Astronomija

Juostelės ryškumas sferinėje sistemoje

Juostelės ryškumas sferinėje sistemoje


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.

Mano klausimas susijęs su šia problema, kurią „Galactic Dynamics“ paskelbė Binney ir Tremaine'as ir kuri buvo paremta Schwarzschildo darbu.

Konkrečiai, man kyla sunkumų gaunant duotą rezultatą c dalyje, manau, kad tai yra dėl painiavos, susijusios su juostos ryškumas. Ar kas nors galėtų paaiškinti, jei įmanoma, pasitelkdamas diagramą $ x $ yra susijęs su projekcija, $ R $, spindulio $ r $ į dangaus plokštumą? Man sunku įsivaizduoti ką $ x $ čia matuojasi.


Tai yra tokios tiesios juostos šviesumas:

(Kreditas: West 29 / CC BY-SA iš čia)

kur juostos centras praeina atstumą $ x $ nuo apskritimo centro arčiausiai. Taigi, pradedant nuo centro ir judant tolyn, kiekvienos paskesnės juostos vertė būtų laipsniškai didesnė $ x $, bet $ x $ yra duotosios juostelės konstanta (su $ x = 0 $ centrinei juostelei).

Vieninteliai paveikslėlio skirtumai yra tai, kad (a) juostos yra be galo mažo pločio $ dx $ir (b) jie yra begalinio ilgio, o ne čia parodytas baigtinis apskritimas.


Panašūs klausimai

Mokslas

Žemiau esančioje Hertzsprung-Russell diagramoje parodyta, kaip yra susiję žvaigždžių ryškumas, paviršiaus temperatūra ir spalva. Kuris iš šių Barnardo žvaigždės stebėjimų greičiausiai yra tikslus? * Vaizdas be antraščių yra Barnardo žvaigždė

Mokslas

Keli pasirinkimai 1. Kuris iš šių terminų reiškia objektą, kuris skrieja aplink saulę ir turi pakankamai gravitacijos, kad būtų sferinis, bet neišvalė savo orbitos ploto? (1 taškas) kometos asteroidas nykštukinė planeta 2. Kuris iš

Mokslas

1.) Prašau patikrinti mano atsakymus? Kuri iš šių planetų laikoma uolinga ar antžemine planeta? A.) Venera **** B.) Neptūnas C.) Saturnas D.) Uranas 2.) Kuris iš šių teiginių apie Saulės sistemos pradžią

Astronomija

1. Kaip geocentrinis modelis paaiškino atgalinį planetų judėjimą? A. Žemė greičiau juda savo orbita ir praeina pro kitas planetas. B. Planetos juda atgal, kai jos būna per arti žemės. C. Planetos keliauja

Mokslas

Kuris iš šių teiginių tinka visoms išorinėms planetoms. A: Didžioji šios planetos medžiagos dalis yra tvirta. B: Šių planetų paviršius yra akmenuotas. C: Jie turi daug mėnulių. D: Visi jie sukasi ta pačia kryptimi. Plz

Anglų

Kurios eilutės geriausiai atskleidžia neramus Lawrence'o Ferlinghetti požiūrį į šiuolaikinę Amerikos visuomenę? Į „Oracle“ Delfyje pateikė Lawrence'as Ferlinghetti (ištrauka) Aš, amerikietis, amerikietis, seniai padirbėjau iš tamsios motinos, iš

Mokslas

1. kaip mokslininkai klasifikuoja žvaigždes? (1 taškas) A. pagal dydį, atstumą ir spalvą b. pagal dydį, atstumą ir ryškumą c. pagal spalvą, ryškumą ir atstumą d. pagal dydį, ryškumą ir temperatūrą

Mokslas

Piešinyje, vaizduojančiame Saulės sistemos mastelio modelį, saulė dedama į centrą, o planetos rodomos skriejančios aplink jį ratu. Nors iš tikrųjų Marsas yra 1,5 AU atstumu nuo saulės, pagal modelį Marsas pasirodo

Astronomija

Patikrinkite mano atsakymus 1. Kokio dydžio yra daugiausiai aptiktų egzosolinių planetų? A. Mažas kaip mėnulis B. Tokio pat dydžio kaip žemė C. Masyvesnis už Jupiterį D. Masyvesnis už saulę 2. Kurios NASA kosminės misijos pradžia

Fizika

Raskite gravitacinės jėgos pokytį tarp dviejų planetų, jei abiejų planetų masės padvigubėja, tačiau atstumas tarp jų išlieka nepakitęs. Išreikškite atsakymą kaip sveikąjį skaičių.

Mokslas / astronomija

4. Kuris iš jų yra bendras keturių vidinių planetų bruožas? (1 taškas) atmosferos sudėtis atstumas nuo saulės uolėti paviršiai **** temperatūros diapazonas 5. Kuris iš šių yra mažiausia sausumos planeta?


Paruošimas:

Planų modelių atpažinimo vietos nustatymas yra svarbi pasirengimo šiai veiklai dalis. Taip pat gali būti sudėtinga matuoti ir surasti objektus, kad būtų galima naudoti planetas. Mes pasiūlėme kaiščių galvutes ir mažus kamuoliukus, tačiau galima naudoti bet kokį apytiksliai simetrišką apytikslio skersmens objektą. Smeigtukus pritvirtinome prie popieriaus gabalėlių, kurie bus rodomi.


Šviesos kreivės inversija

Jei yra pakankamai skirtingų geometrijų šviesos kreivių, galima išgauti asteroido formos modelį, sukimosi ašies kryptį ir sukimosi periodą. Pavyzdžiui, beveik sferinis asteroidas būtų nuolat ryškus, tuo tarpu pailgas asteroidas turėtų didelių ryškumo pokyčių, žiūrint į kraštą ir mažas, kai žiūrima į stulpą. Kviečiamas formos ir nugaros atstatymo iš kreivių procesas šviesos kreivės inversija. Matematiniu požiūriu šviesos kreivių inversija yra gražus ir įdomus pavyzdys atvirkštinė problema. Galima parodyti, kad unikalumas išgaubtos formos modelis asteroidas gali būti gaunamas iš jo šviesos kreivių. Astronominiu požiūriu šviesos kreivės inversijos metodas leidžia mums atskleisti atskirų asteroidų fizines savybes apverčiant jų šviesos kreives. Iki šiol tokiu būdu buvo gauti daugiau nei 200 asteroidų modeliai. Jie saugomi Asteroidų modelių iš inversijos metodų duomenų bazėje (DAMIT).


Juostos ryškumas sferinėje sistemoje - astronomija

„Meade LXD55“ serijos teleskopai suteikia naują rafinuotumo ir tikslumo lygį už vidutinę kainą. Visuose penkiuose serijos modeliuose, įskaitant tris „Schmidt-Newtonians“ ir du achromatinius refraktorius, yra išskirtinis „Meade LXD55“ pusiaujo tvirtinimas su „Autostar“ valdymo sistema.

„Meade Schmidt-Newtonian“ optinė sistema. Labai asferinė korekcinė plokštė visiškai ištaiso sferinę aberaciją, kurią paveikslėlyje sukelia pagrindinis veidrodis.

Schmidto ir Niutono optinės sistemos: Visiškai pagaminta „Meade Irvine“ įrenginyje, LXD55 serijos difrakcijos ribota Schmidto ir Niutono optika suteikia tiksliai taškinius žvaigždžių vaizdus itin plačiuose laukuose, o pusė tų pačių židinio santykių paraboloidų koma. Kartu su greita f / 4 (8 & quot; 10 & quot) arba f / 5 (6 & quot) optika, standartinės įrangos „Super Pl ssl“ 26 mm okuliaras duoda faktinį lauką, viršijantį 1,3, kad būtų galima puikiai vaizduoti gausaus lauko ūkus, galaktikų ir žvaigždžių spiečių. Didelės galios mėnulio ir planetos vaizdai atskleidžia subtilias detales, dažnai pamestas mažesnės optinės skiriamosios gebos teleskopuose. Optika montuojama apdirbtuose aliuminio elementuose, pritvirtintuose prie baltai emaliuotų metalinių vamzdelių. Kiekviename vamzdyje pritvirtinamas milžiniškas „Meade“ stovo ir krumpliaračio fokusatorius su okuliarų laikikliais tiek 1,25 colio, tiek 2 colių dydžio okuliarams.

Visi LXD55 serijos teleskopai kaip standartinę įrangą įtraukite apšviestą poliarinio išlyginimo ieškiklį.

LXD55 pusiaujo kalnas: Sukurtas „Meade“ inžinierių ir pagamintas iš apdirbto aliuminio, kad būtų galima efektyviai stebėti nuotraukas ir vizualiai, naujasis „Meade LXD55“ vokiečių tipo pusiaujo tvirtinimas be pastangų juda dangumi tiek sekimo, tiek automatinio „GO TO“ režimais. Rankiniai azimuto (horizontalaus) ir aukščio (platumos kampo) reguliavimo elementai palengvina montavimo prie dangaus poliaus išlyginimą. Standartinės įrangos poliarinio išlyginimo vaizdo ieškiklis su apšviestu tinkleliu, kad būtų lengva matyti naktį, padaro vizualų, tiksliai patvirtinantį .

Visuose LXD55 serijos teleskopuose yra greito atlaisvinimo lopšio žiedo mazgas, todėl kiekvieną optinį vamzdelį su pritvirtintais lopšio žiedais galima lengvai nuimti kaip tvirtinimo elementą, kad būtų galima transportuoti lauke.

# 497 „Autostar“ kompiuterio valdiklis automatiškai suranda daugiau nei 30 000 duomenų bazės objektų.

„Autostar“ dviejų ašių elektroninė valdymo sistema: Pažangus elektroninis ir programinės įrangos dizainas, išskirtinė patentuota „Meade Autostar“ sistema, įtraukta kaip standartinė įranga prie kiekvieno „LXD55“ serijos teleskopo, atskleidžia nuostabų, dar niekada šios kainos ir diafragmos klasės teleskopuose siūlomų galimybių spektrą:

    13 235 gilaus dangaus objektai - difuzinės galaktikos ir planetinių ūkų žvaigždžių grupės - visi Messier, Caldwell, IC ir NGC katalogai.

16 800 žvaigždžių, surūšiuotų pagal pavadinimą, SAO katalogo numerius, dvigubas ir kintamas žvaigždes.

50 objektų Saulės sistemoje 8 pagrindinės planetos nuo Merkurijaus iki Mėnulio Plutono 26 asteroidai 15 kometų.

50 Žemės palydovų 200 vartotojo nustatytų objektų atminties vietų.

Automatinis GO TO pajėgumas į bet kurį žinomą RA ir deklinacijos objektą.

Devyni pasirenkami pasukimo ir sulėtinto greičio greičiai: 4,5, 3 ir 1,5, / sek., 128x, 64x, 16x, 8x, 2x ir 1x šoniniai.

Automatinis šoninio greičio stebėjimas RA išlaiko objektus tiksliai centre.

Teleskopo valdymas per kompiuterį ir visiškas atnaujinimas internetu, naudojant RS-232 nuosekliąją sąsają. (Reikalingas pasirenkamas jungčių rinkinys Nr. 505.)

Baterijos blokas (12v DC): Akumuliatorių paketas, įtrauktas į kiekvieno LXD55 serijos teleskopą, yra ant teleskopo priedų lentynos ir įkišamas į valdymo skydą. Baterijos pakete galima priimti aštuonias (vartotojo pateiktas) D elementų baterijas, kurios teleskopą maitina ilgiau nei 40 valandų.

Astrofotografija ir CCD vaizdavimas: Ginkluotas savo greitu fotografavimo greičiu, „Meade LXD55“ serijos „Schmidt-Newtonians“ idealiai tinka astrofotografijai gilumoje ir CCD vaizdavimui pagrindiniame teleskopo židinyje. Įspūdingi, plataus lauko išplėstinių ūkų vaizdai (pvz., Marių ūkas, M8 Oriono ūkas, M42 arba smulkus ūkas, M20) gali būti gaunami per minimalų ekspozicijos laiką.

„Meade LXD55“ serijos „Schmidt-Newtonians“ atverti dangų vaizdams ir galimybėms, kurių anksčiau nebuvo teleskopuose, jų diafragmos ir kainų lygio. Apsvarstykite, ką „Meade LXD55“ teleskopas gali padaryti jūsų stebėjimo ir vaizdo programoms:

SN-6 modelis: 6 & quot; f / 5 Schmidt-Newtonian Stebėkite šimtus visų tipų galaktikų, ūkų ir žvaigždžių spiečių savo pirmąją naktį ir dar šimtus kitų nakties, tiesiog paspausdami mygtuką „Autostar GO TO“. Stebėkite, kaip teleskopas be vargo ir automatiškai juda iš pagrindinės planetos į asteroidą į galaktiką į ūką greičiu 4,5 sekundės per sekundę, pastatydamas kiekvieną objektą teleskopinio lauko centre. Tyrinėkite smulkias Mėnulio lūžio linijas, Jupiterio debesų juostų ir Raudonosios dėmės struktūrines detales, „Cassini“ padalinį Saturno žieduose ir daug daugiau. Stebėdami didelius galaktikos ar rūko objektus, tokius kaip Andromedos galaktika (M31), atkreipkite dėmesį į griežtai sufokusuotus žvaigždžių vaizdus visame regėjimo lauke, kuriame nėra daug komos, paprastai matomos naudojant greitus paraboloidinius veidrodžius. „Meade 6“ ir „Schmidt-Newtonian“ gali visiškai užfiksuoti nuostabų giluminės erdvės vaizdų masyvą okuliare.

SN-8 modelis: 8 & quot; f / 4 Schmidt-Newtonian` Turėdamas 78% daugiau šviesos rinkimo jėgos nei SN-6, 8 & quot modelio SN-8 modelis maždaug padvigubina pastebimų objektų skaičių gilumoje ir išsprendžia itin smulkias planetų detales: Jupiterio debesų juostos laikomos sudėtingų tinklų pastebimi pagrindinių Jupiterio palydovų pertraukimai ir šešėliniai tranzitai. Šešis Saturno palydovus gali pamatyti revoliucija apie planetą. Gilaus kosmoso reiškiniai gali būti pastebimi dramatiškai padidintomis detalėmis su didesne 8 & quot; diafragma, nes „Autostar“ automatiškai perkelia teleskopą iš vieno įspūdingo objekto į kitą. Stebėkite visus 110 Messier katalogo objektų, taip pat tūkstančius objektų, esančių Naujajame bendrajame kataloge (NGC) ir Rodyklių kataloge (IC), nustatydami galaktikas, ūkus ir žvaigždžių grupes iki 14 balų. CCD vaizdai pagrindiniame teleskopo f / 4 fokusas rodo naują skiriamosios gebos ir detalumo lygį tik po kelių minučių ekspozicijos.

Viršuje iš kairės į dešinę: „Meade 6“ & quot; f / 5, 8 & quot; f / 4, 10 & quot; f / 4 LXD55 serijos Schmidto-Niutono teleskopai. Kiekvienas teleskopas pristatomas su visa parodyta įranga.

SN-10 modelis: 10 & quot f / 4 Schmidt-Newtonian Kvantinis vaizdo ryškumo ir skiriamosios gebos šuolis - 10 colių SN-10 modelis numato visą gyvenimą atlikti rimtus tyrimus gilumoje arba Saulės sistemoje. Naudokitės „Autostar“, kad atliktumėte automatinę kelionę, tarkime, į 200 ryškiausių difuzinių ūkų, spiralinių galaktikų ir rutulinių žvaigždžių spiečių. Arba naudodamiesi „Autostar“ mygtuko elektroniniais lėtojo judesio valdikliais, dideliu padidinimu nuskaitykite Mėnulio paviršių. „LetAutostar“ suranda ir centre išorinias Urano ir Neptūno planetas, kurios dabar matomos kaip baigtinio dydžio orbai arba Plutonas, ties pačia teleskopo stebėjimo riba. Naudokite „Meade # 140 2x Barlow“ objektyvą, kad padvigubintumėte faktinį teleskopo židinio nuotolį, bet kurio skiriamoji geba nesumažėtų, ir tyrinėkite detales apie Marsą, Jupiterį ir Saturną dideliais kadrais. SN-10 pateikia plačius, ypač ryškius žvaigždžių laukus esant mažesnėms galioms, tuo pačiu esant palankioms matymo sąlygoms, išsiskiria nepaprastomis mėnulio ir planetos detalėmis esant aukštesnėms galioms. Tai yra nedažnas stebėtojas, kuris gali peraugti „Meade 10 & quot LXD55“ galimybes.

„Meade Model AR-6“ 6 & quot f / 8 „Achromatinio lūžio“ teleskopas. Teleskopas tiekiamas kaip standartinė įranga su visomis parodytomis savybėmis, įskaitant optinio vamzdžio surinkimą, pusiaujo tvirtinimą, „Autostar“ valdymo sistemą, 26 mm „Super Plåssl“ okuliarą ir 8x50 vaizdo ieškiklį.

„Meade LXD55“ serijos „Achromatic Refractors“: Su objektyviniais lęšiais, kurie atitinka teorines jų diafragmos ribas, „Meade 5“ ir „6“ LXD55 refraktoriai pateikia visą difrakcijos ribotą optinį našumą, kurį galima gauti naudojant klasikinį 2 elementų achromatinį dizainą. Visų giluminės erdvės vaizdų raiška ir kontrastas yra gausūs, juose yra mažiausiai chromatinės aberacijos.

„LXD55“ valdymo skydelis yra patogiai išdėstytas žemiau viršutinio polinės ašies guolio ir apima 4 jungtis ir ON-OFF jungiklį.

LXD55 pusiaujo kalnas: Abiejuose refrakteriuose įmontuotas „Meade LXD55“ pusiaujo tvirtinimas, užtikrinantis sklandų, pastangų nereikalaujantį šalutinio greičio stebėjimą RA arba automatinį dviejų ašių GO TO veikimą 4,5 / / s greičiu su standartinės įrangos „Autostar“ rankiniu valdikliu. Tikslūs sliekiniai krumpliaračiai ant abiejų ašių užtikrina mažą atsilikimą visais devyniais „Autostar“ greičiais. 12v nuolatinės srovės akumuliatorių paketas yra ant teleskopo priedų lentynos ir valdo bet kurį prietaisą daugiau nei 40 valandų, naudodamas aštuonias (vartotojo tiekiamas) D elementų baterijas.

„Autostar“ dviejų ašių elektroninė valdymo sistema: Spustelėdami mygtuką Eiti, automatiškai suraskite bet kurį iš 30 223 dangaus objektų „Autostar“ duomenų bazėje.

Stebimas Meade 5 & quot arba 6 & quot; refraktoriumi yra patirtis, skirtingai nei naudojant kitus teleskopus, nes refrakterių didelės netrukdomos aiškios angos suteikia raiškos lygį ir didelį kontrastą, paprastai skiriamą didesniems kitų tipų instrumentams.

„Meade“ 5 ir 6 colių „Achromatiniai refraktoriai“ pristatomi kartu su pusiaujo tvirtinimu LXD55, dvigubos ašies „Autostar“ valdymo sistema ir priedais.

AR-5 modelis: 5 & quot; f / 9 „Achromatinis refraktorius“ Naršykite daugiau nei 30 000 „Autostar“ duomenų bazės objektų - galaktikų, ūkų ir žvaigždžių spiečių - arba bet kokio žinomo RA ir gruodžio objekto, kai teleskopas automatiškai juda greičiu 4,5 / s. surasti ir centruoti kiekvieną objektą. Iš AR-5 gaunami patenkinami Mėnulio ir planetų vaizdai: naudokite lėtojo judesio mygtukus „Autostar“, kad galėdami dideliu galingumu judėtumėte virš Mėnulio paviršiaus arba išspręstumėte Jupiterio ir Saturno paviršiaus detales.


Pirmasis tyrimas su egzoplanetos palydovų duomenimis apibūdina vieną ekstremaliausių planetų visatoje

Kai planeta praeina priešais savo žvaigždę, žiūrint iš Žemės, žvaigždė trumpam atrodo silpna. Šis reiškinys vadinamas tranzitu. Kai planeta praeina už žvaigždės, žvaigždės trumpam užstoja planetos skleidžiamą ir (arba) atspindimą šviesą. Šis reiškinys vadinamas okultacija. Kreditas: © ESA

CHEOPS vykdo savo pažadą: stebint kosminiu teleskopu paaiškėjo egzoplanetos WASP-189b - vienos iš ekstremaliausių žinomų planetų - detalės. CHEOPS yra bendra Europos kosmoso agentūros (ESA) ir Šveicarijos misija, globojama Berno universiteto, bendradarbiaujant su Ženevos universitetu.

Aštuoni mėnesiai po to, kai kosminis teleskopas CHEOPS pradėjo savo misiją, išleista pirmoji mokslinė publikacija, kurioje naudojami CHEOPS duomenys. CHEOPS yra pirmoji ESA misija, skirta apibūdinti žinomas egzoplanetas, tas, kurios skrieja aplink Saulės sistemą esančias žvaigždes. Pirmą kartą egzoplanetas 1995 m. Rado du Šveicarijos astronomai - Michelis Mayor ir Didier Queloz, kuriems praėjusiais metais už šį atradimą buvo suteikta Nobelio premija. CHEOPS buvo sukurtas kaip ESA ir Šveicarijos partnerystės dalis. Vadovaujant Berno universitetui ir ESA, daugiau nei 100 mokslininkų ir inžinierių konsorciumas iš 11 Europos valstybių dalyvavo kuriant palydovą per penkerius metus. CHEOPS mokslo operacijų centras yra Ženevos universiteto observatorijoje.

Naudodamiesi CHEOPS duomenimis, mokslininkai neseniai atliko išsamų egzoplaneto WASP-189b tyrimą. Rezultatai buvo ką tik priimti paskelbti žurnale Astronomija ir astrofizika. Berno universiteto astrofizikos profesorius ir CHEOPS konsorciumo vadovas Willy Benzas sakė: „Šie pastebėjimai rodo, kad CHEOPS visiškai atitinka didelius lūkesčius dėl savo veiklos“.

Viena ekstremaliausių planetų visatoje

WASP-189b, CHEOPS stebėjimų objektas, yra eksoplaneta, skriejanti aplink žvaigždę HD 133112, vieną iš karščiausių žvaigždžių, kuri, kaip žinoma, turi planetų sistemą. „WASP-189 sistema yra už 322 šviesmečių ir yra Svarstyklių žvaigždyne (svėrimo svarstyklės)“, - aiškina Monika Lendl, tyrimo vadovė iš Ženevos universiteto, Nacionalinio tyrimų planetų kompetencijos centro narė .

"WASP-189b yra ypač įdomus, nes tai yra dujų milžinė, skriejanti labai arti savo žvaigždės. Tai užtrunka mažiau nei tris dienas, kol jis apvažiuoja savo žvaigždę, ir ji yra 20 kartų arčiau žvaigždės nei Žemė prie Saulės. ", - sako Monika Lendl. Planeta yra daugiau nei 1,5 karto didesnė už Jupiterį, didžiausią Saulės sistemos planetą.

Monika Lendl taip pat paaiškina, kad tokie planetos objektai kaip WASP-189b yra labai egzotiški: „Jie turi nuolatinę dienos pusę, kuri visada yra veikiama žvaigždės šviesos, ir, atitinkamai, nuolatinę nakties pusę“. Tai reiškia, kad jo klimatas visiškai skiriasi nuo dujų milžinių Jupiterio ir Saturno klimato mūsų Saulės sistemoje. "Remiantis stebėjimais naudojant CHEOPS, mes apskaičiuojame, kad WASP-189b temperatūra yra 3200 laipsnių Celsijaus. Planetos, tokios kaip WASP-189b, vadinamos" itin karštais Jupiteriais. Geležis tirpsta tokioje aukštoje temperatūroje ir netgi tampa dujinė. Šis objektas yra viena ekstremaliausių planetų, kurias iki šiol žinome “, - sako Lendlas.

Informacinė WASP 189 sistemos grafika. Kreditas: © ESA

Labai tikslūs ryškumo matavimai

„Mes negalime pamatyti pačios planetos, nes ji yra per toli ir per arti savo priimančiosios žvaigždės, todėl turime pasikliauti netiesioginiais metodais“, - aiškina Lendlas. Tam CHEOPS naudoja labai tikslius ryškumo matavimus: kai planeta praeina priešais savo žvaigždę, žiūrint iš Žemės, žvaigždė trumpam atrodo silpna. Šis reiškinys vadinamas tranzitu. Monika Lendl sako: "Kadangi egzoplaneta WASP-189b yra taip arti savo žvaigždės, jos dienos pusė yra tokia šviesi, kad mes netgi galime išmatuoti" trūkstamą "šviesą, kai planeta praeina už savo žvaigždės, tai vadinama okultacija. Mes pastebėjome keletą tokie WASP-189b okultavimai su CHEOPS. Atrodo, kad planeta neatspindi daugybės žvaigždžių šviesos. Vietoje to, didžioji žvaigždės šviesos dalis absorbuojama planetoje, ją sušildant ir priverčiant blizgėti. "

Tyrėjai mano, kad planeta nėra labai atspindinti, nes jos dienos metu nėra debesų. „Tai nenuostabu, nes teoriniai modeliai mums sako, kad debesys negali susidaryti esant tokiai aukštai temperatūrai“, - sako Lendlas.

Willy Benz sako: "Mes taip pat nustatėme, kad dujų milžinės tranzitas priešais savo žvaigždę yra asimetriškas. Taip atsitinka, kai žvaigždės paviršiuje yra šviesesnių ir tamsesnių zonų. Dėl CHEOPS duomenų galime daryti išvadą, kad pati žvaigždė sukasi taip greitai, kad jos forma nebėra sferinė, o elipsinė. Žvaigždė traukiama į išorę ties pusiauju. "

Atlikėjo įspūdis apie CHEOPS. Kreditas: © ESA / ATG medialab

Žvaigždė, aplink kurią skrieja WASP-189b, labai skiriasi nuo saulės. Monika Lendl sako: "Žvaigždė yra žymiai didesnė ir daugiau nei 2000 laipsnių Celsijaus karščiau nei mūsų saulė. Kadangi ji yra tokia karšta, žvaigždė atrodo mėlyna, o ne geltonai balta kaip saulė".

Willy Benz sako: „Yra žinoma, kad tik kelios planetos skrieja aplink tokias karštas žvaigždes, ir ši sistema kol kas yra ryškiausia“. Todėl tai yra tolesnių tyrimų etalonas. "Mes tikimės tolesnių įspūdingų atradimų apie egzoplanetas dėl stebėjimų su CHEOPS. Kiti dokumentai jau yra ruošiami."


Kodas, naudojamas 3D formai generuoti, yra laisvai prieinamas adresu https://github.com/matvii/ADAM. Kodas, naudojamas atliekant SPH modeliavimą, yra laisvai prieinamas adresu https://gitlab.com/sevecekp/sph.

Takir, D. & amp Emery, J. P. Išoriniai pagrindinio diržo asteroidai: keturių 3 μm spektrinių grupių identifikavimas ir paskirstymas. Ikaras 219, 641–654 (2012).

Vernazza, P. ir kt. Skirtinga kilmė ar skirtinga evoliucija? Dekoduoja C spektro asteroidų spektrinę įvairovę. Astronas. Dž. 153, 72 (2017).

Carruba, V., Domingos, R. C., Huaman, M. E., dos Santos, C. R. ir amp. Souami, D. Hygiea asteroidų šeimos dinaminė evoliucija ir chronologija. Pirmadienis Ne. R. Astronas. Soc. 437, 2279–2290 (2014).

Vernazza, P. ir kt. Poveikio krateris, kilęs iš Julijos šeimos, aptiktas naudojant VLT / SPHERE? Astronas. Astrofijos. 618, A154 (2018).

Thalmann, C. ir kt. SPHERE ZIMPOL: apžvalga ir veiklos modeliavimas. Proc. SPIE 7014, 70143F (2008).

Fusco, T. ir kt. Astronominių vaizdų, gautų iš antžeminių teleskopų su adaptyvia optika, dekonvoliucija. Proc. SPIE 4839, 1065–1075 (2003).

Fetickas, R. ir kt. Tarpo tarp Žemės ir tarpplanetinių misijų stebėjimų tarpo pašalinimas: Vesta matė VLT / SPHERE. Astronas. Astrofijos. 623, A6 (2019).

Viikinkoski, M., Kaasalainen, M. & amp Durech, J. ADAM: bendras įvairių duomenų tipų naudojimo metodas asteroidų rekonstrukcijai. Astronas. Astrofijos. 576, A8 (2015).

Michalowski, T. ir kt. Asteroido 10 Hygiea sukimosi vektorius. Astronas. Astrofijos. Tiekimas Ser. 91, 53–59 (1991).

Chandrasekhar, R. Elipsinės pusiausvyros figūros (Doverio leidiniai, 1987).

Parkas, R. S. ir kt. Aukštos skiriamosios gebos Cereso modelis iš stereofotoklinometrijos, naudojant Dawn vaizdavimo duomenis. Ikaras 319, 812–827 (2019).

Nesvorný, D., Brož, M. ir Carruba, V. in Asteroidai IV (red. Michelis, P. ir kt.) 297–321 (Univ. Arizona Press, 2015).

Thomas, P. C. ir kt. Smūgio kasimas 4 asteroidui „Vesta“: Hablo kosminio teleskopo rezultatai. Mokslas 277, 1492–1495 (1997).

Benz, W. & amp Asphaug, E. Poveikio modeliavimas su lūžiu. I. Metodas ir bandymai. Ikaras 107, 98–116 (1994).

Jutzi, M., Holsapple, K., Wünneman, K. & amp Michel, P. in Asteroidai IV (red. Michel, P. ir kt.) 679–699 (Univ. Arizona Press, 2015).

Ševeček, P. ir kt. SPH /N- mažų kūno modeliavimas (D = 10 km) asteroidiniai lūžiai ir patobulinti parametriniai santykiai Monte-Carlo kolizijos modeliams. Ikaras 296, 239–256 (2017).

Tillotson, J. H. Metalinės valstybės lygtys dėl hipervelocity poveikio Bendroji atominė ataskaita GA-3216 („General Dynamics“, 1962).

von Misesas, R. Mechanik der festen Körper in plastisch-deformablen Zustand. Nachr. d. Kgl. Ges. Wiss. Getingenas, matematikos-fiz. Klasse 4, 582–592 (1913).

Grady, D. & amp Kipp, M. Tęstinis sprogstamojo lūžio modeliavimas naftos skalūnuose. Vid. J. Rokas Mechas. Min. Sci. 17, 147–157 (1980).

Barnesas, J. ir amp Hutas, P. Hierarchinis O (N žurnalas N) jėgos skaičiavimo algoritmas. Gamta 324, 446–449 (1986).

Michel, P., Benz, W., Tanga, P. & amp Richardson, D. C. Susidūrimai ir gravitacinė pakartotinė kaupimas: asteroidų šeimų ir palydovų formavimas. Mokslas 294, 1696–1700 (2001).

Tanga, P., Hestroffer, D., Delbo, M. ir amp. Richardson, D. C. Asteroidų sukimasis ir formos iš gravitacinio pakartotinio kaupimosi skaitinių modeliavimo. Planeta. Kosmoso mokslai. 57, 193–200 (2009).

Meloshas, ​​H. J. ir amp. Ivanovas, B. A. Poveikio krateris žlunga. Ann. Šv. Žemės planeta. Sci. 27, 385–415 (1999).

Riller, U. ir kt. Uolienų fluidizacija susidarant didelių smūginių konstrukcijų smailės žiedui. Gamta 562, 511–518 (2018).

Jutzi, M., Asphaug, E., Gillet, P., Barrat, J.-A. & amp Benz, W. Asteroido 4 Vesta struktūra, atskleista planetos masto susidūrimų modelių. Gamta 494, 207–210 (2013).

Wadell, H. Kvarco dalelių tūris, forma ir apvalumas. J. Geol. 43, 250–280 (1935).

Warner, B. D., Harris, A. W. ir amp Pravec, P. Asteroidų šviesos kreivių duomenų bazė. Ikaras 202, 134–146 (2009).

Jehinas, E. ir kt. TRAPPISTAS: Planetos ir „PlanetesImals“ mažasis teleskopas. „Messenger“ 145, 2–6 (2011).

Pettengill, G. H., Ford, P. G., Johnson, W. T. K., Raney, R. K. & amp Soderblom, L. A. Magellan: radaro veikimas ir duomenų produktai. Mokslas 252, 260–265 (1991).

Thomas, P. C. ir kt. „Gaspra“ forma. Ikaras 107, 23–36 (1994).

Hudsonas, R. S. ir kt. Asteroidų radarų formos modeliai, 6489 Golevka PDS ID EAR-A-5-DDR-RADARSHAPE-MODELS-V1.1: RSHAPES-6489GOLEVKA-200006 (NASA PDS, 2000).

Ostro, S. J. ir kt. Asteroidų radarų formos modeliai, 1620 geografijos PDS ID EAR-A-5-DDR-RADARSHAPE-MODELS-V1.1: RSHAPES-1620GEOGRAPHOS-200006 (NASA PDS, 2000).

Smithas, D. E. ir kt. „Mars Orbiter“ lazerinis altimetras: eksperimento santrauka po pirmųjų pasaulinio Marso žemėlapių sudarymo metų. J. Geophys. Res. 106, 23689–23722 (2001).

Jorda, L. ir kt. Asteroidas (2867) Steinai: forma, topografija ir visuotinės fizinės savybės iš OSIRIS stebėjimų. Ikaras 221, 1089–1100 (2012).

Preusker, F. ir kt. Stereofotogrametriškai gautos asteroido topografijos (4) Vesta. Proc. Amerikos geofizikos sąjunga, susirinkimo numeris 93 abstr. P43E-05 (2012).

Jaumannas, R. ir kt. Vestos forma ir morfologija. Mokslas 336, 687–690 (2012).

Farnham, T. L. Asteroido 21 Lutetia formos modelis PDS ID RO-A-OSINAC / OSIWAC-5-LUTETIA-SHAPE-V1.0 (NASA PDS, 2013).

Preusker, F. ir kt. Merkurijaus topografija: pasaulinis MESSENGER orbitinės stereofotografijos modelis. Proc. Devintoji konferencija Europos planetų mokslo kongresas T. 9 santrauka EPSC2014-709 (2014).

Preusker, F. ir kt. Aušra Cerere - formos modelis ir sukimosi būsena. Proc. 47-oji Mėnulio ir planetų mokslo konferencija 1954 (LPI, 2016).

Viikinkoski, M. ir kt. (16) Psichika: į mesosideritą panašus asteroidas? Astronas. Astrofijos. 619, L3 (2018).

Hanuš, J. ir kt. (7) rainelės forma kaip senovės didelio poveikio įrodymas? Astronas. Astrofijos. 624, A121 (2019).

Hiesinger, H. ir kt. Cratering on Ceres: pasekmės jo plutai ir evoliucijai. Mokslas 353, aaf4759 (2016).

Blandas, M. T. ir kt. Kraterio morfologija atskleidė seklio Cereso požemio sudėtį ir struktūrą. Nat. Geosci. 9, 538–542 (2016).

Knezevic, Z. & amp Milani, A. Tinkami elementų katalogai ir asteroidų šeimos. Astronas. Astrofijos. 403, 1165–1173 (2003).

Zappala, V., Cellino, A., Farinella, P. & amp Milani, A. Asteroidų šeimos. II. Numeruotų daugiapozicinių asteroidų išplėtimas. Astronas. Dž. 107, 772–801 (1994).

Ivezicas, Ž. ir kt. Saulės sistemos objektai, pastebėti atlikus „Sloan Digital Sky Survey“ užsakymo duomenis. Astronas. Dž. 122, 2749–2784 (2001).

Nugent, C. R. ir kt. „NEOWISE“ reaktyvavimo misija Pirmieji metai: preliminarūs asteroidų skersmenys ir albedos. Astrofijos. Dž. 814, 117 (2015).

Usui, F. ir kt. Asteroidų katalogas naudojant AKARI: AKARI / IRC Mid-infrared Asteroid Survey. Baras. Astronas. Soc. Jpn 63, 1117–1138 (2011).

Schäfer, C. ir kt. Sklandus dalelių hidrodinamikos kodas, skirtas modeliuoti kietų, savaime gravituojančių objektų susidūrimus. Astronas. Astrofijos. 590, A19 (2016).

Collinsas, G. S., Melosas, H. J. ir amp. Ivanovas, B. A. Žalos ir deformacijos modeliavimas smūgio modeliavimuose. Susitiko Planeta. Sci. 39, 217–231 (2004).

Silber, E. A., Osinski, G. R., Johnson, B. C. & amp Grieve, R. A. F. Smūgio greičio ir akustinio skystėjimo poveikis paprastam ir sudėtingam mėnulio kraterių perėjimui. J. Geophys. Res. Planetos 122, 800–821 (2017).


Viena ekstremaliausių planetų visatoje analizuota naudojant CHEOPS kosminį teleskopą

Aštuoni mėnesiai po to, kai kosminis teleskopas CHEOPS pradėjo kelionę į kosmosą, buvo išleista pirmoji mokslinė publikacija, kurioje panaudoti CHEOPS duomenys.

CHEOPS yra pirmoji ESA misija, skirta apibūdinti žinomas egzoplanetas. Eksoplanetas, t. Y. Planetas, esančias už Saulės sistemos ribų, 1995 m. Pirmą kartą rado du Šveicarijos astronomai - Michelis Mayor ir Didier Queloz, kuriems praėjusiais metais už šį atradimą buvo suteikta Nobelio premija. CHEOPS buvo sukurtas kaip ESA ir Šveicarijos partnerystės dalis. Vadovaujant Berno universitetui ir ESA, per penkerius metus palydovo konstravime dalyvavo daugiau nei šimto mokslininkų ir inžinierių iš vienuolikos Europos valstybių konsorciumas. CHEOPS mokslo operacijų centras yra Ženevos universiteto observatorijoje.

Naudodamiesi CHEOPS duomenimis, mokslininkai neseniai atliko išsamų egzoplaneto WASP-189b tyrimą. Rezultatai buvo ką tik priimti paskelbti žurnale Astronomija ir astrofizika. Berno universiteto astrofizikos profesorius ir CHEOPS konsorciumo vadovas Willy Benz džiaugėsi išvadomis: & # 8220Šie stebėjimai rodo, kad CHEOPS visiškai atitinka aukštus lūkesčius dėl savo veiklos.

Kai planeta praeina priešais savo žvaigždę, žiūrint iš Žemės, žvaigždė trumpam atrodo silpna. Šis reiškinys vadinamas tranzitu. Kai planeta praeina už žvaigždės, žvaigždės trumpam užstoja planetos skleidžiamą ir (arba) atspindimą šviesą. Šis reiškinys vadinamas okultacija. Kreditas: © ESA

Viena ekstremaliausių planetų visatoje

WASP-189b, CHEOPS stebėjimų objektas, yra eksoplaneta, skriejanti aplink žvaigždę HD 133112, vieną iš karščiausių žvaigždžių, kuri, žinoma, turi planetų sistemą. & # 8220WASP-189 sistema yra už 322 šviesmečių ir yra Svarstyklių žvaigždyne (svėrimo svarstyklės). & # 8221 paaiškina Monika Lendl, tyrimo vadovė iš Ženevos universiteto ir Nacionalinio kompetencijos centro narė. „Research PlanetS“.

& # 8220WASP-189b yra ypač įdomus, nes tai yra dujų milžinė, skriejanti labai arti savo žvaigždės. Tai užtrunka mažiau nei 3 dienas, kol apeina savo žvaigždę, ir ji yra 20 kartų arčiau nei Žemė prie Saulės, & # 8221 Monika Lendl apibūdina planetą, kuri yra daugiau nei pusantro karto didesnė už Jupiterį , didžiausia Saulės sistemos planeta.

WASP 189 sistemos infografika. Kreditas: © ESA

Monika Lendl taip pat paaiškina, kad planetos objektai, tokie kaip WASP-189b, yra labai egzotiški: jie turi nuolatinę dienos pusę, kurią visada veikia žvaigždės šviesa, ir, atitinkamai, nuolatinę nakties pusę. & # 8221 Tai reiškia, kad jo klimatas visiškai skiriasi nuo dujų milžinių Jupiterio ir Saturno mūsų Saulės sistemoje. & # 8220 Remiantis stebėjimais naudojant CHEOPS, mes apskaičiavome, kad WASP-189b temperatūra yra 3200 laipsnių Celsijaus. Planetos, tokios kaip WASP-189b, vadinamos „labai karštais Jupiteriais“. & # 8221 Geležis tirpsta tokioje aukštoje temperatūroje ir netgi tampa dujinė. Šis objektas yra viena iš ekstremaliausių planetų, kurias iki šiol žinome, & # 8221 sako Lendlas.

Labai tikslūs ryškumo matavimai

& # 8220Negalime pamatyti pačios planetos, nes ji yra per toli ir per arti savo priimančiosios žvaigždės, todėl turime pasikliauti netiesioginiais metodais, & # 8221 paaiškina Lendlas. Tam CHEOPS naudoja labai tikslius ryškumo matavimus: kai planeta praeina priešais savo žvaigždę, žiūrint iš Žemės, žvaigždė trumpam atrodo silpna. Šis reiškinys vadinamas tranzitu. Monika Lendl paaiškina: & # 8220Kadangi egzoplaneta WASP-189b yra taip arti savo žvaigždės, jos dienos kraštas yra toks ryškus, kad planuodami pro savo žvaigždę planuojame net & # 8216 praleidžiančią & # 8217 šviesą, tai vadinama okultacija. Mes pastebėjome keletą tokių WASP-189b okultacijų su CHEOPS, & # 8221 sako Lendl. & # 8220Panašu, kad planeta neatspindi daug žvaigždžių šviesos. Vietoj to, didžiąją dalį žvaigždės šviesos absorbuoja planeta, kaitindama ir spindėdama. & # 8221 Tyrėjai mano, kad planeta nėra labai atspindinti, nes jos dienos metu nėra debesų: & # 8220Tai nenuostabu, nes teoriniai modeliai mums sako, kad esant tokiai aukštai temperatūrai debesys negali susidaryti. & # 8221

Ir žvaigždė taip pat ypatinga

“We also found that the transit of the gas giant in front of its star is asymmetrical. This happens when the star possesses brighter and darker zones on its surface,” adds Willy Benz. “Thanks to CHEOPS data, we can conclude that the star itself rotates so quickly that its shape is no longer spherical but ellipsoidal. The star is being pulled outwards at its equator.” continues Benz.

The star around which WASP-189b orbits is very different from the sun. Monika Lendl says: “The star is considerably larger and more than two thousand degrees Celsius hotter than our sun. Because it is so hot, the star appears blue and not yellow-white like the sun.” Willy Benz adds: “Only a handful of planets are known to orbit such hot stars, and this system is the brightest by far.” As a consequence, it forms a benchmark for further studies.

In conclusion, Willy Benz explains: “We are expecting further spectacular findings on exoplanets thanks to observations with CHEOPS. The next papers are already in preparation.”

Reference: “The hot dayside and asymmetric transit of WASP-189 b seen by CHEOPS” by M. Lendl, Sz. Csizmadia, A. Deline, L. Fossati, D. Kitzmann, K. Heng, S. Hoyer, S. Salmon, W. Benz, C. Broeg, et al. Accepted 17 September 2020, Astronomija ir astrofizika.
DOI: 10.1051/0004-6361/202038677


Detectors, Signal-to-Noise, and Detection Limits

17.3 DETECTION LIMITS AND SIGNAL-TO-NOISE RATIO

Most telescope/instrument systems are used for observations that are at or near the limits of the system. These limits are due to source faintness, sky background, limited observing time, detector noise, or any combination of these. It is therefore important to determine how each of these affects the magnitude limit that can be reached at a given SNR. Treatments like the one that follows have been given by several authors, including Baum (1962) , Code (1973) , and Bowen (1964) . References are listed at the end of the chapter.

In this section we consider three types of observations and the relation between source brightness, exposure time, and SNR in the presence of various factors that degrade the SNR. Types of observations discussed include stellar photometry, slit-limited spectroscopy at various resolutions, and slitless spectroscopy. For each observation mode we illustrate the general results with graphs for the HST and large ground-based telescopes of various diameters, using detector characteristics suitable for each. We assume in all cases that the light is collected by a single telescope situations in which an array of telescopes sends light to one or more instruments are discussed by Cede (1973) .

We begin with the expression for the photon flux collected by a telescope of diameter D and transmitted to the detector. For a star of apparent magnitude m, the signal flux is

where we set π(1 - ɛ 2 )/4 = 0.7, assuming a typical ɛ for a Cassegrain telescope. This factor is included in all the relations that follow. The remaining factors in Eq. (17.3.1) are defined as follows: N0 = 10 4 photons/(sec cm 2 nm) for a zero-magnitude A0 star at a wavelength of 550 nm, τ is the system transmittance from the top of the atmosphere to the detector (not including slit losses), and Δλ is the bandpass of the instrument used. For photometry the bandpass is defined by a filter for spectroscopy the bandpass is set by the spectrometer.

The photon flux from the sky background is given by

where Δλ′ is the bandpass of sky on the detector, m′ is sky brightness in magnitudes per arc-second squared, and ϕϕ′ is the detector area in arc-seconds squared projected on the sky. For stellar photometry and slit spectroscopy Δλ′ = Δλ for slitless spectroscopy the two bandpasses are different.

In terms of photon flux, quantum efficiency Q, and exposure time t, we write Eq. (17.2.2) as

kur C ir R are the dark counts per sec and rms read noise, respectively, as used in Eq. (17.2.6) , and 〈 nu 〉 is the sum of all contributors to the noise.

The factor κ in Eq. (17.3.3) is included to account for factors not included in the transmittance of the system. In some photometric modes, for example, some fraction of the flux in a stellar image may not fall on a given pixel or group of pixels. For the HST, for example, the fraction of the energy on a set of pixels centered on the image depends on the camera mode. The same is true for a ground-based telescope measuring an image with a Gaussian profile. For slit spectroscopy part of the image at the entrance slit may be intercepted by the slit jaws and not reach the detector, or the signal of interest may be the core of an absorption line. The factor κ can account for these factors.

Other useful forms of Eq. (17.3.3) are obtained by solving this relation for either m arba t. We choose to solve Eq. (17.3.3) for m, with Eq. (17.3.1) substituted for S. The result is

Representative results obtained from Eq. (17.3.4) for various combinations of parameters in different observation modes are given in the sections that follow.

Before considering specific telescope and detector combinations, it is instructive to look at two limiting cases for a noise-free detector, signal-limited and background-limited. In the former case we assume 〈nd〉 is negligible in the latter case 〈nu〉 = BQt and is large compared to the signal.

In the signal-limited case Eq. (17.3.4) becomes

while in the background-limited case

We first consider the situation where observations for a fixed bandpass are made with different telescopes and/or detectors to the same SNR level. We also assume ϕ = ϕ′ and constant sky brightness. Starting with Eq. (17.3.5) or Eq. (17.3.6) , we find the difference of the magnitudes reached as a function of the remaining variables, for the same SNR. For the signal-limited case we get

and for the background-limited case

Iš Eq. (17.3.7) we see that doubling the telescope diameter with all other parameters held constant gives Δm = 1.5 for Eq. (17.3.8) the same conditions give Δm = 0.75. Thus the faintness of a star observed to the same SNR is proportional to the telescope area in the signal-limited case, but only proportional to the telescope diameter in the background-limited case.

We see from Eq. (17.3.8) that the faintness of a star observed to the same SNR is inversely proportional to the image area with all other parameters constant. For ground-based telescopes the importance of good seeing in reaching faint magnitudes is therefore evident. In the event that the image diameter is determined by diffraction rather than seeing, Eq. (17.3.8) is modified by replacing ϕ12 by D2/D1, and the faintness of a star observed to the same SNR is again proportional to the telescope area.

We now consider the situation where the same telescope and detector are used for observations made to different SNR levels. In this case the result for signal-limited observations is

and for background-limited observations

Therefore the slope in a log (SNR) versus magnitude plot is different by a factor of two in the two regions.


Spiral Galaxies More Likely to Host Complex Life: Study

This Hubble image shows NGC 3147, a spiral galaxy located some 130 million light-years from Earth in the constellation of Draco. Image credit: NASA / ESA / S. Bianchi, Università degli Studi Roma Tre University / A. Laor, Technion-Israel Institute of Technology / M. Chiaberge, ESA, STScI & JHU.

In 2015, University of Durham astronomer Pratika Dayal and colleagues concluded that large elliptical galaxies have up to 10,000 times more habitable planets than the Milky Way and are thus the cradles of life.

The increased likelihood would be because elliptical galaxies hold many more stars and have low rates of potentially lethal supernovae.

But University of Arkansas astrophysicist Daniel Whitmire believes that the 2015 study contradicts a statistical rule called the principle of mediocrity.

Also known as the Copernican Principle, this rule states that in the absence of evidence to the contrary, an object or some property of an object should be considered typical of its class rather than atypical.

Historically, the principle has been employed several times to predict new physical phenomena, such as when Sir Isaac Newton calculated the approximate distance to the star Sirius by assuming that the Sun is a typical star and then comparing the relative brightness of the two.

“The 2015 paper had a serious problem with the principle of mediocrity,” Professor Whitmire said.

“In other words, why don’t we find ourselves living in a large elliptical galaxy? To me this raised a red flag. Any time you find yourself as an outlier, i.e. atypical, then that is a problem for the principle of mediocrity.”

Professor Whitmire also had to show that most stars and therefore planets reside in large elliptical galaxies in order to nail down his argument that the earlier paper violated the principle of mediocrity.

According to the principle of mediocrity, Earth and its resident technological society should be typical, not atypical, of planets with technological civilizations elsewhere in the Universe. That means that its location in a spiral-shaped disk galaxy should also be typical.

But the 2015 paper suggests the opposite, that most habitable planets would not be located in galaxies similar to ours, but rather in large, spherical-shaped elliptical galaxies.

In his paper, Professor Whitmire suggests a reason why large elliptical galaxies may not be cradles of life.

These galaxies were awash in lethal radiation when they were younger and smaller, and they went through a series of quasar and star-burst supernovae events at that time.

“The evolution of elliptical galaxies is totally different than the Milky Way,” Professor Whitmire said.

“These galaxies went through an early phase in which there is so much radiation that it would just completely have nuked any habitable planets in the galaxy and subsequently the star formation rate, and thus any new planets, went to essentially zero.”

“There are no new stars forming and all the old stars have been irradiated and sterilized.”

“If habitable planets hosting intelligent life are unlikely in large elliptical galaxies, where most stars and planets reside, then by default galaxies such as the Milky Way will be the primary sites of these civilizations, as expected by the principle of mediocrity.”

Daniel P. Whitmire ir kt. 2020. The habitability of large elliptical galaxies. MNRAS 494 (2): 3048-3052 doi: 10.1093/mnras/staa957