Astronomija

Ar subspektriniai tipai (1,… 9) priklauso nuo temperatūros ar spektro linijų?

Ar subspektriniai tipai (1,… 9) priklauso nuo temperatūros ar spektro linijų?


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.

Spektrinis žvaigždžių tipas turi OBAFGKM klasę kartu su skaičiumi nuo 0 iki 9. Remiantis Vikipedijos duomenimis (pavyzdys parodytas žemiau), kuo mažesnis skaičius, tuo karštesnė ir masyvesnė žvaigždė, tačiau absorbcijos linijos nėra įtrauktos. Tada pažvelgę ​​į antrąjį vaizdą galime pastebėti, kad skirtingų spektro tipų absorbcijos linijos skiriasi. Taigi man įdomu, ar nėra subspektrinių tipų (skaičių) temperatūra ir (arba) masė arba absorbcijos / spektro linijos?


Spektrinės klasės (O, B, A, F, G, K, M) ir 10 jų potipių (nuo 0 iki 9) buvo iš pradžių reiškė tik kaip spektrinio tipo diferenciatorius. Annie Jump Cannon buvo šios sistemos kūrėja. Dirbdama Edwardui Pickeringui / su juo, ji per kelis dešimtmečius klasifikavo beveik trečdalį milijono žvaigždžių. Ji (ir daugelis kitų) nesuprato, kad tai iš tikrųjų temperatūros skalė - klasifikacijos buvo pagrįstos spektrinėmis linijomis, kurias Cannon stebėjo ir rūšiavo į kategorijas. Tik Cecilia Payne darbas ir, visų pirma, daktaro darbas, suprato, kad OBAFGKM sistema (ir su ja susijusios subklasės) iš tikrųjų buvo temperatūros skalė.

Payne'o darbai parodė, kad spektrinio tipo skirtumas atsirado ne dėl skirtingo elementų kiekio, o daugiausia dėl temperatūros žvaigždžių. Tai taip pat leido suprasti, kad žvaigždės buvo pagamintos iš kur kas daugiau helio ir vandenilio nei kiti elementai. Tačiau jos tezę peržiūrėjęs profesorius Henry Russellas atmetė jos išvadas kaip neįmanomas, nes tuo metu pasekmės buvo prieš daugelį šiuolaikinių žinių. Po kelerių metų Russellas suprato, kad Payne'as teisus, ir gyrė jos darbą, įskaitydamas ją į atradimą.

(Šoninė pastaba: yra nuostabus serialo epizodas Kosmosas - naujasis su Neil DeGrasse Tyson - vadinamas „Saulės seserimis“, kuris gana gerai pasineria į šią istoriją. Jei turite laiko, tikrai rekomenduočiau - tai puikus laikrodis.)


Ar subspektriniai tipai (1,… 9) priklauso nuo temperatūros ar spektro linijų? - Astronomija

  1. Atominės struktūros apžvalga
    • Lygiai (orbitos) pažymėti n = 1,2,3.
    • Vandenilio Bohro spindulys: r = 0,0529 nm n^2
    • Vandenilio energijos lygiai: E = -13,6 eV / n^2
    • Bangos ilgiai: 91,18 nm / L = 1 /n_low ^ 2 - 1 /n_up ^ 2
    • Jonizacija = elektrono pašalinimas
    • Vandenilio jonizacija, esant energijos bruto 13,6 eV (91,18 nm)
    • Vienkartinė helio jonizacija esant 24,6 eV (50,4 nm)
    • Helis visiškai jonizuotas esant 54,4 eV (22,8 nm)
    • Galite tilpti 2n^ 2 elektronai ant lygio apvalkalo n
    • Diferencijuokite ir žymėkite elektronus pagal kvantiniai skaičiain (radialinis), l ir m (kampinis) ir sukasi s
    • Į kiekvieną orbitą galite įdėti 2 elektronus (n,l, m) tol, kol jie turi priešingus sukimus s=+/- 1/2
    • Skaičius l žymi elektronų orbitas arba kur ant apvalkalo yra lokalizuotas elektronas:
      1. l= 0 yra s-orbita, kurioje telpa 2 elektronai. S elektroną vienodai tikėtina rasti bet kuriame apvalkalo kampe.
      2. l= 1 yra p-orbita, kurioje telpa 6 elektronai. P elektronai yra sutelkti abiejuose 3 statmenų ašių galuose.
      3. Kitos orbitos yra d (l= 2), f (l= 3) ir kt.
      • Šviečia karšti dalykai
      • Kuo karščiau, tuo ryškiau šviečia
      • Kuo karščiau, tuo mėlynesnė spalva švyti
      • Temperatūra matuoja vidutinį kvadratinį atomų esančios medžiagos greitį (kinetinę energiją)
      • Temperatūra astronomijoje matuojama Kelvino (K) laipsniais. 1 K pokytis yra tas pats, kas 1 C pokytis. 0 K yra absoliutus nulis (be atomo judėjimo), 273 K = 0 C (vanduo užšąla), 373 K = 100 C (vanduo užverda).
      • Karšto nepermatomos kietos medžiagos, skysčio ar dujų sukurtas būdingas spektras vadinamas terminio juodojo kūno spektras
      • Juodojo kūno spektras pasiekia maksimalų ryškumą esant bangos ilgiui, kurį suteikia 3x10 ^ 6 nm / T
      • Bendra juodojo kūno radiatoriaus skleidžiama energija T temperatūroje yra proporcinga T ^ 4
      • Spinduliuojamos energijos matas per laiko vienetą yra vatas (W), kai 1 W = 1 J / s.
      • Karšta tanki (nepermatoma) kieta medžiaga, skystis ar dujos sukurs nepertraukiamą spektrą -> šiluminę juodojo kūno spinduliuotę
      • Mažo tankio dujos, sužadintos radiacijos ar susidūrimų, skleis spektro linijas -> emisijos linijos spektrą
      • Mažo tankio aušintuvo dujos prieš karštą nuolatinį šaltinį sugers spektrines linijas -> absorbcijos linijos spektrą
      • Gali klasifikuoti pagal paviršiaus temperatūrą T
      • Terminio kontinuumo smailės bangos ilgis gali suteikti apytikslę temperatūros vertę
      • Spektre matomų linijų tipai geriau rodo temperatūrą
      • Kiekviena konkreti linija yra stipriausia esant tam tikrai temperatūrai, kad perėjimo energija būtų šiek tiek didesnė už vidutinę šiluminę kinetinę energiją. Per žema temperatūra, nepakanka atomų žemesnio pereinamojo laikotarpio lygiuose, nes jie yra žemesniame lygyje. Per aukšta temperatūra, jie yra aukštesni.
      • Tinkamoje temperatūroje gali matyti daugelektronių atomų jonizuotas rūšis.
      • Aukščiausioje temperatūroje vandenilis jonizuojamas, o dominuoja helio linijos.
      • Žemiausioje temperatūroje molekulės gali formuotis vėsiausiose išorinėse dalyse, o molekulių absorbcijos linijos dominuoja spektre.
      • Daugumai vidutinės temperatūros žvaigždžių ryškiausios spektro savybės yra Balmerio vandenilio linijos
      • Spektrinės klasės: O, B, A, F, G, K, M (mažėja temperatūra)
      • Kiekviena spektrinė klasė suskirstyta į 0–9 pogrupius
      • Saulė yra spektrinio tipo G2 (T = 5800 K)
      • Linijos gali būti naudojamos norint mums pasakyti apie jas skleidžiančių dujų greitį.
      • Kadangi šviesa yra banga, o šviesos greitis yra pastovus, šviesos šaltinio judėjimas gali pakeisti tik bangos ilgį.
      • Jei šaltinis juda link jūsų, matote trumpesnį bangos ilgį.
      • Jei šaltinis tolsta nuo jūsų, matote ilgesnį bangos ilgį.
      • Jei šaltinis juda statmenai jums, jūs nematote bangos ilgio pokyčio.
      • Dalinis bangos ilgio pokytis yra lygus greičiui, padalytam iš šviesos greičio (v / c), bent jau esant v daug mažiau nei c. Kai v tampa reikšminga c dalimi, turite pasinaudoti Einšteino reliatyvumo teorija, kad ją teisingai suprastumėte.
      • Jei išmatuosite tiesę, kuri, kaip žinote, yra tam tikro bangos ilgio (pvz., Lyman Alpha ties 91,18 nm), šiek tiek kitokiu bangos ilgiu, galite išsiaiškinti šaltinio greitį mūsų atžvilgiu!
      • Šis greičio sukeltas bangos ilgio pokytis vadinamas Doplerio efektas.
      • Doplerio efektas sukelia traukinių švilpukų ir automobilių ragų aukštį artėjant, tada žemesnį, kai aplenkia jus ir eina.

      Gerai žinoma, kad jei kaitinate daiktus, jie švyti! Jei elektrinės viryklės degiklį pasuksite aukštai, jis pradės švyti raudonai. Liepsna yra ryški, o degančios anglys šviečia raudonai. Jei kada nors matėte krosnyje kaitinamą geležį ar plieną, žinote, kad kaitinant jį vis aukštesnėje temperatūroje, jis šviečia raudonai, geltonai, melsvai, po to - karštai baltai ir tuo pačiu ryškiau.

      Akivaizdu, kad yra ryšys su temperatūra ir šviesos spinduliavimu. Kuo kažkas karščiau, tuo ryškiau šviečia, o „mėlynesnė“ spalva yra jo skleidžiama šviesa.

      Kūno temperatūra yra matas, kaip greitai jongliruoja jo atomai ir molekulės. Aukštesnė temperatūra reiškia didesnį vidutinį greitį (iš tikrųjų vidutinį greitį kvadratu). Fizikoje temperatūra matuojama naudojant skalę, vadinamą Kelvino skale (K). Tai yra tie patys laipsniai Celsijaus arba Celsijaus skalėje (C) (1 K = 1 C pokytis), bet matuojamas nuo absoliutaus nulio (nulio greitis, 0 K = -273 C = -460 F), o ne nuo užšalimo vandens (0 Celsijaus = 273 Kelvinas = 32 F). Taigi vanduo užverda esant 373 K (100 C = 212 F) temperatūrai.

      Aptardami vandenilio energijos lygius, mes panaudojome tai, kad dalelės kinetinė energija yra proporcinga greičio kvadratui:

      Jei jūs žinote, koks yra kinetinių atomų energijos pasiskirstymas dujose, esant temperatūrai T, rasite pasiskirstymą, kuris pasiekė aukščiausią tipinę kinetinę energiją, kuriame yra nedaug atomų esant mažai energijos (greičiui) ir mažai atomų esant aukštai energijai. (greičiai). Vidutinė kinetinė energija (vidutinį tam tikrą kiekį X žymime & lt X & gt):

      kur k yra Boltzmanno konstanta (k = 8,6 x 10 ^ -5 eV / K). Naudingiau kalbant,

      Kadangi elektrinę jėgą perduoda fotonai, paaiškėja, kad kiekvieną kartą, kai elektronui pritaikysite jėgą ir ji bus pagreitinta, ji skleis fotoną. Tai, kad greitėjantys elektronai visada spinduliuoja spinduliavimą, yra svarbus dalykas astronomijoje, ir prie jo dar grįšime. Šiuo metu svarbu tuo, kad susidūrę tarp atomų gali pagreitėti išorinių apvalkalų elektronai ir taip skleisti spinduliuotę. Šios "šiluminės" spinduliuotės spektras priklauso nuo medžiagų šiluminio pasiskirstymo, taigi ir kinetinės energijos.

      Jei medžiaga yra nepermatoma, tai yra, jei beveik visi medžiagos viduje esančio atomo skleidžiami fotonai bus absorbuoti ir išmetami iš kitų medžiagos atomų, prieš ištrūkdami per paviršių, tada spinduliuotės energija bus pusiausvyroje. su energija sujaudintų elektronų šiluminiuose judėjimuose.


      Aukštos eilės elementų tipų spektrinės ypatybės numanomam dideliam sūkuriui imituoti

      Aukštos tvarkos schemų naudojimas toliau didėja, o dabartiniai metodai tampa tvirtesni ir patikimesni. Sudėtingų turbulentinių srautų skiriamoji geba naudojant „Large Eddy Simulation“ (LES) ir tiesioginę skaitmeninę simuliaciją (DNS) gali būti efektyviau apskaičiuojama naudojant aukšto lygio metodus, tokius kaip „Flux Reconstruction“ metodas. Mes naudojame netiesioginę LES formą, vadinamą ILES, kai erdvinė schemos skaitinė sklaida pasyviai filtruoja aukšto dažnio režimus ir nėra aiškiai įgyvendinamas joks subgrid skalės turbulencijos modelis. Todėl, atsižvelgiant į būdingą turbulentinių srautų trimatę elgseną, svarbu suprasti trijų matmenų erdvinių diskretizacijų spektrines charakteristikas. Heksahedrų, prizminių ir tetraedrinių elementų tipų sklaidos ir sklaidos savybės lyginamos naudojant Von Neumann analizę. Šis palyginimas atliekamas atsižvelgiant į laisvės laipsnį, siekiant įvertinti jų tinkamumą ILES skaičiavimo sąnaudų atžvilgiu. Stebime dispersijos santykius, kurie rodo netolygų tetraedrinių ir prizminių elementų elgesį. Be to, vienos dimensijos dispersijos santykių periodiškumas paprastai nėra pastebimas trimatėse konfigūracijose. Pateikti skaitinės paklaidos semilogaritminiai grafikai. Mes pastebime, kad mažiausiai skaitmeninės sklaidos ir dispersijos, kurią prideda šešiakampiai elementai, yra prizmės ir galiausiai tetraedrai. Mes patvirtiname savo analizę, lygindami skaičiavimo sričių rezultatus su palyginamomis skaičiavimo sąnaudomis ir DNS duomenis. Šešiakampiai elementai geriausiai sutampa su pamatiniais duomenimis, po jų - prizminiai ir galiausiai tetraedriniai elementai, o tai atitinka spektrinę analizę.

      Tai yra prenumeratos turinio peržiūra, prieiga per jūsų įstaigą.


      Partnerių vardai:

      Perskaitykite du paveikslus. Ar taip padarei? & nbsp & nbsp & nbsp Y / N & nbsp & nbsp & nbsp

        Peržiūrite objektyvą siaurame gale ir nukreipiate kvadratinę diafragmą (kurios viduje yra plyšinė diafragma) į šaltinį, kuris atrodo kaip balta linija.

      Šioje užduotyje tiriame linijos spektrą, kurį sukuria praskiestos natrio (Na) dujos natrio garų lempoje.

      Linijų spektrą sudaro atskiras linijų rinkinys, kuris yra tarsi spektroskopo plyšinės angos vaizdai.

        Peržiūrite objektyvą siaurame gale ir nukreipiate apvalią juodą angą į šaltinį, kuris rodomas geltona linija.

      Turėtumėte pamatyti iki 8 atominių spektro linijų, kurios visos tikriausiai yra neišspręstos kelios linijos. Kai kurios linijos gali būti gana blankios.

      Atkreipkite dėmesį, ar galite išspręsti geltoną Na I dubletą (t. Y. Natrio (Na I) D linijas). Gali tekti sureguliuoti angos žandikaulius minėtu varžtu.

      Perskaitykite du paveikslus. Ar taip padarei? & nbsp & nbsp & nbsp Y / N & nbsp & nbsp & nbsp

      Kaip supaprastintas sintetinis saulės spektras (atvaizduojant vaizdą) su Fraunhofer linijomis rodomas paveikslėlyje žemiau (vietinė nuoroda / bendroji nuoroda: fraunhofer_lines.html).

      „Fraunhofer“ linijos yra ryškiausios saulės absorbcijos linijos, kurios buvo atrastos pirmą kartą.

      Kadangi jie buvo atrasti dar nespėjus identifikuoti atomų ir molekulių, jie buvo pažymėti raidėmis. Laiškai įstrigo.

      Ar skaitėte? & nbsp & nbsp & nbsp Y / N & nbsp & nbsp & nbsp

        Pastaba: „Mizar“ yra sudėtingas atvejis, nes jis susideda iš dvigubos žvaigždės su komponentais „žvaigždės“ Mizar A ir Mizar B, o kiekvienas komponentas „žvaigždė“ yra dvejetainis spektroskopas: Mizar A, susidedantis iš Mizar Aa ir Mizar Ab, Mizar B, sudarytas iš Mizar Ba ir Mizaras Bb. „Mizar A“ yra daug ryškesnis nei „Mizar B“ ir abu jo dvejetainiai palydovai yra A2V žvaigždės, kurių fotosferos temperatūra T = 9000 (200) K.

        Eikite savo kompiuterio darbalaukyje VIREO / failas / prisijungimas ir įveskite savo grupės vadovo vardą.

      The KLASIFIKACIJOS LANGAS turi tris intensyvumo ir bangos ilgio grafikus su bangos ilgiu angstremuose (& Aring). 1 pastaba nm = 10 & Aring ir matomos juostos atskaitos riba = 4000–7000 & Aring.

      Dešinėje bus rodomas standartinių pagrindinių sekų žvaigždžių sąrašas KLASIFIKACIJOS LANGAS.

      Sąrašas yra NE baigti: NE rodomi visi spektriniai potipiai: paprastai tik 0 ir 5 spektro potipiai. Norėdami klasifikuoti spektrinius potipius, turėsite kuo geriau interpoluoti NE išvardyti. Gal turint šiek tiek vaizduotės, galima priskirti 1–3 ir 6–9 spektrinius potipius.

      Paryškintos sąrašo žvaigždės ir jos žemiau esančios žvaigždės yra atitinkamai rodomos viršutiniame ir apatiniame grafikuose.

      Spektrai yra absorbcijos linijos spektrai. Lovos yra absorbcijos, rodančios sprektro intensyvumą.

      Slinkite per galimus standartinius žvaigždžių spektrus spustelėdami standartinės žvaigždės pavadinimą: O žvaigždė - M žvaigždė.

      Dalykai, kuriuos galite padaryti naudodami KLASIFIKACIJOS LANGAS (CW) ir SPECTRAL LINE LENTELĖ (SLT):

      1. Kairysis pelės klavišas spustelėkite spektro liniją SLT sukurti / perkelti vertikalią raudoną liniją grafikuose CW iki spektrinės linijos bangos ilgio. Spektrinė linija SLT yra paryškintas mėlyna spalva. Jei grafike yra kryželis, šis veiksmas jį sunaikina.
      2. Dukart kairiuoju pelės mygtuku spustelėkite spektrinę liniją SLT sukuria informacinę dėžutę apie tą spektrinę liniją. Informacijos langelio informacija atnaujinama informacija apie naujai pasirinktas spektro linijas ir išnyksta tik aiškiai uždarius.
      3. Kairiuoju pelės mygtuku spustelėkite diagramos tašką, kad sukurtumėte / perkeltumėte kryželį į tą tašką / į tą tašką ir perstatytumėte vertikalią raudoną liniją per tašką. Dėžutė ant CW rodo normalizuotą intensyvumą taške. Grafikų vertikalioje ašyje (tik pažymėta didžiausiu varnele) normalizuojama 1, kuriai normalizuojamas didžiausias rodomo žvaigždės spektro intensyvumas (jei toks yra). Artimiausia spektro linija, esanti kryžkelės bangos ilgiui SLT yra pažymėtas mėlyna spalva.

      Jo spektras bus rodomas viduriniame grafike.

      Eik Failas / Rodyti / Rodyti skirtumą. Viršutiniame grafike bus rodomas standartinis žvaigždžių spektras, o apatiniame - skirtumų spektras: t. Y. Viršutinis spektras atėmus vidurinį spektrą.

      Dabar slinkite aukštyn ir žemyn standartinių žvaigždžių sąraše. Kai skirtumas yra kuo mažesnis, kaip galima spręsti iš akies, standartinę žvaigždę geriausiai tinka HD 124320.

      Ką daryti, jei turite du vienodai tinkamus. Tai turi būti gretimoms standartinėms žvaigždėms? Tada HD 124320 turi būti tarp tų dviejų standartinių žvaigždžių spektrinio tipo

      Tiesą sakant, „HD 124320“ tinka vienodai gerai iš A1 ir A5 žvaigždžių. Taigi vienas interpoliuojasi norėdamas rasti potipį. Atrodo, kad HD 124320 yra šiek tiek arčiau A1 nei A5, todėl mūsų vertinimas yra A2.

      Toliau pateiktoje lentelėje „Geriausiai tinka spektro tipai“ HD 124320 įrašome A2.

      Šioje užduotyje atsakysite į klausimus apie kataloge identifikuotą žvaigždę, kurią klasifikavote 8 užduoties lentelėje: Geriausiai tinkantys spektro tipai. Prisiminkite, kad visos šios žvaigždės yra pagrindinės žvaigždės.

      1. yra labiausiai / mažiausiai šviečiantis? & nbsp & nbsp & nbsp ________________ / ________________ & nbsp & nbsp & nbsp
      2. turi aukščiausią / žemiausią paviršiaus temperatūrą? & nbsp & nbsp & nbsp ________________ / ________________ & nbsp & nbsp & nbsp
      3. turi didžiausią / mažiausią spindulį? & nbsp & nbsp & nbsp ________________ / ________________ & nbsp & nbsp & nbsp
      4. yra labiausiai panaši į Saulę? PATARIMAS: Norėdami rasti Saulės klasifikaciją, spustelėkite Saulė. & nbsp & nbsp & nbsp ________________ & nbsp & nbsp & nbsp

      Koncertas A (dažnis 440 Hz) yra bendras muzikinio aukščio raumenų derinimo standartas. Tarkime, kad jums svarbiausias 1 metro vibruojantis stygas skleidžiantis koncertas „Garsas“. Koks yra vibruojančių styginių bangų fazinis greitis? Atkreipkite dėmesį, kad turite pateikti skaitinę vertę ir jos vienetą.

      PATARIMAS: Iki šio punkto turėsite perskaityti skyrių „Kiekybinės būsenos“ --- kaip ir turėjote --- ir turėsite atlikti šiek tiek algebros pagal aukščiau pateiktame paveikslėlyje pateiktą dažnio formulę (vietinės nuorodos bendroji nuoroda: stovėjimo_bangos.html) gauti algebros simboliuose formulę su v_phase = kažkas. Taip pat atkreipkite dėmesį, kad vienetai traktuojami kaip algebriniai simboliai, nes jie yra algebriniai simboliai.

      Tarkime, kvantinis harmoninis osciliatorius vykdo perėjimą tarp n = 7 ir n = 3 energijos lygių ir skleidžia fotoną (šviesos dalelę), kuris nuneša prarastą energiją. Kiek energijos fotonas turi & # 295 & omega vienetais? PATARIMAS: Turėsite naudoti formulę, parodytą aukščiau esančiame paveikslėlyje (loca link / general link: qm_harmonic_oscillator.html).

        Perskaitykite aukščiau pateiktą poskyrį „Stiprios atominės permainos“ ir paveikslą su neutralaus vandenilio Grotrio diagrama, parodyta aukščiau esančiame paveikslėlyje (vietinė nuoroda / grotrian_01_00_H_I.html). Ar taip padarei? & nbsp & nbsp & nbsp Y / N & nbsp & nbsp & nbsp

      Kas, jūsų manymu, yra matomos juostos stipriausios ir silpniausios atominės vandenilio linijos, skleidžiančios atskaitos tašką? PATARIMAS: Prisiminkime 6 užduotį, poskyrį „Stipri atomo perėjimai“ ir neutralaus vandenilio Grotrio diagramą, parodytą aukščiau esančiame paveikslėlyje (vietinis ryšys / grotrian_01_00_H_I.html). & nbsp & nbsp & nbsp _____________________, _____________________

      Apatinis linijos He I 5876 & Aring energijos lygis yra _____________________ linijos, esančios ________________ bangos ilgio juostoje, viršutinis energijos lygis. PATARIMAS: Turite perskaityti aukščiau pateiktą „He I“ Grotrio diagramą (vietinė nuoroda / grotrian_02_00_He_I.html).

      Atominės linijos, atsirandančios dėl jų pirminio atomo pagrindinės būsenos, paprastai yra labai stiprios, nes pagrindinė būsena dažniausiai užvaldo labiausiai užimtą bet kokį energijos lygį.

      Dabar Ca II H & K linijos ir Ca II 7291 & Aring ir 7323 & Aring linijos kyla iš pagrindinės Ca II būsenos. Tačiau Ca II H & K linijos paprastai yra daug stipresnės. PAAIŠKINKITE kodėl su trumpu atsakymu sakinio forma. PATARIMAS: Turėtumėte perskaityti poskyrį „Stipri atominiai perėjimai“ ir „Ca II“ Grotrio diagramą (vietinė nuoroda / bendroji nuoroda: grotrian_20_01_Ca_II.html).

      Virš kokio atominio skaičiaus Z jūs tikitės, kad astrofiziniuose spektruose elementai turi palyginti silpnas spektrines linijas? Kodėl? PATARIMAS: Turėtumėte perskaityti kosminės sudėties poskyrį ir aukščiau pateiktą saulės sudėties paveikslą (vietinė nuoroda / bendra nuoroda: saulės_kompozicija.html) ir atkreipti dėmesį į tai, kur apskritai sumažėja iki apibrėžto mažesnio gausumo elgesio (išskyrus šiek tiek didesnę nei Z = 1).

      Atkreipkite dėmesį, kad silpnesnių spektro linijų lūkesčiai dėl pakankamai aukšto Z yra tik bendri. Dėl kai kurių atomų būdingų aukšto Z srities savybių tam tikromis aplinkybėmis kai kurios jų spektro linijos gali būti labai stiprios.


      3 spektroskopiniai metodai

      [11] Šiame skyriuje aprašysime tris naudojamus spektroskopinius metodus kartu su jų taikymo sritimi nustatant laboratorinių oro plazmų, gaminamų esant slėgiui (0,1 mbar (≃70 km) ≤ p ≤2 mbar, rotacinę (dujų) temperatūrą. (~ 45 km)), panašūs į tuos, po kuriais žemės atmosferoje gaminamos TLE oro plazmos.

      3.1 Dujų temperatūra atliekant žemo slėgio oro ir N spektrinę analizę2Plazmos

      3.1.1. Rotacinė struktūra

      3.1.2 Viršutinių perėjimų pogrupio galvos viršūnės

      [13] Atsižvelgiant į tam tikrą (v ′ , v Pirmosios teigiamos N grupės juosta2, tai yra (arba tiesiog N2- 1PG), Simekas ir DeBenedictis [1995] pasiūlė metodą dujų temperatūrai įvertinti. Jis pagrįstas trijų pasirinktų smailių intensyvumo santykių naudojimu (1, 2ir 3), suformuotą iš trijų (3,0) perėjimo pogrupių galvučių. Viršutinis N2(B 3 Πg) būsena, su sukiniais ir orbitiniais kvantiniais skaičiais S= 1 ir Λ = 1, susideda iš (2-δ0, Λ) (2 S + 1) = 6 elektroninės pastotės, kur (e,f) žymi būsenos paritetą ir Ω = | Λ + Σ | imant (2 S + 1) reikšmes nuo −S iki + S. δ0, Λ yra Kronekerio delta (lygi 1, jei Λ = 0 ir 0 visoms kitoms reikšmėms).

      [14] Metodą pasiūlė Simekas ir DeBenedictis [1995] naudoja du pagrindinius faktus: (i) santykines pastatų populiacijas N2(B 3 Πg) elektroninė būsena priklauso nuo temperatūros ir (ii) atskirų atšakų suformuotos pogrindžio galvutės yra gerai atskirtos bangos ilgiais [Simekas, 1994 ].

      [15] Metodas buvo išplėstas kitoms 1PG juostoms [Simekas, 1994] ir iš tikrųjų leidžia naudoti tris (v ′ , v ″) N juostos2 - 1PG, atitinkantis (2,0), (1,0) ir (0,0) perėjimus, kurie paprastai rodo stipresnį 1PG spektro intensyvumą, palyginti su (3,0) juosta. Kiekvieno pasirinkto bangos ilgio intervalas (v ′ , v ″) Juostos yra (678–690 nm) (3,0), (760–780 nm) (2,0), (870–900 nm) (1,0) ir (1020–1060 nm) (0,0).

      [16] Taikant metodą naudojant (3,0) arba (2,0) juostas, reikia atsižvelgti į antrosios (2) ir trečia (3) pasiekia pirmojo pogrupio galvos intensyvumą (1), tai yra, reikia eksperimentiškai įvertinti R21=2/1 = f1λ,TR) ir R31=3/1 = f2λ,TR) kiekvienu atveju. Jei vietoj to norite naudoti (1,0) arba (0,0) juostas, tada, be R21 ir R31, taip pat galima nustatyti R41=4/1 = f3λ,TR), tai yra ketvirtojo smailės intensyvumo santykis (4) iki pirmojo pogrupio galvos intensyvumo (1) atitinkamai (1,0) arba (0,0) juostos. Kartą R21, R31ir R41 yra žinomi bet kuriai iš šių dviejų grupių, Simekas [1994] pateikė skaičiavimo procedūrą T21=T21(R21, Δλ), T31=T31(R31, Δλ) ir T41=T41(R41, Δλ) tokiu būdu, kad tam tikrai spektrinei skiriamajai gebai (Δλ), vidutinė vertė T21, T31ir T41 pateikia sukimosi (dujų) temperatūrą. Visi duomenys ir koeficientai, reikalingi šiam greitam įgyvendinimui TR vertinimo metodą galima rasti Simekas ir DeBenedictis [1995] (3,0) juostai ir [Simekas, 1994] juostoms (2,0), (1,0) ir (0,0). . Pozicija 1, 2, 3ir 4 smailes davė Simekas [1994] ir dabar pateikiami 1 lentelėje.

      Juosta 1 2 3 4
      (0,0) 1050.0–1051.2 1047.5–1048.5 1045.6–1046.4 1053.0–1054.5
      (1,0) 890.5–891.5 888.8–889.4 887.5–888.1 893.4–894.0
      (2,0) 774.8–775.4 773.5–774.1 771.0–771.6 -
      (3,0) 687.0–687.6 686.0–686.6 685.2–685.8 -

      [17] Metodą pasiūlė Simekas ir DeBenedictis [1995] gali būti plačiai naudojamas, nes N2 - 1PG yra viena prieinamiausių N dažnių juostų sistemų2besitęsiantis nuo raudono iki artimiausio infraraudonųjų spindulių. Be to, kadangi šis metodas susijęs su optiniu spinduliavimu iš N2 - 1PG, jis gali būti naudojamas nustatant sukimosi (dujų) temperatūrą įvairiose oro plazmose, gaminamose esant įvairiausiems slėgiams nuo 0,03 mbar (~ 75 km aukščio) iki aukšto slėgio (net atmosferos slėgis) tol, kol sukasi - vertimo atsipalaidavimo laikas esant atitinkamam slėgiui išlieka daug mažesnis nei būdingas laikas (τq) susidūrimo (gesinimo) sužadinimo. Be to, tai leidžia apskaičiuoti rotacinę (dujų) temperatūrą 200–1500 K diapazone (su d pakopaT= 25 K) naudojant vidutines spektrines skiriamąsias gebas, kurios priklauso nuo N2- 1PG (v ′ , v Pasirinkta juosta. Visų pirma, geriausias metodo jautrumas pasiekiamas naudojant spektrinę skiriamąją gebą 0,1–0,2 nm diapazone (3,0) juostai ir 0,2–0,3 nm diapazone (2,0), (1,0) ir (0,0) juostos. Galima naudoti mažesnę spektrinę skiriamąją gebą, nors metodo jautrumas mažėja. Mažiausios rekomenduojamos spektrinės skiriamosios gebos yra atitinkamai 0,5, 0,6, 0,68 ir 0,76 nm juostose (3,0), (2,0), (1,0) ir (0,0).Simekas, 1994 ].

      [18] Nuo 1995 m. TLE spektroskopijos kampanijos pateikė skirtingus N spektrus2 - 1PG matomas ir artimas infraraudonųjų spindulių optinis spinduliavimas, apimantis spektrinį diapazoną nuo 540 iki 900 nm. Šie spektroskopiniai įrašai buvo atlikti naudojant 13 nm (esant 900 nm) ir 9 nm (esant 620 nm) spektrinę skiriamąją gebą. Morrill ir kt. [1998] 57 km aukščio sprinto spektrui ir 7 nm (per visą analizuojamą diapazoną 619–897 nm) 53 km aukščio sprinto spektrui, 9 nm (540–800 nm) [Mende ir kt., 1995], 10 ir 6 nm (540–840 nm) [Hamptonas ir kt., 1996] ir 3 nm (640–820 nm), kuri yra geriausia iki šiol naudota skiriamoji geba [Kanmae ir kt., 2007]. Straipsniai Morrill ir kt. [1998] ir Bucsela ir kt. [2003] nagrinėjo sprinto sausgyslių (53 ir 57 km) spektroskopinius stebėjimus ir pateikė išankstinius N2 - 1PG (1,0) juosta iki ≃ 900 nm. Tačiau, kaip pripažino autoriai, jų rezultatus dėl 57 km aukščio spektrų paveikė jautrumo kalibravimo klaidos, o 53 km aukščio spektro rezultatai buvo tikresni tame pačiame spektriniame diapazone [Bucsela ir kt., 2003]. Šie rezultatai rodo, kad N (3,0) ir (2,0) juostos2 - 1PG yra labiausiai prieinamos juostos, kad būtų galima nustatyti rotacinę (dujų) temperatūrą taikant Simekas ir DeBenedictis [1995]. Tačiau norint iš dalies išspręsti skirtingų N sukimosi struktūrą, reikalingos viena tvarka didesnės spektrinės skiriamosios gebos nei iki šiol naudotos TLE spektroskopijos kampanijose.2 - 1PG (v ′ , v ″) Pasirinktos juostos.

      3.1.3 Rovibronic juostų spektrinis pritaikymas

      [22] Elektroninėms būsenoms N2(B 3 Πg) ir kiekvienu sukimosi lygiu N yra padalintas į tris kvantinių skaičių pakopas atitinkantis =N−1, =N ir =N+1, atitinkamai atitinkančios sukimosi energijas, ir. Kiekvienos iš trijų 3Π būsenų posistemių sukimosi energijoms naudojome pateiktas išraiškas Budo [1935], galiojantis bet kokio laipsnio sukimo atjungimui [Herzbergas, 1950]. Trims apatinės 3 Σ elektroninės būsenos pastotėms naudojome rotacinės energijos terminų iš Mullikenas [ 1930 ] & Roux ir kt. [1990]. Norėdami apskaičiuoti, ir, mes apsvarstėme nugaros orbitą (Av = 0 for) N sukimosi ir išcentrinės spektroskopinės konstantos2(B 3 Πg) ir būsenos, kurias davė Roux ir kt.[1983]. Elektroninės energijos Te′ Ir Te″ Atitinkamai N2(B 3 Πg) ir elektroninės būsenos kartu su spektroskopinėmis konstantomis (ωe, ωexe, ωeye ir ωeze), reikalingos norint įvertinti N virpesių energijos sąlygas2(B 3 Πg) ir elektroninės būsenos Naghizadeh-Kashani ir kt. [2002]. Tam tikram (v ′ ,v ″) Perėjimas N viduje2- 1PG, kiekvienos iš 27 sukimosi linijų, dalyvaujančių ( ′ , ″) Sukimosi juosta yra kur vev(cm −1) = (Te′−Te″)+G ′ (v ′ )−G ″ (v ″), Kai 1 ≤k,l≤ 3 ir Δ= ′ − ″. Atsižvelgiant į sukimosi lygius ′ Ir ″, Trys galimi perėjimai tarp subrotacinių lygių (k,l) atitinkamai ( ′ , ″), Atitinka tuos, kurie atitinka Δ= −1 (atšaka P), 0 (atšaka Klausimas) ir +1 (atšaka R) atrankos taisyklės. Taigi galų gale turime tris leidžiamus sukimosi perėjimus kiekvienoje iš devynių porų (k,l).

      3.2 Eksperimentinis vibracijos pasiskirstymo funkcijų kiekybinis įvertinimas

      [24] Norint eksperimentiškai gauti V2(B 3 Πg) iš laboratorinių duomenų pritaikėme sintetinius N spektrus2 1PG į eksperimentinius spektrus, užfiksuotus naudojant skirtingą slėgį (0,1–2 mbar) esant mažai skiriamajai gebai (2 nm). Tokiam pritaikymui mes naudojome rotacinę (dujų) temperatūrą, atsirandančią anksčiau pritaikius tam tikras rovibronines juostas, tokias kaip (3,0) ir (2,0), esant vidutinei (0,45 nm) laboratorinių HC išleidimo spektrų skyrai.

      [25] Gauti VDF buvo lyginami su tiems, kurie užregistravo spritus, atitinkamai: Bucsela ir kt. [2003] 53 km ir Kanmae ir kt. [2007] 53 ir 74 km greičiu. Be to, palyginsime esamus VDF laboratorijos rezultatus su turimomis sprinto ir aureolės VDF modelio prognozėmis [Gordillo-Vázquezas, 2010 Luque ir Gordillo-Vázquez, 2011 Gordillo-Vázquez ir kt., 2011 Gordillo-Vázquez ir kt., 2012], kur laikoma, kad dujų temperatūra yra 220 K.


      HIC - „Hipparcos“ įvesties katalogas

      „Hipparcos“ įvesties katalogas buvo sukurtas kaip Europos kosmoso agentūros „Hipparcos“ astrometrijos misijos stebėjimo programa. Projekto reikalavimai, susiję su išsamumu, dangaus danga, astrometriniu ir fotometriniu tikslumu, taip pat būtinu mokslinio poveikio optimizavimu, dėjo daug pastangų kaupiant ir homogenizuojant esamus duomenis, aiškinant šaltinius ir identifikacijas bei, kur reikia reikia surinkti naujus duomenis, atitinkančius reikiamą tikslumą.

      Dėl to buvo sukurtas precedento neturintis žvaigždžių duomenų katalogas, kuriame pateikiama naujausia informacija apie padėtį, tinkamus judesius, dydžius ir spalvas ir (kai įmanoma) spektro tipus, radialinius greičius, daugybę ir kintamumą. Katalogas baigtas tiksliai apibrėžtomis dydžio ribomis, jame pateikiama svarbiausių žvaigždžių kategorijų, esančių Saulės kaimynystėje už šių ribų, atranka. Dydžiai svyruoja nuo 7,3 iki 9 mag, priklausomai nuo galaktikos platumos ir spektro tipo, ir nėra žvaigždžių, silpnesnių už maždaug V = 13 mag.

      118209 „Hipparcos“ įvesties katalogo žvaigždės buvo atrinktos iš maždaug 214000 skirtingų kandidatų, esančių maždaug 214 stebėjimo programose.

      Katalogo bibkodas

      Literatūra

      Parametrai

      Hic_Number
      „Hipparcos“ įvesties katalogo einamasis numeris. Žvaigždžių įrašai išdėstomi didinant HIC skaičių, kuris iš esmės atitinka objekto dešiniojo pakilimo (lygiadienis J2000) tvarką, nepriklausomą nuo deklinacijos. Pagrindiniame kataloge yra vienas įrašas, atitinkantis kiekvieną palydovo taikinį, neatsižvelgiant į galimą žvaigždės daugybę. Jei žvaigždė yra žinomos dvigubos ar daugkartinės sistemos komponentas, tada parametrai „Komponentas“ ir „Tikslas“ pateikia daugiau informacijos.

      vardas
      Žvaigždės pavadinimas, pagrįstas kryžminiu identifikavimu su kitais katalogais ir (arba) nuorodomis: Jei žvaigždė yra kintama žvaigždė, tada „Vardas“ yra jos kintamos žvaigždės pavadinimas („Vstar Name“), kitaip žvaigždė pavadinta su savo HD / HDE numeriu, SAO numeriu, BD numeriu, AGK3 / CPC numeriu, FK * / IRS numeriu, CD numeriu, CPD numeriu, CCDM numeriu arba numeriu, paimtu iš kito katalogo, nurodyto parametre „Pirmasis ID“. , tokia tvarka, jei tokia yra duota. Jei žvaigždės kryžminio identifikavimo nėra, pavadinimas paliekamas tuščias.

      Komponentas
      Nagrinėjamas komponentas (-ai). Raidė (arba raidės) šiame lauke rodo, kad žvaigždė yra žinomos dvigubos ar daugkartinės sistemos dalis. Dvigubos sistemos su gerai atskirtais komponentais atveju "A" arba "B" rodo, kad įrašas atitinka tą komponentą. Įvedus & quot; bendrą & quot; raide, raidės nurodo, kurie iš sistemos komponentų yra laikomi (pvz., AB, AC, APB ir kt.).

      Taikinys
      Palydovo taikinys bendro įėjimo atveju: komponentas, fotocentras (j) arba geometrinis centras (g). Nors „quotsatellite target“ vieta (dangaus dalis, ant kurios detektorius yra sutelktas konkrečiam stebėjimui) yra gerai apibrėžta pavienėms žvaigždėms, o tai yra geriausias žvaigždės padėties palydovo stebėjimo epochoje įvertinimas, tačiau situacija yra nėra taip paprasta dviguboms ar kelioms sistemoms. Tokioms sistemoms tikslinė padėtis gali būti pasirinkta

      RA
      Dešinysis žvaigždės pakilimas.

      Gruodžio mėn
      Žvaigždės deklinacija.

      Epocha
      Pozicijos epocha.

      RA_Klaida
      Vidutinė dešiniojo pakilimo klaida.

      Dec_Error
      Vidutinė deklinacijos paklaida.

      Pos_Source
      Informacijos apie padėtį šaltinis.

      ŽIV pateiktos pozicijos ir tinkami judesiai yra gauti iš šių šaltinių:

      CRA_2000
      Dešinysis pakilimas per valandą per sekundę J2000.

      CDec_2000
      J2000 pokytis laipsniais per sekundes.

      LII
      Galaktikos ilguma dešimtainiais laipsniais.

      BII
      Galaktikos platuma dešimtainiais laipsniais.

      Ekliptikos_ilguma
      Ekliptikos ilgis dešimtainiais laipsniais.

      Ecliptic_Latitude
      Ekliptikos platuma dešimtainiais laipsniais.

      CRA_1950
      Dešinysis B1950 pakilimas per valandą min.

      CDec_1950
      B1950 pokytis, išreikštas arkminekais arkėromis.

      RA_1950_Deg
      B1950 dešinysis pakilimas dešimtainiais laipsniais.

      Gruodžio_1950_deg
      B1950 laipsnio dešimtainiais laipsniais

      Prop_RA
      Tinkamas judėjimas dešiniajame danguje, arkecekais per metus, J2000.

      Pasiūlymo_dec
      Tinkamas judesys deklinacijoje, arcekais per metus, J2000.

      Klaida_RA_Prop
      Tinkamo judėjimo klaida dešiniajame pakilime arcsekais per metus.

      Error_Dec_Prop
      Tinkamo judėjimo klaida deklinacijoje, arcsekais per metus.

      „Prop_Source“
      Tinkamos informacijos apie judėjimą šaltinis.

      Tinkami judesiai ir pozicijos, pateikiamos ŽŪIK, yra gauti iš šių šaltinių:

      Hmag
      Dydis Hipparcos fotometrinėje sistemoje. "Hipparcos dydį" apibrėžia pagrindinė Hipparcos aptikimo grandinės pralaidumo juosta, kuri svyruoja nuo 340 iki 850 nm. Ši plačiajuosčio ryšio sistema duoda dydžius, artimus vizualiniam V dydžiui, tačiau rodo likučius V atžvilgiu, ypač raudonoms žvaigždėms.

      Var_Code1
      Pirmasis kintamumo kodo skaitmuo. Kintamumo kodas pateikia informaciją apie žinomas ar įtariamas kintamas žvaigždes. Pirmojo skaitmens reikšmės gali būti šios:

      Var_Code2
      Antrasis kintamumo kodo elementas. Skiriamos dvi fotoelektrinių standartų kategorijos:

      Vmag_Klaida
      V dydžio paklaida.

      BV_Klaida
      B-V spalvos paklaida.

      Phot_Source
      Fotometrijos informacijos šaltinis. ŽNB pateikti fotometriniai duomenys yra gauti iš šių šaltinių:

      Spect_Type
      Spektrinis tipas ir skaisčio klasė.

      Spektriniai tipai buvo paimti iš SIMBAD arba iš kitų įvairių šaltinių, todėl naudojami įvairios klasifikavimo sistemos (MK, HD ir kt.). MK klasifikavimo sistemos atveju Morgan ir kt. (1943), spektro tipas, šviesumo klasė ir ypatumų kodas pateikiami šiais pavadinimais:

      Šviesumo klasei naudojami šie žymėjimai: Ia0, Ia, Iab, Ib supergigantams II ryškiems gigantams III gigantams IV gigantams subgigantams ir V nykštukams. Nykštukai yra pažymėti „sd“, po jų - spektriniu tipu, arba IV klase.

      Spektrų ypatumai pažymėti mažosiomis raidėmis: „e“ išmetamosioms linijoms „m“ - patobulintoms metalinėms linijoms „n“ - miglotoms linijoms „p“ dėl cheminės sudėties ypatumų „s“ aštrioms linijoms „sh“ dėl egzistavimo apvalkalo „v“ spektro svyravimams „w“ silpnoms linijoms. "CN" nurodo žvaigždes su cianogeno gausos anomalija.

      Taip pat naudojami šie ženklai:

      Spect_Source
      Spektrinio tipo duomenų šaltinis. HIC spektro tipo ir šviesumo klasės informacija gaunama iš šių šaltinių:

      Paralaksas
      Paralaksas miliarcekais.

      Klaida_Paralaxas
      Tikėtina paralaksų paklaida miliarcekuose.

      Tipas_Paralaxas
      Paralakso tipas: „T“ - trigonometrinis, „D“ - dinaminis.

      Radial_Vel
      Radialinis greitis km / sek. Teigiamos vertės rodo recesiją.

      „Quality_Radial_Vel“
      Pateikta radialinio greičio kokybė yra gauta iš GCRV (Wilson 1953) ir Evanso katalogo (1978) informacijos, pagal kurią apskaičiuota vidutinė tikriausiai paklaidų reikšmė yra paremta trimis veiksniais: stebėjimų skaičiumi, naudojamo spektrografo sklaida ir atskirų nustatymų tarpusavio susitarimas. & quot; Radialiniai greičiai apibūdinami penkiomis vertėmis:

      Source_Radial_Vel
      Radialinio greičio duomenų šaltinis. Radialinio greičio informacija buvo surinkta iš šių šaltinių:

      Vstar_Name
      Kintamos žvaigždės pavadinimas, GCVS arba NSV.

      Var_Type
      Kintamumo tipas.

      Duomenys apie kintamumo tipą yra paimti iš GCVS ir NSV katalogų. Santrumpos kyla iš pagrindinių kintamumo klasių: išsiveržiančios, pulsuojančios, besisukančios, kataklizminės, užtemdančios ir rentgeno spindulių kintamos žvaigždės. Kintamumo kodų raktą galite rasti HEASARC.

      Var_Period
      Variacijos laikotarpiais dienomis.

      Vmag_Max
      V dydis esant didžiausiam ryškumui.

      Vmag_Min
      V dydis esant minimaliam ryškumui.

      Code_Vmag_Error
      Užkoduota V dydžio paklaida esant didžiausiam ir mažiausiam ryškumui. Šis kodas pateikia V dydžių tikslumo įvertinimą esant maksimaliam ir mažiausiam ryškumui Vmag_Max ir Vmag_Min. Kodas gali turėti šias reikšmes:

      Kitas_kodas
      Kodas, nurodantis Hmag, Vmag ir B-V dydžius ir spalvas. Ši informacija pateikiama žvaigždėms, kurių kintamumo kodas yra „3“ arba „4“, kai tik buvo reikalinga šviesumo kreivės informacija. Jis koduojamas taip:

      Duomenys apie „CCDM skaičių“, „CCDM komponentą“, „Pos kampą“, „Atskyrimą“, „Mag Diff“ ir „Sistemos kodą“ buvo paimti iš laikinosios „Dvigubų ir kelių žvaigždžių komponentų katalogo“ (CCDM) versijos. , Dommanget ir kt., Rengiama). CCDM ir HIC numeriai suteikia ryšį tarp pagrindinio katalogo ir 1 priedo, kuriame yra duomenys apie atskirus dvigubų ir daugialypių sistemų komponentus, kurių bent vienas komponentas yra įtrauktas į pagrindinį katalogą.

      CCDM_Komponentas
      Aptarti CCDM komponentai. Pirmoji raidė atitinka & quotreference & quot komponentą, kurio atžvilgiu apskaičiuojamas atskyrimas ir dydžio skirtumas.

      CCDM_Pos_Angle
      Padėties kampas laipsniais tarp nagrinėjamų CCDM komponentų. Gali būti naudojami „N“, „S“, „F“, „P“, „NP“, „SP“, „NF“, „SF“.

      CCDM_Skyrimas
      Nagrinėjamas CCDM komponentų atskyrimas arksekais.

      CCDM_Mag_Diff
      Svarstomų komponentų dydžio skirtumas.

      Čia pateiktas & quot; didumo skirtumas & quot; apskaičiuojamas iš esamos laikinos CCDM versijos ir gali neatitikti duomenų, pateiktų V dydžiui (Vmag). Jei & quotreference & quot komponentas yra silpnesnis nei antrasis, šis skirtumas yra neigiamas.

      CCDM_sistemos_kodas
      Informacija apie orbitines sistemas:

      „Bonner Durchmusterung“, „Cordoba Durchmusterung“ ir „Cape Photographic Durchmusterung“ žvaigždžių DM identifikavimo numeriai suteikiami vadovaujantis HD sutartimi. Kai DM skaičiaus zona yra tarp +90 laipsnių ir -22 laipsnių, naudojamas BD skaičius.

      „Bonner Durchmusterung“, „Cordoba Durchmusterung“ ir „Cape Photographic Durchmusterung“ žvaigždžių DM identifikavimo numeriai suteikiami vadovaujantis HD sutartimi. Kai DM numerio zona yra tarp -23 laipsnių ir -51 laipsnio, naudojamas CD numeris.

      „Bonner Durchmusterung“, „Cordoba Durchmusterung“ ir „Cape Photographic Durchmusterung“ žvaigždžių DM identifikavimo numeriai suteikiami vadovaujantis HD sutartimi. Kai DM numerio zona yra tarp -52 ir -90 laipsnių, naudojamas CPD numeris.

      HD kataloge („Cannon & amp Pickering 1918-24“) žvaigždės ir du jos pratęsimai yra kryžminiai identifikuojami. HD numeriai svyruoja nuo 1 iki 225300 HDE numeriai yra nuo 225301 iki 272150 (patranka 1925-36) ir nuo 272151 iki 359083 (Cannon ir amp. Walton Mayall 1949).

      Fk_ID
      FK5 / FK5 Ext / FK4 Sup arba IRS (AGK3R / SRS) numeris.

      Kryžminės žvaigždžių identifikacijos suteikiamos Penktajame pagrindiniame kataloge (FK5, Fricke ir kt. 1988), jo pratęsime (FK5 Ext, Fricke ir kt. 1991), FK4 priede (FK4 Sup, Fricke 1963) ir Tarptautiniame leidinyje. „Reference Stars“ (IRS), kurį sudaro AGK3R (Smith 1980) ir SRS (Smith et al. 1990) katalogai su šiais kodais:

      Kryžminis identifikavimas žvaigždėms AGK3 kataloge yra didesnis nei -2,5 laipsnio delta (Dieckvoss ir kt., 1975), o kitaip - CPC katalogo žvaigždėms (Jackson & amp Stoy 1954–68):

      Žvaigždėms kryžminiai identifikacijos ženklai pateikiami aukščiausiojo lygio audito kataloge (Smithsonian Institution 1966).

      Pirmasis_ID
      Pirmasis iš dviejų pasirinktų identifikatorių. Identifikatorių santrumpos ir hierarchija yra tokios: GL, GJ, G, LHS, LTT, LP, L, BPM, CF, McC.

      Second_ID
      Antrasis iš dviejų pasirinktų identifikatorių. Identifikatorių sutrumpinimai ir hierarchija yra tokie patys kaip „Pirmojo ID“.

      Žvaigždutės ID
      Galaktikos atvirų spiečių LMC / SMC ir C, IRC, PK ir WD žvaigždžių identifikatorius. Identifikatorių raktą galite rasti HEASARC.

      Pirmoji pastaba
      Raidė „S“ skirta tyrimo žvaigždei „C“ rodo, kad silpnos žvaigždės „Atlas“ atpažinimo lentelė yra pateikta (2 priedas), o „T“ rodo, kad žvaigždė yra tyrimo žvaigždė ir kad pateikiama identifikavimo lentelė, „S“ ir „C“.


      10 laboratorija: žvaigždžių spektrai

      Kreditas / leidimas: tekstui ir kopijuoti Davidą Jeffery. Skaičiams ir pan., Kaip nurodyta paveiksle ir pan. / Tik skaityti ir naudoti UNLV astronomijos laboratorijos kurso instruktoriams ir studentams.

      Tai laboratorijos pratimas be stebėjimų.

        (Tik RMI): RMI kvalifikacija: jei tai darote NE turėti spausdintuvą ar padaryti NE norėdami švaistyti popierių, turėsite pakankamai išsamiai atsispausdinti ataskaitos formą savo reikmėms. : Galimybė naudotis tik laboratorijos instruktoriais. : Galimybė naudotis tik laboratorijos instruktoriais.
    • Parengiamoji užduotis: 10 užduotis: fazės greičio skaičiavimas. : Galimybė naudotis tik laboratorijos instruktoriais. : Galimybė naudotis tik laboratorijos instruktoriais. : Galimybė naudotis tik laboratorijos instruktoriais.
    • Kai kurias užduotis galima atlikti prieš laboratorijos laikotarpį. Kai kuriuos iš jų atlikti prieš laboratorijos laikotarpį būtų naudinga.

      Tačiau, jei norite, galite atspausdinti kopiją iš anksto, ypač jei norite padaryti kai kurias dalis anksčiau laiko. Tokiu atveju jums gali tekti kompensuoti atnaujinimus.

      Pats laboratorinis pratimas yra NE spausdinta laboratorijoje. Tai būtų miškų naikinimas, o „Lab Exercise“ yra aktyvus žiniatinklio dokumentas.

      Bendros pastabos apie pasirengimą viktorinai pateikiamos.

      „DavidJ“ laboratorijos skyriuose viktorinos paruošimas atlieka visus čia išvardytus elementus ir, jei jis yra, testuoja save naudodamas „Prep Quiz“.

      Tačiau, norėdami papildyti ir (arba) papildyti skaitymą, turėtumėte bent jau perskaityti straipsnių, susietų su šiais raktiniais žodžiais ir pan., Įvadą, kad galėtumėte apibrėžti ir (arba) suprasti kai kuriuos raktinius žodžius ir tt mūsų klasės lygiu.

      Kitas jūsų esančių raktinių žodžių sąrašas NE reikia pažvelgti į --- bet tai būtų naudinga tai padaryti --- yra:

      Natrio garų lempai sušilti reikia apie 20 minučių.

      Natrio garų lempa dažniausiai yra saugiai uždaryta. Vis dėlto turėtumėte būti atsargūs, kai jį paliesite, kai jis yra šiltas.

      Perskaitykite du paveikslus. Ar taip padarei? & nbsp & nbsp & nbsp Y / N & nbsp & nbsp & nbsp

        Peržiūri objektyvą siaurame gale ir nukreipi kvadratinę diafragmą (kurios viduje iš tikrųjų yra plyšinė diafragma) į šaltinį, kuris atrodo kaip balta linija.

      Šioje užduotyje tiriame linijos spektrą, kurį sukuria praskiestos natrio (Na) dujos natrio garų lempoje.

      Linijų spektrą sudaro atskiras linijų rinkinys, kuris yra tarsi spektroskopo plyšinės angos vaizdai.

        Peržiūrite objektyvą siaurame gale ir nukreipiate apvalią juodą angą į šaltinį, kuris rodomas geltona linija.

      Turėtumėte pamatyti iki 8 atominių spektro linijų, kurios visos tikriausiai yra neišspręstos kelios linijos. Kai kurios linijos gali būti gana blankios.

      Atkreipkite dėmesį, ar galite išspręsti geltoną Na I dubletą (t. Y. Natrio (Na I) D linijas). Gali tekti sureguliuoti angos žandikaulius minėtu varžtu.

      Perskaitykite du paveikslus. Ar taip padarei? & nbsp & nbsp & nbsp Y / N & nbsp & nbsp & nbsp

      Kaip supaprastintas sintetinis saulės spektras (atvaizduojant vaizdą) su Fraunhofer linijomis rodomas paveikslėlyje žemiau (vietinė nuoroda / bendroji nuoroda: fraunhofer_lines.html).

      „Fraunhofer“ linijos yra ryškiausios saulės absorbcijos linijos, kurios buvo atrastos pirmą kartą.

      Kadangi jie buvo atrasti dar nespėjus identifikuoti atomų ir molekulių, jie buvo pažymėti raidėmis. Laiškai įstrigo.

      Atkreipkite dėmesį, kad žvaigždžių klasifikavimas pagal žvaigždžių spektrus (tiksliau jų sugerties linijų spektrus) yra geriausias empirinis žvaigždžių klasifikavimo būdas (t. Y. Būdas, pagrįstas stebėjimu). Žvaigždžių spektras yra tiesiogiai stebimas ir jame yra daug informacijos apie žvaigždę.

      Spektro tipai aptariami žemiau esančiame paveiksle pateiktos HR diagramos kontekste (vietinė nuoroda / bendra nuoroda: star_hr_lum.html)

      Ar skaitėte? & nbsp & nbsp & nbsp Y / N & nbsp & nbsp & nbsp

        Pastaba: „Mizar“ yra keblus atvejis, nes jis susideda iš dvigubos žvaigždės su komponentais „žvaigždės“ Mizar A ir Mizar B, o kiekvienas komponentas „žvaigždė“ yra spektroskopinis dvejetainis: Mizaras A, kurį sudaro Mizaras Aa ir Mizaras Ab, Mizaras B, sudarytas iš Mizaro Ba Mizaras Bb. „Mizar A“ yra daug ryškesnis nei „Mizar B“ ir abu jo dvejetainiai palydovai yra A2V žvaigždės, kurių fotosferos temperatūra T = 9000 (200) K.

        Eikite savo kompiuterio darbalaukyje VIREO / failas / prisijungimas ir įveskite savo grupės vadovo vardą.

      KLASIFIKACIJOS LANGAS turi tris intensyvumo ir bangos ilgio grafikus su bangos ilgiu angstremuose (& Aring). 1 pastaba nm = 10 & Aring ir matomos juostos atskaitos koeficientas = 4000–7000 & Aring.

      Dešinėje bus rodomas standartinių pagrindinių sekų žvaigždžių sąrašas KLASIFIKACIJOS LANGAS.

      Sąrašas yra NE baigti: NE rodomi visi spektriniai potipiai: paprastai tik 0 ir 5 spektro potipiai. Norėdami klasifikuoti spektrinius potipius, turėsite kuo geriau interpoluoti NE išvardyti. Gal turint šiek tiek vaizduotės, galima priskirti 1–3 ir 6–9 spektrinius potipius.

      Sąraše pažymėtos standartinės žvaigždės ir jos apačioje esančios žvaigždės yra atitinkamai rodomos viršutiniame ir apatiniame grafikuose.

      Spektrai yra absorbcijos linijos spektrai. Lovos yra absorbcijos, rodančios sprektro intensyvumą.

      Slinkite per galimus standartinius žvaigždžių spektrus spustelėdami standartinės žvaigždės pavadinimą: O žvaigždė - M žvaigždė.

      Dalykai, kuriuos galite padaryti naudodami KLASIFIKACIJOS LANGAS (CW) ir SPECTRAL LINE LENTELĖ (SLT):

      1. Kairysis pelės klavišas spustelėkite spektro liniją SLT sukurti / perkelti vertikalią raudoną liniją grafikuose CW iki spektrinės linijos bangos ilgio. Spektrinė linija SLT yra pažymėtas mėlyna spalva. Jei grafike yra kryželis, šis veiksmas jį sunaikina.
      2. Dukart kairiuoju pelės mygtuku spustelėkite spektrinę liniją SLT sukuria informacinę dėžutę apie tą spektrinę liniją. Informacijos laukelio informacija atnaujinama informacija apie naujai pasirinktas spektro linijas ir išnyksta tik aiškiai uždarius.
      3. Kairiuoju pelės mygtuku spustelėkite grafiko tašką, kad sukurtumėte / perkeltumėte kryželį į tą tašką ir (arba) tiesia tašką vertikalia raudona linija. Dėžutė ant CW rodo normalizuotą intensyvumą taške. Grafikų vertikalioje ašyje (tik pažymėta didžiausiu varnele) normalizuojama 1, kuriai normalizuojamas didžiausias rodomo žvaigždės spektro intensyvumas (jei toks yra). Artimiausia spektro linija, esanti kryžkelės bangos ilgiui SLT yra pažymėtas mėlyna spalva.

      Jo spektras bus rodomas viduriniame grafike.

      Eik Failas / Rodyti / Rodyti skirtumą. Viršutiniame grafike bus rodomas standartinis žvaigždžių spektras, o apatiniame - skirtumų spektras: t.y., viršutiniame spektre atėmus vidurinį spektrą.

      Dabar slinkite aukštyn ir žemyn standartinių žvaigždžių sąraše. Kai skirtumas yra kuo mažesnis, kaip galima spręsti iš akies, standartinę žvaigždę geriausiai tinka HD 124320.

      Ką daryti, jei turite du vienodai tinkamus. Tai turi būti gretimoms standartinėms žvaigždėms? Tada HD 124320 turi gulėti tarp tų dviejų standartinių žvaigždžių spektrinio tipo

      Tiesą sakant, HD 124320 tinka vienodai gerai iš A1 ir A5 žvaigždžių. Taigi vienas interpoliuojasi norėdamas rasti potipį. Atrodo, kad HD 124320 yra šiek tiek arčiau A1 nei A5, todėl mūsų vertinimas yra A2.

      Toliau pateiktoje lentelėje „Geriausiai tinka spektro tipai“ HD 124320 įrašome A2.

      Šioje užduotyje atsakysite į klausimus apie kataloge identifikuotą žvaigždę, kurią klasifikavote 8 užduoties lentelėje: Geriausiai tinkantys spektro tipai. Prisiminkite, kad visos šios žvaigždės yra pagrindinės sekos žvaigždės.

      1. yra labiausiai / mažiausiai šviečiantis? & nbsp & nbsp & nbsp ________________ / ________________ & nbsp & nbsp & nbsp
      2. turi aukščiausią / žemiausią paviršiaus temperatūrą? & nbsp & nbsp & nbsp ________________ / ________________ & nbsp & nbsp & nbsp
      3. turi didžiausią / mažiausią spindulį? & nbsp & nbsp & nbsp ________________ / ________________ & nbsp & nbsp & nbsp
      4. yra labiausiai panaši į Saulę? PATARIMAS: Norėdami rasti Saulės klasifikaciją, spustelėkite Saulė. & nbsp & nbsp & nbsp ________________ & nbsp & nbsp & nbsp

      Šiame ir tolesniuose skyriuose mes šiek tiek gilinamės į energijos lygių ir atomų perėjimų detales.

      Atomai, molekulės ir jonai (kurie yra elektrai įkraunami atomai ir molekulės) turi susietų elektronų vidines energijos būsenas (kurios paprastai vadinamos energijos lygiais).

      Būsenos iš tikrųjų turi daugybę charakterizuojančių parametrų, tačiau jų turima energija (palyginti su tam tikra patogia nulinio taško energija) paprastai yra svarbiausia, taigi ir bendras pavadinimas energijos lygiai.

      Tai diktuoja kvantinė mechanika --- tai yra geriausiai patikrinta iš visų fizikos teorijų.

      Yra klaidų skaičiavimuose ir eksperimentuose, tačiau nė vienas anominis žmogus niekada neatsispyrė išpuoliui.

      Tai sukeltų stulbinantį paradigmos pokytį, jei kada nors būtų pateikta tikrai neteisinga kvantinės mechanikos prognozė.

      Deja, kvantinę mechaniką labai sunku pritaikyti, todėl yra daugybė sričių, kuriose mes NEGALI išgauti iš jo atsakymą.

      Tačiau yra daugybė sričių, kuriose galima gauti bent apytikrius atsakymus.

      "Kiekybinis" reiškia, kad energijos lygiai sudaro atskirą rinkinį, pavyzdžiui, sveikieji skaičiai ir NE kontinuumas kaip tikrieji skaičiai.

      Kvantinėje mechanikoje dalelės turi bangų pobūdį, taip pat dalelių pobūdį. Šis faktas turi bangų dalelių dvilypumą.

      Bangos dalelės funkcija (atsižvelgiant į įprastą simbolį & Psi, kuri yra graikų raidė Psi, vokalizuota „si“) lemia dalelės pozicijų pasiskirstymą ir visa kita, ką galima žinoti apie dalelę.

        Kvantinėje mechanikoje dalelė yra NE viskas vienoje vietoje, tačiau yra nuolatinis pozicijų superpozicija.

      Taigi dalelė pasklinda erdvėje.

      Dabar, turint bangų prigimtį, natūralu, kad kvantuojama, jei sistema / dalelė yra surišta --- t. Y. Dalelė NEGALI keliauti į begalybę.

      Tai pasakytina ir makroskopiniu lygiu.

      Koncertas A (dažnis 440 Hz) yra bendras muzikinio aukščio raumenų derinimo standartas. Tarkime, kad jums svarbiausias 1 metro vibruojantis stygas skleidžiantis koncertas „Garsas“. Koks yra vibruojančių styginių bangų fazinis greitis? Atkreipkite dėmesį, kad turite pateikti skaitinę vertę ir jos vienetą.

      PATARIMAS: Iki šio punkto turėsite perskaityti skyrių „Kiekybinės būsenos“ --- kaip ir turėjote --- ir turėsite atlikti šiek tiek algebros pagal aukščiau pateiktame paveikslėlyje pateiktą dažnio formulę (vietinės nuorodos bendroji nuoroda: stovėjimo_bangos.html) gauti algebros simboliuose formulę su v_phase = kažkas. Taip pat atkreipkite dėmesį, kad vienetai traktuojami kaip ir algebriniai simboliai, nes jie yra algebriniai simboliai.

      Klasikinis kvantinės mechaninės kvantinės sistemos pavyzdys yra kvantinis harmoninis osciliatorius.

        Makroskopinis klasikinis harmoninis osciliatorius pavaizduotas animacijos paveikslėlyje žemiau (vietinė nuoroda / bendroji nuoroda: harmonic_oscillator.html for fun.

      Tarkime, kad kvantinis harmoninis osciliatorius vykdo perėjimą tarp n = 7 ir n = 3 energijos lygių ir skleidžia fotoną (šviesos dalelę), kuris nuneša prarastą energiją. Kiek energijos fotonas turi & # 295 & omega vienetais? PATARIMAS: Turėsite naudoti formulę, parodytą aukščiau esančiame paveikslėlyje (loca link / general link: qm_harmonic_oscillator.html).

      Žemiau pateiktame paveikslėlyje (vietinė nuoroda / bendroji nuoroda: atom_diagram_abstract.html) pateikiama abstrakta atomo diagrama, kurioje vyksta atomo perėjimas (t. Y. Perėjimas tarp energijos lygių).

      Jie atrodo kaip neryškūs maži kamuoliukai.

      Tam yra rimta priežastis.

      Jie yra neryškūs maži kamuoliukai.

      Jie tiesiog neturi aštrių briaunų.

      Dėl to atomų vaizdai NE daug pasako apie atomų būsenas: t. y. apie jų energijos lygio struktūrą.

      Taigi žmonės dažnai naudoja standartines abstrakčias diagramas, kad suprastų atominės energijos lygio struktūrą.

      Labiausiai standartinės yra „Grotrian“ diagramos, kurias mes pateikiame žemiau skyriuje „Grotrian Diagrams“.

      Žemiau esančiame paveikslėlyje (vietinė nuoroda / bendra nuoroda: atom_gold.html) yra aukso vaizdas - matote neryškius mažus kamuoliukus.

      Vertikali ašis rodo energiją.

      Visi kiti charakterizuojantys parametrai (paprastai vadinami kvantiniais skaičiais) yra absorbuojami į stulpelius.

      Energijos lygiai atitinkamame stulpelyje pateikiami taškais arba horizontalių linijų atkarpomis.

      Galimas atomų perėjimas žymimas įstrižomis linijomis --- išskyrus dažniausiai svarbius atominio vandenilio arba vandenilio atomų atvejus. Atominiai perėjimai kolonose paprastai yra draudžiami - jie gali įvykti, bet NE stipriu procesu --- stiprus procesas yra draudžiamas --- gali vykti silpnesni procesai.

        Vandenilio atomas ir vandenilio atomai yra ypatingi atvejai, nes juose yra daug tos pačios energijos energijos lygių (t. Y. Degeneruotos energijos lygiai). Išsigimę energijos lygiai yra tik parodomi kaip vienas bendras lygis, o sujungtų lygių rinkinys sudaro tik vieną stulpelį. Atomo perėjimai dabar yra tarp sujungtų lygių ir yra pavaizduoti vertikaliomis linijomis.

      Nulinė Grotrio diagramos energija paprastai pasirenkama kaip pagrindinės būsenos energija --- kuri yra pagrindine prasme NE nulio, bet nulio nulio taško energija. Manau, kad taip yra todėl, kad tikslias nulinio taško energijos vertes gali būti sunku gauti ir dažnai yra žinojimas, kas yra šios vertės NE reikia.

      Elektrono voltas (lygus 1,602176565 (35) * 10 ** (- 19) džauliams) yra mikroskopinis energijos vienetas. Tai yra natūralus energijos lygių vienetas, nes išorinių elektronų atomų perėjimai paprastai yra 1 eV iki 2 dydžių.

      Mes nagrinėjame Grotrio diagramas ir atomų perėjimus toliau pateiktuose poskyriuose.

      Vandenilis yra gausiausias stebimos visatos elementas.

      Atomų perėjimai (AKA linijos), skleidžiantys absorbuoti fotonus, dažnai vadinami atominėmis linijomis arba tiesiog linijomis - dėl priežasčių, kurias pasieksime žemiau.

      Linijos stiprumas miglotai kalba apie jos poveikį aplinkos elektromagnetinės spinduliuotės laukui. Poveikis gali būti aplinkos elektromagnetinės spinduliuotės spinduliavimas arba absorbcija.

      Kiek stipri linija, priklauso nuo daugelio dalykų - per daug, kad čia galėčiau kalbėti šlovingai.

      Tačiau pagrindinis dalykas yra tai, kaip mažai energijos yra energijos lygiuose, kurie sudaro viršutinę ir apatinę linijos būsenas.

      Kuo žemesnė šių energijos lygių energija, tuo stipresnė linija linkusi būti.

      Taip yra todėl, kad kuo žemesnė energijos lygio energija, tuo daugiau atomų paprastai užima tą energijos lygį. Pagrindinės būsenos energijos lygis paprastai yra didžiulis užimtas energijos lygis.

        Energijos lygių užimtumą dažnai lemia temperatūra.

      Tiesą sakant, daugumoje temperatūrų užsiėmimas sparčiai mažėja, kai energijos lygis didėja.

      Viena iš minėtos diskusijos išvadų yra ta, kad atominiai perėjimai, kai žemesnis energijos lygis yra pagrindinė būsena, dažnai būna labai stiprūs.

      Iš tikrųjų pasitaiko draudžiamų linijų (t. Y. Įvyksta šie atomų perėjimai), tačiau pagrindinis procesas yra draudžiamas, todėl draudžiamos linijos būna silpnos.

      Tačiau draudžiamos linijos, jungiančios pagrindinę būseną, dažniausiai yra pačios stipriausios draudžiamos linijos. Jie paprastai būna labai svarbūs, kai tik draudžiamos linijos jungiasi su pagrindine būsena nuo žemiausio energijos lygio. Šiuos energijos lygius paprastai užima aukštas užimtumas, tuo tarpu leistinos atominės linijos atsiranda dėl žemo užimtumo aukštesnio energijos lygio. Taigi leidžiamos atominės linijos gali tapti silpnos, palyginti su šiuo atveju uždraustomis linijomis.

        Perskaitykite aukščiau pateiktą poskyrį „Stiprios atominės permainos“ ir paveikslą su neutralaus vandenilio Grotrio diagrama, parodyta aukščiau esančiame paveikslėlyje (vietinė nuoroda / grotrian_01_00_H_I.html). Ar taip padarei? & nbsp & nbsp & nbsp Y / N & nbsp & nbsp & nbsp

      Matomosios šviesos bangos ilgio atskaitos taškas yra 0,4–0,7 ir mama = 400–700 nm = 4000–7000 ir Aringas.

      Tiesą sakant, tikrasis diapazonas priklauso nuo sąlygų ir individualių savybių. Idealiomis sąlygomis žmonėms, turintiems labai jautrią žmogaus regą, matomas labai didelis žmogaus matomas diapazonas ir 310–1050 nm.

      Kas, jūsų manymu, yra matomos juostos stipriausios ir silpniausios atominės vandenilio linijos, skleidžiančios atskaitos tašką (matavimo riba 0,4–0,7 ir mama)? PATARIMAS: Prisiminkime 6 užduotį, poskyrį „Stipri atomo perėjimai“ ir neutralaus vandenilio Grotrio diagramą, parodytą aukščiau esančiame paveikslėlyje (vietinis ryšys / grotrian_01_00_H_I.html). & nbsp & nbsp & nbsp _____________________, _____________________

      Helis yra antras pagal gausumą stebimos visatos elementas. Taigi tai svarbu.

      Apatinis linijos He I 5876 & Aring energijos lygis yra _____________________ linijos, esančios ________________ bangos ilgio juostoje, viršutinis energijos lygis. PATARIMAS: Turite perskaityti aukščiau pateiktą „He I“ Grotrio diagramą (vietinė nuoroda / grotrian_02_00_He_I.html).

        „Metalas“ čia naudojamas astro-žargonine prasme, kuris reiškia bet kurį elementąNEvandenilis arba helis.

      Kalcis taip pat yra svarbus ingredientas daugelyje kontekstų, įskaitant gyvenimą, kurį mes žinome.

      Atominės linijos, atsirandančios dėl jų pirminio atomo pagrindinės būsenos, paprastai yra labai stiprios, nes pagrindinė būsena dažniausiai užvaldo labiausiai užimtą bet kokį energijos lygį.

      Dabar Ca II H & K linijos ir Ca II 7291 & Aring ir 7323 & Aring linijos kyla iš pagrindinės Ca II būsenos. Tačiau Ca II H & K linijos paprastai yra daug stipresnės. PAAIŠKINKITE kodėl su trumpu atsakymu sakinio forma. PATARIMAS: Turėtumėte perskaityti poskyrį „Stipri atominiai perėjimai“ ir „Ca II“ Grotrio diagramą (vietinė nuoroda / bendroji nuoroda: grotrian_20_01_Ca_II.html).

      Atominių linijų stiprybės astrofiziniuose spektruose, be daugelio kitų dalykų, priklauso nuo elementų, kurie juos sukelia, gausos.

      Iš tikrųjų kosminė kompozicija tam tikrais aspektais yra gerai žinoma.

      Virš kokio atominio skaičiaus Z jūs tikitės, kad astrofiziniuose spektruose elementai turi palyginti silpnas spektrines linijas? Kodėl? PATARIMAS: Turėtumėte perskaityti kosminės sudėties poskyrį ir aukščiau pateiktą saulės sudėties paveikslą (vietinė nuoroda / bendra nuoroda: saulės_kompozicija.html) ir atkreipti dėmesį į tai, kur apskritai sumažėja iki apibrėžto mažesnio gausumo elgesio (išskyrus šiek tiek didesnę nei Z = 1).

      Atkreipkite dėmesį, kad silpnesnių spektro linijų lūkesčiai dėl pakankamai aukšto Z yra tik bendri. Dėl kai kurių atomų būdingų aukšto Z srities savybių tam tikromis aplinkybėmis kai kurios jų spektro linijos gali būti labai stiprios.


      Žvaigždžių rūšys

      Astronomus visada žavėjo jų pastebėti skirtingų dydžių ir spalvų žvaigždės. 1817 m. Vokiečių instrumentų gamintojas Josephas von Fraunhoferis pritvirtino spektroskopą prie teleskopo ir nukreipė jį į žvaigždes. Jis nustatė, kad skirtingų žvaigždžių spektruose yra skirtingos absorbcijos linijos. Iš pradžių astronomai nesuprato, kodėl skirtingos žvaigždės turi skirtingas absorbcijos linijas. Nepaisant to, 1900-ųjų pradžioje Harvardo koledžo observatorijos astronomų komanda pradėjo projektą ištirti šimtų tūkstančių žvaigždžių spektrus. Jie norėjo sukurti išsamią spektrinę klasifikavimo sistemą, pagrįstą matomomis absorbcijos linijomis. Jie pritaikė esamą spektrinės klasės sistemą, kuri žvaigždėms priskyrė raidę nuo A iki O, atsižvelgiant į Balmerio serijos absorbcijos linijų stiprumą.

      Naujoji sistema pertvarkė klases pagal tvarką OBAFGKM kur O žvaigždės yra pačios karščiausios ir kiekviena iš eilės einanti klasė yra šaunesnė M būti šauniausiomis žvaigždėmis. Kiekviena raidė taip pat buvo padalinta į dešimtąsias diapazono dalis, prie galo pridedant skaičių 0–9. O žvaigždės yra mažiausiai paplitusios ir M yra dažniausiai sutinkami pagrindinėje žvaigždžių sekoje. Žvaigždės, esančios netoli savo gyvenimo pradžios ar pabaigos, nėra šios klasifikacijos dalis. Naujoji klasifikavimo sistema buvo paskelbta 1920-aisiais ir joje buvo 225 300 žvaigždžių. Tai buvo vadinama Henry Draper katalogas nes finansavimą projektui skyrė Henry Draperis.

      Didžiąją projekto darbo dalį atliko Annie Jump Cannon, Williamina Fleming ir Antonia Maury bei Edwardas Pickeringas.


      1. Įvadas

      [2] Atmosferos aerozolio dalelės tiesiogiai modifikuoja žemės radiacijos balansą, sugerdamos ir išsklaidydamos saulės spinduliuotę. Naujausi modeliavimo ir lauko tyrimai rodo, kad aerozolio šviesos absorbcija yra svarbus klimato priverstinis komponentas. Pavyzdžiui, šviesą sugeriančių aerozolių tiesioginis radiacinis spaudimas gali būti didesnis nei metano ir lygus maždaug trečdaliui anglies dioksido [ Jokūbsoną, 2001]. Indijos vandenyne atlikto eksperimento stebėjimai parodė, kad aerozolių sukelti regioninių radiacinių srautų pokyčiai gali būti didesne tvarka nei pasaulinis vidutinis aerozolių ar šiltnamio efektą sukeliančių dujų priverstinis poveikis [ Krišnanas ir Ramanatanas, 2002 ir nuorodos jose]. Regiono stabilumo pokyčiai, kuriuos sukelia atmosferos kaitinimas šviesą sugeriančiuose aerozoliuose, gali pakeisti didelio masto cirkuliaciją ir hidrologinį ciklą, todėl, matyt, reikia atsižvelgti į pastebėtus temperatūros ir kritulių pokyčius Kinijoje ir Indijoje [ Menonas ir kt., 2002]. Šios išvados pabrėžia poreikį suprasti aerozolio šviesos absorbcijos vaidmenį klimato pokyčiuose, todėl reikia įtraukti realius aerozolių ir jų radiacinių jėgų vaizdus. Tačiau naujausi klimato kaitos vertinimai rodo, kad reikia geriau išmatuoti aerozolio atmosferos masės koncentraciją ir optines savybes, siekiant sumažinti klimato modelių neapibrėžtumą [ Houghton ir kt., 2001 V. Ramanathan ir kt., Nacionalinė mokslinių tyrimų imperatyvioji baltoji knyga, Nacionalinė aerozolių ir klimato sąveikos programa, 2002 m., Prieinama http://www-nacip.ucsd.edu/NACIPWhitePaperMay2102.pdf].

      [3] Juodoji anglis (BC), pagrindinė suodžių sudedamoji dalis, yra efektyviausios šviesą sugeriančios aerozolių rūšys matomame spektre. Klimato modeliuose BC paprastai traktuojama kaip vienintelis šviesą sugeriantis aerozolio komponentas. Manoma, kad BC šviesos absorbcija kinta silpnai nuo bangos ilgio [pvz., Bergstromas ir kt., 2002]. Kiti aerozolių komponentai, pasižymintys stipresne absorbcijos spektrine priklausomybe, prisideda prie absorbcijos esant trumpesniam šviesos bangos ilgiui. Laboratorija [ Lindberg ir kt., 1993] ir nuotolinio stebėjimo [ Dubovik ir kt., 2002] matavimai parodė, kad aerozoliai virš dykumos regionų pastebimai sugeria mėlynos ir trumpesnės bangos (t. Y. Mažesnių nei 500 nm) šviesą. Tam tikri organiniai junginiai taip pat sugeria mėlyną ir ultravioletinę spektro sritis [ Jokūbsoną, 1998, 1999]. Pirogeniniai aerozoliai gali absorbuotis dėl spalvotų organinių junginių [ Mukai ir Ambe, 1986 m.], Kurį „rudoji anglis“ vadina Formenti ir kt. [2003]. Įrodyta, kad deginant pušies spyglių deginimą, susidaro tirpios dalelės (t. Y. Ne BC), kurios turi stiprią absorbcijos spektrinę priklausomybę [ Pattersonas ir McMahonas, 1984]. Panašiai įrodyta, kad deginant žemą temperatūrą akmens anglimis susidaro dalelės, kurios labai priklauso nuo absorbcijos bangos ilgio [ Obligacija, 2001 Bondas ir kt., 1999a].

      [4] Organinės anglies (OC) vaidmuo šviesos absorbcijoje nėra išsamiai ištirtas. Aerozolio šviesos absorbcija paprastai matuojama vienu bangos ilgiu, kur tikimasi, kad BC bus pagrindinis šviesos absorbentas, pavyzdžiui, esant 570 nm, naudojant dalelių suodžių absorbcijos fotometrą (PSAP) [ Bondas ir kt., 1999b] arba esant 880 nm bangos ilgiui, naudojant aetalometrą [ Hansenas ir kt., 1984]. Tiek, kiek OC sugeria matomą šviesą, jis gali būti nereikšmingas tiesioginio aerozolinio radiacinio forsavimo veiksnys. Jei modeliuose neįvertinta aerozolių šviesos absorbcijos spektrinė priklausomybė, aerozolio teigiamas radiacinis spaudimas bus nepakankamai įvertintas [ Obligacija, 2001]. Be to, ultravioletinių saulės spindulių išnykimas aerozoliu gali sumažinti troposferos ozono koncentraciją dėl sumažėjusio fotolizės greičio [ Jokūbsoną, 1999 Vuilleumier ir kt., 2001 Martin ir kt., 2003]. Kadangi pasaulinis vidutinis troposferos ozono radiacijos poveikis yra panašus į BC [ Houghton ir kt., 2001], aerozolių išnykimas ultravioletinių spindulių spektro srityje gali paveikti klimato pokyčius, be atmosferos fotochemijos ir oro kokybės.

      [5] Šiame tyrime mes išmatavome aerozolio šviesos absorbcijos spektrinę priklausomybę ir OC vaidmenį. Eksperimentai apėmė du aerozolių šaltinius, kurie reikšmingai prisideda prie atmosferos masės koncentracijos: motorinės transporto priemonės, įskaitant dyzelinius sunkvežimius ir autobusus, ir biomasės deginimas, įskaitant savanos ir medienos deginimą. Čia aptarti rezultatai rodo, kad šie aerozolių tipai pasižymi skirtingomis šviesos absorbcijos charakteristikomis, susijusiomis su jų sudėtimi. Rezultatai pateikiami kartu su ankstesnių tyrimų susijusių išvadų apžvalga ir neaiškumų aptarimu.


      Radiacinio perdavimo mėginių ėmimas (vienalytės atmosferos / paviršiaus savybės, heterogeninė geometrija)

      Norint tinkamai užfiksuoti dažnio ir emisijos kampų įvairovę, reikės imti imtį, kad apimtų visą stebimą diską. Tiksliau, kai FOV yra daug mažesnis už objekto diską (pvz., Žemiausios, galūnės, okultacijos ir paieškos stebėjimai), atliekant radiacinio perdavimo skaičiavimą paprastai pakanka vieno geometrijos parametrų rinkinio. Šiuo atveju FOV ima platų apšvietimo ir paviršiaus savybių diapazoną (pvz., FOV yra palyginamas ir (arba) didesnis nei objekto diskas), tokiu atveju reikia apskaičiuoti spinduliuotės perdavimo simuliacijas skirtingomis geometrijomis, kurios būtų tada integruota, kad susidarytų vienas bendras planetos srautas. Pagal numatytuosius nustatymus PSG kiekvienam modeliavimui nustato vieną geometrijos parametrų rinkinį ir vieną spinduliuotės perdavimo skaičiavimą, tačiau mes į PSG integravome algoritmą, leidžiantį paimti stebimo disko pavyzdžius į panašaus kritimo / emisijos kampų poskyrius.

      Algoritmas imamas kaip įvestis N, arba disko atranka parametras (įvestas tikslinėje skiltyje), apibrėžiantis kritimo ir išmetimo kampų kampų skaičių. Kadangi šie kampai svyruoja nuo 0 iki 90, N = 5 sukeltų dalijimąsi su 18 & laipsnių šiukšliadėžėmis ir sukeltų 22 skirtingus spinduliavimo perdavimo regionus, kaip aprašyta toliau pateiktame paveikslėlyje. Skaičiavimo reikalavimas sudaro kvadratinę skalę su N, todėl sąmoningai reikia pasirinkti tikslumą ir našumą. Numatytasis yra N = 1, todėl tipinės klaidos yra mažesnės nei 5% srauto, tuo tarpu N = 3 pasiekia tipines klaidas, mažesnes nei 1%, o N = 10 - srauto tikslumą geriau nei 0,1%.

      Disko pavyzdžių ėmimo metodika: kai pluoštas ima platų kritimo ir emisijos kampų diapazoną, PSG leidžia padalyti stebimą diską į panašių kritimo / emisijos kampų poskyrius. Mėginių ėmimo parametras (N, disko dalinis mėginių ėmimas) nurodo kritimo ir emisijos kampų kampų skaičių. Paprastai N = 3 pasiekia mažesnes nei 1% paklaidas, o N = 10 srauto tikslumas yra geresnis nei 0,1%.

      Nesubalansuotos atmosferos (ne LTE)

      kur n yra viršutinio (u) ir apatinio (l) lygių populiacijos, g statistiniai svoriai, T vietinė kinetinė temperatūra, Clu ir Cul atitinkamai susidūrimo sužadinimo ir atsipalaidavimo rodikliai,lu ir Aul yra Einšteino foto absorbcijos ir savaiminio spinduliavimo koeficientai ir & rho galimas sužadinimo srautas. Einšteino koeficientai yra aptariamų lygių radiacinės savybės, o susidūrimo greičiai priklauso nuo vietinės temperatūros (& alfa √T) ir tankio. Esant dideliam slėgiui, radiacijos procesuose dominuoja susidūrimai (C & Gt Aul arba C & Gt Blu), o santykines lygių populiacijas galima paprasčiausiai apibūdinti Maxwell – Boltzmanno statistika (LTE), priklausomai nuo vietinės kinetinės temperatūros. Regionuose, kuriuose yra stiprūs išoriniai spinduliavimo laukai (& rho), o susidūrimai dažnesni (C & Lt A)ul arba C ir B Ltlu), radiaciniai parametrai pradeda apibrėžti molekulės energijos balansą ir jo spinduliuojantį spektrą (ne LTE).

      Kaip gražiai apibendrino Appleby (1990), ne LTE pradeda tapti aktuali metanui milžiniškų planetų (pvz., Jupiterio, Saturno, Urano, Neptūno) atmosferoje mezosferoje esant žemesniam nei 0,1 mbar slėgiui. CO2 turtingos atmosferos (pvz., Marsas, Venera), efektyvūs šios molekulės susidūrimo rodikliai palaiko LTE iki daug mažesnio tankio (> 1 ubaras, Lopez-Puertas ir López-Valverde 1995). Karštųjų milžinų atmosferoje dėl stipresnių spinduliuotės laukų ši riba bus gilesnė į atmosferą, o aukštesnė kinetinė temperatūra išlaikys LTE toliau atmosferoje. Cheminės reakcijos taip pat veda molekules į labai sužadintas pusiausvyros būsenas, iš kurių išsiskiria diagnostiniai fotonai, kaip tai būna dienos šviesos O atveju.2(1 & Delta) emisija stebi O fotodestruktūrą3 sausumos atmosferoje (Novak ir kt. 2002).

      Ne LTE diegimas PSG: radiacinis PSG perdavimo modulis PUMAS leidžia suvartoti nesubalansuotas energijos lygių populiacijas, kurias jis naudos apskaičiuodamas kiekvieno triukšmo ir šaltinio funkcijas kiekvienam sluoksniui (Kutepov et al. 1998). Konkrečiai, PSG leidžia modeliuoti dažniausią ne LTE atvejį, kai daroma prielaida, kad vibracijos lygis yra pusiausvyros pusiausvyroje, o rotacinės populiacijos yra subalansuotos. Tuo tikslu vartotojas turi pateikti vertikalius kiekvienos izotopologo ir vibracinės juostos vibracijos temperatūros [K] (apskaičiuotos pagal pagrindo būseną) profilius „Tvib [MOL: ISO: IDvib]“ (MOL: HITRAN) pavidalu. molekulinis ID, ISO: izotopologo ID, IDVib: vibracinės juostos ID, kaip apibrėžta izotopologui [žr. vibracines juostas linijinio sąrašo žinyne]). Pavyzdžiui, „Tvib [6: 1: 7]“ atitiktų pagrindinio CH izotopo v3 = 1 lygį4.

      Ne LTE spinduliuotės modeliavimas: Kadangi atmosferą bombarduoja didelės energijos fotonai iš jų partnerių žvaigždžių, viršutiniai sluoksniai efektyviai spinduliuoja ne LTE procesais. Šis pusiausvyros sutrikimas pastebėtas daugelyje mūsų Saulės sistemos planetų (parodyta ne LTE metano aptikimas Jupiter Encrenaz ir kt., 1996 Drossart ir kt., 1999), be abejo, jis veikia daugelyje egzoplanetų atmosferos.

      Prietaiso parametrai

      Šiame skyriuje vartotojas apibrėžia norimas sintetinių spektrų charakteristikas (bangos ilgio diapazoną, skiriamąją gebą, norimą spinduliuotės srautą, triukšmo efektyvumą ir kt.). Stebėdamas antžeminėse observatorijose, PSG leidžia paveikti sintetinius spektrus telūrine absorbcija. Įrankis turi prieigą prie Telluric laidumo duomenų bazės, iš anksto apskaičiuotos 5 aukščiams ir 4 vandens stulpeliams kiekvienam atvejui (iš viso 20 atvejų). Įrankis taip pat gali atlikti triukšmo (ir signalo ir triukšmo santykio) skaičiavimą, pateikdamas išsamią informaciją apie detektorių ir teleskopo veikimą.

      • Vienas teleskopas: šis režimas yra klasikinė observatorijos / prietaiso optinė sąranka, kurioje etendiją apibrėžia faktinis pagrindinio veidrodžio A surinkimo plotasTele ir jo atitinkamas vientisas kampas & Omega.
      • Interferometras: šiam režimui būdingas etendija, proporcinga antenų skaičiui (pvz., ALMA), kurioje ATele = nTele& sdot & pi & sdot [DTele/2] 2 .
      • Koronagas: Koronagrinos modelyje žvaigždžių srautus silpnina kontrastas, o planetinius ir foninius parašus silpnina vainikėlių perkėlimo funkcija, kuri priklauso nuo darbinio kampo (L / D). Vartotojas gali pateikti išsamias vainikinių elementų perdavimo funkcijas, o PSG turi kelių observatorijų kreives. Kita vertus, vartotojas gali pateikti vainikinio korpuso vidinį darbinį kampą (IWA), tačiau vainikinės žarnos branduolio pralaidumas turėtų būti įtrauktas į bendrą sistemos pralaidumą. Pateikdamas IWA vertę, PSG daro prielaidą, kad pralaidumas yra mažiausias (kontrastas) per pusę vidinio darbinio kampo (IWA), jis pasiekia 50% pagrindinio pralaidumo IWA, o šerdį pasiekia 1,5 karto didesnis už IWA. Šiam režimui aktualus ir „Exozodi“ lygis, nurodantis zodiako dulkių kiekį egzoplanetinėje sistemoje w.r.t žemės Zodiako srautų atžvilgiu (žr. Toliau).
      • AOTF + grotelės: šis režimas apibūdina teleskopą / prietaisus, kuriuose tarp įėjimo optikos ir spektroskopinės grotelės yra Acousto-Optical-Tunable-Filter (AOTF) filtras (pvz., ExoMars / TGO). AOTF galima apibūdinti 6 parametrais (reikia tik centro): centras [cm -1], plotis [cm -1], šoninių skritulių koeficientas, pagrindas, gausų plotis [cm -1], koeficientas. Grotelės apibūdinamos dviem parametrais: centras [cm -1, reikalingas] ir plotis [cm -1].
      • LIDAR sistema: šiuo režimu „lazerinis“ šaltinis įterpiamas į FOV kaip papildomą spinduliuotės srautą, spinduliu [FWHM] aprašant šaltinio lazerio divergenciją, o DTele imtuvo skersmuo. Du parametrai apibūdina lazerio intensyvumą, jo didžiausią galią [W] ir veikimo ciklą [%] (ĮJUNGTA / ĮJUNGTA + IŠJUNGTA). Laikoma, kad integravimo laikas skirtas visam spektriniam nuskaitymui, taigi 1 sek. Integravimo laikas 100 spektrinių taškų atitiktų 10 ms integravimo laiką vienam spektriniam taškui. Standartinis atvejis daro prielaidą, kad imtuvas yra sujungtas su lazerio šaltiniu, kad būtų galima gauti žemutinę / observatorijos geometriją (kai paviršius elgiasi kaip Lambertianas), o galūnių geometrijoje PSG daro prielaidą, kad imtuvas yra kitoje okultacijos pusėje. Įvedant antrąją vertę į darbo ciklo lauką, apibrėžiama, kad imtuvas / šaltinis taip pat yra išdėstytas galūnių geometrijai, o ši papildoma vertė nustato reflektoriaus atspindį kitoje okultacijos pusėje.

      Instrumento modelis: Mes nustatėme 14 pagrindinių parametų, kurių pakanka apibūdinti bendras konkretaus teleskopo / prietaisų derinio galimybes ir veikimą, ir dabar rengiame prietaisų modelių duomenų bazę, kuri padės vartotojui apibrėžti pagrindinius parametrus. instrumentas.

      Spinduliavimo ir bangos ilgio vienetai

      PSG leidžia apskaičiuoti sintetinius srautus daugybe galimų vienetų. Konversijai naudojamos konstantos yra: & lambda yra bangos ilgis mikronais (& mama), c yra šviesos greitis (299792458 m / s), ASR yra 2 lanko sekundės per steradianą (4,2545166E + 10), h yra Plancko konstanta (6,6260693) E-34 W s 2), k yra Boltzmanno konstanta (1.380658E-23 J / K), ATele yra bendras observatorijos surinkimo plotas (m 2, nTele& sdot & pi & sdot [DTele/ 2] 2), o „Omega“ yra stebėjimų matymo laukas (steradianas).


      Žiūrėti video įrašą: Attitudes toward working women in the 1950s (Gruodis 2022).