly alpha, fitting the spectra to templates of known lines for example. My spectra are too noisy and limited in range to do this though apart from the obvious Ly alpha emission which clearly correlates with the catalogued redshift for the three examples.


          ASJC Scopus subject areas

          • APA
          • Standartinis
          • Harvardas
          • Vankuveris
          • Autorius
          • BIBTEX
          • UIP

          CO (2-1) line emission in redshift 6 quasar host galaxies. / Wang, Ran Wagg, Jeff Carilli, Chris L. Walter, Fabian Riechers, Dominick A. Willott, Chris Bertoldi, Frank Omont, Alain Beelen, Alexandre Cox, Pierre Strauss, Michael A. Bergeron, Jacqueline Forveille, Thierry Menten, Karl M. Fan, Xiaohui .


          6. THE NATURE OF WEAK EMISSION-LINE QUASARS

          As shown in Section 2.1.1, the line luminosities of high-redshift WLQs are 4& # x00d7 fainter than those of normal z > 3 quasars, and their continuum luminosities are 40% brighter. There are two hypotheses that are consistent with this result: (1) WLQs are intrinsically less luminous than normal quasars in terms of both line and continuum emission, but a relativistic jet beamed toward us amplifies their continua or (2) WLQs have the same intrinsic continuum properties as normal quasars, but some physical process, either a lack of line-emitting gas or obscuration along the line of sight, causes the observed Lyα and other UV emission lines to be weak. In this section, we discuss how our results fit within these two hypotheses, and what physical processes may be at work.

          6.1. Arguments Against Continuum Boosting

          6.1.1. UV–IR Properties

          We find that all four WLQs with Špiceris photometry show emission from hot (T

          1000 K) dust. This places strong constraints on any continuum boosting because relativistic jets have no effect on thermal dust emission. We can thus rule out continuum boosting for the radio-undetected WLQs (SDSSJ1302, SDSSJ1532), whose UV–IR SEDs closely match those of typical quasars in all respects, including their ratio of power law to thermal dust emission. The radio-detected sources (SDSSJ1408, SDSSJ1442) have weaker dust emission by factors of 1.5–1.9 (in the MIPS band) relative to the mean quasar SEDs, but this is well within the factor of 2–3 scatter of normal type 1 quasar SEDs. Thus, their UV–optical emission may be boosted by a factor of

          2, but no more, which is not sufficient to explain the extreme weakness of their lines.

          Further evidence against continuum boosting comes from the fact that WLQs do not exhibit strong optical polarization. The low levels of polarization observed in SDSSJ1408, SDSSJ1442, and SDSSJ1532 are probably intrinsic, but are too small to imply that this polarization comes from synchrotron emission, as is the case for BL Lacs. Radio-selected BL Lacs are found to be highly polarized (P > 3%)

          90% of the time (i.e., in a single epoch, one would expect that 9/10 radio-selected BL Lacs would show P > 3%) and X-ray-selected BL Lacs are found to be polarized roughly half of the time (e.g., Jannuzi et al. 1994). The fact that no WLQ is found to be highly polarized in several epochs of observations indicates that these objects are significantly less polarized than even X-ray-selected BL Lacs and consistent with the polarizations of normal quasars (Berriman et al. 1990).

          There is also no evidence of strong optical variability in WLQs. 16 The fluctuations that are seen in Figure 12 are consistent with those of normal quasars (e.g., Vanden Berk et al. 2004). We do see variability in both Lyα EW and radio flux in SDSSJ1442, but the lack of any corresponding optical continuum fluctuations in this source argues against the continuum boosting scenario. There is no evidence to suggest that the increase in its line strength with time is a reverberation effect, although our temporal sampling is not ideal since the light crossing time of the broad-line region (BLR) is expected to be

          5 yr in the observed frame at this luminosity (e.g., Laor 1998 Bentz et al. 2009). The drop in the radio flux is significant, and it is not required that the radio and optical emission of a jet vary in a synchronized manner, but BL Lacs are found to be variable at all wavelengths on a variety of timescales, so the lack of any significant optical continuum variability indicates that this emission is not likely coming from a jet.

          6.1.2. Radio Properties

          If the physical process causing weak line emission were continuum boosting by relativistic jets, we would expect a large fraction of WLQs to be radio loud. Instead, we find no statistical difference between the distribution of radio-loudness parameters for WLQs and normal quasars. The precise number of sources with R > 10, a value which is often used to describe radio loudness, 17 is not well constrained for either normal quasars or WLQs because most have radio upper limits that are still consistent with R > 10. The SDSS and FIRST data do definitively indicate, however, that 92% of WLQs and somewhere between 93.3% and 96.1% of normal quasars have R < 40, in contrast to BL Lacs, the majority of which have R > 100 (see, e.g., Figure 5 of Shemmer et al. 2009). Almost all WLQs are either radio-quiet or radio-moderate, indicating that if their continua are boosted, the effect is monochromatic (i.e., roughly equal in the radio and rest-frame UV) and distinct from the jet mechanism at work in BL Lacs. Shemmer et al. (2009) discussed the potential association of WLQs with radio-weak BL Lacs (e.g., Londish et al. 2004 Collinge et al. 2005 Anderson et al. 2007 Plotkin et al. 2008) and pointed out that the lack of typical (i.e., radio-loud) BL Lacs at high redshift makes it difficult to connect the two phenomena. Further evidence that we are not seeing pole-on radio jets in WLQs comes from the αr

          −0.5 radio spectral slopes for SDSSJ1408 and SDSSJ1442, which are significantly steeper than the typical slopes for BL Lacs, αr

          6.2. The Remaining Possibilities

          A variation on the continuum boosting hypothesis involves gravitational lensing, where WLQs could either be (1) strongly lensed galaxies or (2) normal quasars whose continuum emission has been microlensed by a star in an intervening galaxy. Shemmer et al. (2006) ruled out the strongly lensed galaxy hypothesis for WLQs with strong X-ray detections on the basis of their X-ray-to-optical flux ratios, which are typical for quasars. We additionally rule it out for all four WLQs in Figure 6 because their UV–IR SEDs match those of normal quasars. The microlensing hypothesis has received some attention in the literature, and several authors have used the variability and EW distributions of quasars to put constraints on the properties of lensing objects (e.g., Dalcanton et al. 1994 Zackrisson et al. 2003 Wiegert 2003). The characteristic timescale for microlensing is

          10 yr for a stellar lens in a foreground galaxy (Gould 1995), so we cannot rule out microlensing for WLQs, but there is no evidence of fading continua over 6–7 yr of observations.

          The variety of arguments against continuum boosting as a cause for the weak emission-line strength of WLQs, coupled with evidence against lensing, implies that WLQs are a rare, unique population at high redshift. However, there are several objects at lower redshift whose physical properties may be related. One of these is the z = 0.94 radio-quiet quasar PG 1407+265, whose properties are described in detail by McDowell et al. (1995). This object has very weak Lyα emission (EW=8 Å) and does not exhibit polarization (Berriman et al. 1990) or optical–UV variability. Blundell et al. (2003) and Gallo (2006) observed a factor of

          2 variability in the radio and X-ray bands, similar to the radio variability we see in SDSSJ1442 (Section 5.3), but this seems to be unrelated to its optical–UV continuum flux. It also has a weak Mg ii emission line ( Å), a somewhat stronger Hα line ( Å), and unusually strong Fe ii emission. Interestingly, its weakly detected C iv line ( Å) is blueshifted by

          4000 km s −1 with respect to Lyα, similar to the blueshift for SDSSJ1302 discussed in Section 4.3. Other objects we are aware of with weak Lyα emission and blueshifted C iv lines are SDSSJ152156.48+520238.4 (z = 2.2 Just et al. 2007) and HE 0141-3932 (z = 1.8 Reimers et al. 2005). Richards et al. (2002b) argued that C iv blueshifts observed are due to a lack of flux in the red wing of the emission line, and their discussion of this phenomenon in the context of cloud-based and accretion-disk-wind models for the BLR is pertinent here.

          Under the hypothesis that WLQs have normal quasar continuum properties, but that some physical process causes the emission lines to be weak, several of the possible interpretations for PG1407+265 mentioned by McDowell et al. (1995) are relevant for WLQs: (1) the BLR could have anomalous properties or a low covering factor (2) an exceptional geometry could cause the BLR to see a continuum that is different from the one that we see or (3) the BLR could be covered by a patchy BAL region that does not affect the continuum. In the context of explaining physical processes that would result in weak or absent broad lines, Nicastro et al. (2003) discussed a scenario where the BLR forms via accretion disk instabilities at a critical radius where gas pressure begins to dominate over radiation pressure at low accretion rates/luminosities, the BLR would move toward smaller radii and eventually cease to exist. Similarly, Laor (2003) pointed out that if the BLR cannot survive at line widths Δv > 25, 000 km s −1 , a minimum luminosity/accretion rate is implied, and he discussed how the outer and inner boundaries of the BLR may be set by suppression of line emission by dust and thermal processes. Czerny et al. (2004) went a step further and calculated the minimum radius, minimum Eddington ratio, and maximum line width for which the BLR is expected to exist in ADAF and disk-evaporation models. However, the association of high-redshift WLQs with low accretion rates, which would explain their weak lines in the above theoretical scenarios, is ruled out by the fact that their continuum properties (X-ray, UV, optical, IR, radio) are comparable to those of normal quasars.

          Another relevant object at low redshift (z = 0.192) is the radio-quiet quasar PHL 1811, a narrow-line Seyfert 1 galaxy (NLS1) with weak Lyα and C iv emission (Leighly et al. 2007b), weak X-ray emission, and a steep X-ray spectrum (αJautis = −2.3, Γ = 2.3 Leighly et al. 2007a). Leighly et al. (2007b) showed that the weak high-ionization emission lines in this quasar can be explained by its soft SED in the sense that a lack of high-energy photons prevents typical gas photoionization processes from occurring. They speculated that such weak X-ray and UV line emission may be associated with a high accretion rate, which often invoked a physical interpretation for NLS1s (e.g., Boller et al. 1996). Similarly, the local NLS1 NGC4051 (z = 0.002) exhibited weak X-ray emission and a weak He ii λ4686 broad emission line (ionization potential 54.4 eV) during the final months of a three-year monitoring campaign by Peterson et al. (2000), while its broad Hβ line remained strong. The authors speculated that the inner part of the accretion disk may have become advection-dominated during this period, suppressing the X-ray and far-UV continuum and also the high-ionization lines.

          We do not have constraints on the strength of the low-ionization lines (e.g., Mg ii , Balmer lines) in WLQs, but further observations are warranted to test where these lines are stronger than the high-ionization lines, as is the case for PG 1407+265, PHL 1811, and NGC 4051 (in its low X-ray flux state). In models that describe the BLR in terms of a disk wind (e.g., Murray et al. 1995), the low-ionization lines are produced in the accretion disk and the high-ionization lines are produced in the outflowing wind, so the UV emission lines could be suppressed either by an abnormal photoionizing continuum or by a process that prevents the disk wind itself from forming either of these could be associated with a high accretion rate. Evidence of the accretion rate being the physical driver of the Baldwin effect is presented by Baskin & Laor (2004) and Bachev et al. (2004), but it is not clear if such an inverse relationship between the C iv EW and accretion rate persists at higher luminosities. Shemmer et al. (2009) explored the possibility that WLQs could be extreme quasars with high accretion rates, and correspondingly steep X-ray spectra, by jointly fitting the available X-ray data they found a slope that is consistent with those of normal radio-quiet quasars, but higher-quality X-ray spectra are required to test this hypothesis properly.

          Finally, it is worth considering the effects of absorption on the observed Lyα + N v EWs of WLQs. As discussed in Section 2, there is evidence of strong intervening absorption in a fraction of the WLQ sample. While we flag those WLQs with obvious PDLA systems, absorption by lower column densities of material could also affect the remainder of the sample. In Figure 3, the decrease in the Lyα/N v ratio and the redward migration of the peak of the Lyα + N v feature as one moves toward lower EWs could be explained by absorption that affects not just the blue side of Lyα, but also the peak of the line and emission redward of the peak. Such behavior is also seen, although to a lesser extent, in high-redshift quasar composite spectra presented by Dietrich et al. (2002) and Fan et al. (2004). There is no evidence of corresponding C iv absorption however so the nature of the absorption would have to be different than in BALs and systems with intrinsic narrow-line absorbers (e.g., Crenshaw et al. 2003). One scenario that would explain the absorption of Lyα and not metal lines would be the infall of pristine gas from the IGM (e.g., Barkana & Loeb 2003). There is certainly evidence of strong IGM H i opacity blueward of Lyα, and we cannot rule out absorption at Å in some WLQs, but it does not explain the C iv weakness, and we conclude that most WLQs are likely to have intrinsically weak emission lines.


          Manual Inspection of Spectra

          A small percentage of spectra on every plate are inspected manually, and if necessary, the redshift, classification, zStatus , and CL are corrected. We inspect those spectra that have zWarning or zStatus indicating that there were multiple high-confidence cross-correlation redshifts, that the redshift was high ( z > 3.2 for a quasar or z > 0.5 for a galaxy), that the confidence was low, that signal-to-noise ratio was low in r , or that the spectrum was not measured. All objects with zStatus = EMLINE_HIC or EMLINE_LOC , i.e., for which the redshift was determined only by emission lines, are also examined. If, however, the object has a final CL > 0.98 and zStatus of either XCORR_EMLINE or EMLINE_XCORR , then despite the above, it is not manually checked. All objects with either specClass = SPEC_UNKNOWN or zStatus = FAILED are manually inspected.

          Roughly 8% of the spectra in the EDR were thus inspected, of which about one-eighth, or 1% overall, had the classification, redshift, zStatus , or CL manually corrected. Such objects are flagged with zStatus changed to MANUAL_HIC or MANUAL_LOC , depending on whether we had high or low confidence in the classification and redshift from the manual inspection. Tests on the validation plates, described in the next section, indicate that this selection of spectrafor manual inspection successfully finds over 95% of the spectra for which the automated pipeline assigns an incorrect redshift.


          Žiūrėti video įrašą: Si u krijuan Kozmosi dhe Galaktikat? (Vasaris 2023).