Astronomie

Linienflussverhältnisse in aktiven Galaxien

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Guten Tag an alle.

Ich wollte wissen, welche Bedeutung die Schätzung von Linienflussverhältnissen in aktiven Galaxien hat? Was hilft bei der Charakterisierung?

Wie in Lyman $alpha /$Kohlenstoff IV oder Mg II$/$Kohlenstoff IV oder Kohlenstoff III$/$Kohlenstoff IV

Haben Sie dazu Referenzen? Bitte teilen.


Beweise für GN-z11 als leuchtende Galaxie bei Rotverschiebung 10.957

GN-z11 wurde photometrisch als leuchtender Kandidat für eine Sternentstehungsgalaxie bei Rotverschiebung ausgewählt z > 10 auf der Grundlage von Bilddaten des Hubble-Weltraumteleskops 1 . Nachfolgende Nahinfrarot-Grism-Beobachtungen des Hubble-Weltraumteleskops entdeckten einen Kontinuumsbruch, der als der Lyα-Bruch entsprechend (z = 11.09_< - 0.12>^< + 0.08>) erklärt wurde (Ref. 2). Die genaue Rotverschiebung blieb jedoch unklar. Hier berichten wir über einen wahrscheinlichen Nachweis von drei ultravioletten Emissionslinien von GN-z11, die als [C iii ] λ1907, C iii ] λ1909 Dublett und O iii ] λ1666 at . interpretiert werden können z = 10,957 ± 0,001 (als das Universum nur war

3 % des aktuellen Alters). Dies steht im Einklang mit der Rotverschiebung der vorherigen Grism-Beobachtungen, die GN-z11 als die am weitesten entfernte bisher bekannte Galaxie unterstützen. Seine ultravioletten Linien stammen wahrscheinlich von dichtem ionisiertem Gas, das bei niedrigen Rotverschiebungen selten zu sehen ist, und seine starke [C iii ]- und C iii ]-Emission ist teilweise auf einen aktiven galaktischen Kern oder eine erhöhte Kohlenstoffhäufigkeit zurückzuführen. GN-z11 ist leuchtend und jung, jedoch von mäßiger Masse, was auf einen schnellen Aufbau stellarer Masse in der Vergangenheit hindeutet. Zukünftige Einrichtungen werden in der Lage sein, die Vorläufer solcher Galaxien bei höherer Rotverschiebung zu finden und die kosmische Epoche zu Beginn der Reionisation zu erforschen.


Linienflussverhältnisse in aktiven Galaxien - Astronomie

Heckman (1980) identifizierte eine Klasse von Niedrigionisations-Kernemissionslinien-Galaxien (LINERs) mit sehr niedriger Kernleuchtkraft. Spektroskopisch ähneln sie Seyfert-2-Galaxien, nur dass die Niedrigionisationslinien, z. B. [O I] 6300 und [N II] 6548, 6583, relativ stark sind. LINER sind sehr verbreitet und könnten in fast der Hälfte aller Spiralgalaxien in nachweisbaren Mengen vorhanden sein (Ho, Filippenko und Sargent 1994). Ein Beispiel für ein LINER-Spektrum ist in der Figur gezeigt.

Das [O III] / H-Flussverhältnis wird oft verwendet, um Seyfert-Galaxien von anderen Arten von Emissionslinien-Galaxien zu unterscheiden. Das Kriterium, dass das Flussverhältnis [O III] / H > 3 in AGNs jedoch kein robuster Indikator ist, da dieses Flussverhältnis auch für niedrigmetallische HII-Gebiete typisch ist. Tatsächlich können LINER-, Seyfert-Galaxie- und HII-Regionsspektren nicht eindeutig auf der Grundlage eines einzelnen Flussverhältnisses von irgendeinem Linienpaar voneinander unterschieden werden. Baldwin, Phillips und Terlevich (1981) haben jedoch gezeigt, dass verschiedene Arten von Objekten mit oberflächlich ähnlichen Emissionslinienspektren (d. h. charakteristisch für ein 10 4 K-Gas) unter Berücksichtigung der Intensitätsverhältnisse von . unterschieden werden können zwei Linienpaare Die relativen Stärken verschiedener Linien sind eine Funktion der gestalten des ionisierenden Kontinuums und können daher verwendet werden, um beispielsweise zwischen Schwarzkörper- und Potenzgesetz-Ionisierungsspektren zu unterscheiden. Abbildung 2.3 ist ein Beispiel für ein ``BPT''-Diagramm (für Baldwin, Phillips und Terlevich), das zeigt, wie LINERs von normalen HII-Regionen und normalen AGNs (Seyferts und QSOs) auf der Grundlage der 5007/H, [N II] 6583/H und [S II] 6716, 6731/H Flussverhältnisse. Hier ist zu sehen, dass die Seyfert 2s hohe Werte für jedes Verhältnis aufweisen. H II-Regionen definieren einen Ort mit niedrigeren Werten, der sich nicht mit der Region des Parameterraums überlappt, die von den Seyferts eingenommen wird. Die LINER unterscheiden sich von den Seyfert 2s durch ihre niedrigen Werte von [O III] 5007 / H relativ zu [N II] 6583 / H und von den H II-Regionen durch ihre größeren Werte von [N II] 6583 / H.

Einige Modelle weisen darauf hin, dass die Emissionslinienspektren von LINERS mit der Photoionisation durch ein Seyfert-ähnliches Kontinuum übereinstimmen, das sehr verdünnt ist. Die Anwesenheit von starkem [OI] 6300 weist besonders auf ein Potenzgesetz-Ionisationsspektrum hin, da das Ionisationspotential von O 0 nahezu identisch mit dem von H 0 ist. Die stoßerregte [OI]-Linie tritt nur in a . auf Zone, die eine ausreichend hohe Elektronendichte und Temperatur aufweist, um das obere Niveau anzuregen. Bei einem stellaren Eingangsspektrum treten diese Bedingungen nur innerhalb der H + Strömgren-Sphäre auf, wo die O 0 -Häufigkeit vernachlässigbar ist. Ein durch ein relativ flaches Potenzgesetz-Spektrum ionisiertes Gas hat jedoch eine ausgedehnte teilweise ionisierte Zone, in der die [O I]-Emission auftritt.

Die Beziehung zwischen LINERs und AGNs ist nicht ganz klar. Einige, aber längst nicht alle LINER scheinen einfach Seyfert-Galaxien mit sehr geringer Leuchtkraft zu sein. Spektren vom LINER-Typ können auch in kühlenden Strömungen, in von Starbursts angetriebenen Winden und in schockbeheiztem Gas erzeugt werden (Heckman 1987, Filippenko 1992).


II - Das Inventar von kaltem Staub und Gas in Galaxien

Die vollständige Bestandsaufnahme der Staubemission von Galaxien wurde bisher durch den Mangel an Weltraumkapazitäten über 200 Mikrometer und durch die Schwierigkeit, die Submillimeter-Emission naher Galaxien mit geringer Oberflächenhelligkeit vom Boden abzubilden, behindert. Infolgedessen können unsere aktuellen Beobachtungen die Emission von kälterem Staub (T<15 K) in Galaxien, die einen großen, vielleicht sogar dominanten Anteil der gesamten Staubmasse ausmachen, nicht eindeutig messen und interpretieren. Die Häufigkeit von sehr kaltem Staub ist umstritten. Der vorläufige Nachweis von ausgedehntem kaltem Staub wurde für eine Handvoll nahegelegener spiralförmiger, elliptischer und niedrigmetallischer Zwerggalaxien auf der Grundlage von Submillimeter- oder FIR-Beobachtungen berichtet (z. B. Galliano et al. 2003, A&A, 407, 159 Dumke et al. 2004, A&A , 414, 475 Meijerink ua 2005, A&A, 430, 427 Hinz ua 2006, ApJ, 651, 874). Eine aktuelle Analyse der SINGS+SCUBA-Daten von Draine et al. (2007) kommt zu dem Schluss, dass sehr kalter (T<10K) Staub nicht mehr als 50% der Gesamtstaubmasse ausmachen kann. Diese Unsicherheiten ergeben sich direkt aus der Schwierigkeit, kalte Staubtemperaturen und -massen aus extrapolierten FIR-Beobachtungen abzuleiten. Herschel wird dieses Problem direkt lösen, indem er nahegelegene Galaxien auf

500 Mikrometer. Die Kombination dieser Daten mit unserer laufenden bodengestützten Bildgebung bei 850 Mikrometer und 1100 Mikrometer Bildgebung mit LABOCA, MAMBO-2 und in Kürze SCUBA-2 wird es uns ermöglichen, die Verteilung und Temperatur des kühleren Staubs zu kartieren, insbesondere in Regionen mit geringer Oberflächenhelligkeit, die für bodengestützte Submillimeter-Teleskope schwierig sind und die kalten Staubmassen der Galaxien auf den Faktor 1,5 beschränkt werden.


Inhalt

Ellipsentrainer Bearbeiten

Auf der linken Seite (in dem Sinne, dass die Sequenz normalerweise gezeichnet wird) liegen die Ellipsentrainer. Elliptische Galaxien haben relativ glatte, strukturlose Lichtverteilungen und erscheinen in fotografischen Bildern als Ellipsen. Sie werden mit dem Buchstaben E bezeichnet, gefolgt von einer ganzen Zahl nein ihren Grad der Elliptizität am Himmel darstellen. Vereinbarungs, nein ist das Zehnfache der Elliptizität der Galaxie, gerundet auf die nächste ganze Zahl, wobei die Elliptizität definiert ist als e = 1 − b / ein für eine Ellipse mit großen und kleinen Halbachsen der Länge ein und b beziehungsweise. [7] Die Elliptizität nimmt im Hubble-Diagramm von links nach rechts zu, wobei sich fast kreisförmige (E0) Galaxien ganz links im Diagramm befinden. Es ist wichtig zu beachten, dass die Elliptizität einer Galaxie am Himmel nur indirekt mit der wahren dreidimensionalen Form zusammenhängt (zum Beispiel kann eine abgeflachte, diskusförmige Galaxie bei frontaler Betrachtung fast rund oder bei Betrachtung stark elliptisch erscheinen Kante auf). Beobachtet haben die am stärksten abgeflachten "elliptischen" Galaxien Elliptizitäten e = 0,7 (bezeichnet als E7). Durch das Studium der Lichtprofile und der Elliptizitätsprofile, anstatt nur die Bilder zu betrachten, wurde jedoch in den 1960er Jahren erkannt, dass die E5-E7-Galaxien wahrscheinlich fehlklassifizierte linsenförmige Galaxien mit großskaligen Scheiben sind, die in verschiedenen Neigungen zu unserer Linie gesehen werden. der Sicht. [8] [9] Beobachtungen der Kinematik von Galaxien vom frühen Typ bestätigten dies weiter. [10] [11] [12]

Beispiele für elliptische Galaxien: M49, M59, M60, M87, NGC 4125.

Lentikular Bearbeiten

Im Zentrum der Hubble-Stimmgabel, wo sich die beiden Spiralgalaxienzweige und der elliptische Zweig treffen, liegt eine Zwischenklasse von Galaxien, die als Lentikular bezeichnet wird und das Symbol S0 trägt. Diese Galaxien bestehen aus einer hellen zentralen Ausbuchtung, die einer elliptischen Galaxie ähnelt und von einer ausgedehnten, scheibenförmigen Struktur umgeben ist. Im Gegensatz zu Spiralgalaxien haben die Scheiben von Lentikulargalaxien keine sichtbare Spiralstruktur und bilden keine nennenswerten Mengen aktiv Sterne.

Beim bloßen Betrachten des Bildes einer Galaxie sind linsenförmige Galaxien mit relativ frontalen Scheiben schwer von elliptischen Galaxien des Typs E0–E3 zu unterscheiden, was die Klassifizierung vieler solcher Galaxien unsicher macht. Bei Betrachtung von der Kante her wird die Scheibe deutlicher, und bei der Absorption bei optischen Wellenlängen sind manchmal markante Staubspuren sichtbar.

Zum Zeitpunkt der ersten Veröffentlichung von Hubbles Galaxienklassifizierungsschema war die Existenz von Lentikulargalaxien rein hypothetisch. Hubble glaubte, dass sie als Zwischenstufe zwischen den stark abgeflachten "Elliptischen" und Spiralen notwendig seien. Spätere Beobachtungen (unter anderem von Hubble selbst) zeigten, dass Hubbles Überzeugung richtig war und die S0-Klasse in die endgültige Darstellung der Hubble-Sequenz von Allan Sandage aufgenommen wurde. [13] In der Hubble-Sequenz fehlen die Galaxien vom frühen Typ mit Scheiben mittlerer Größe, zwischen den Typen E und S0, die Martha Liller bezeichnete ES Galaxien im Jahr 1966.

Linsen- und Spiralgalaxien werden zusammengenommen oft als Scheibengalaxien bezeichnet. Das Flussverhältnis von Bulge-to-Disk in Lentikulargalaxien kann eine Reihe von Werten annehmen, genauso wie es für jeden der morphologischen Typen von Spiralgalaxien (Sa, Sb usw.) der Fall ist. [14]

Spiralen Bearbeiten

Auf der rechten Seite des Hubble-Sequenzdiagramms befinden sich zwei parallele Zweige, die die Spiralgalaxien umfassen. Eine Spiralgalaxie besteht aus einer abgeflachten Scheibe mit Sternen, die eine (normalerweise zweiarmige) Spiralstruktur bilden, und einer zentralen Ansammlung von Sternen, die als Bulge bekannt ist. Bei etwa der Hälfte aller Spiralen wird auch eine stabförmige Struktur beobachtet, wobei sich der Stab von der zentralen Ausbuchtung aus erstreckt und die Arme an den Enden des Stabs beginnen. Im Stimmgabeldiagramm nehmen die regelmäßigen Spiralen den oberen Zweig ein und werden mit dem Buchstaben S bezeichnet, während der untere Zweig die Balkenspiralen mit dem Symbol SB enthält. Beide Arten von Spiralen werden nach dem detaillierten Aussehen ihrer Spiralstrukturen weiter unterteilt. Die Zugehörigkeit zu einer dieser Unterabteilungen wird durch Hinzufügen eines Kleinbuchstabens zum morphologischen Typ wie folgt angezeigt:

  • Sa (SBa) – eng gewunden, glatte Arme groß, heller Mittelwulst
  • Sb (SBb) – weniger eng gewundene Spiralarme als Sa (SBa) etwas schwächere Ausbuchtung
  • Sc (SBc) – locker gewundene Spiralarme, deutlich aufgelöst in einzelne Sternhaufen und Nebel kleiner, schwächerer Wulst

Hubble beschrieb ursprünglich drei Klassen von Spiralgalaxien. Diese wurde von Gérard de Vaucouleurs [15] um eine vierte Klasse erweitert:

  • Sd (SBd) – sehr locker gewickelt, fragmentarische Arme die meiste Leuchtkraft ist in den Armen und nicht in der Ausbuchtung

Obwohl sie strikt Teil des de Vaucouleurs-Klassifikationssystems ist, wird die Sd-Klasse oft in die Hubble-Sequenz aufgenommen. Die grundlegenden Spiraltypen können erweitert werden, um eine feinere Unterscheidung des Aussehens zu ermöglichen. Zum Beispiel werden Spiralgalaxien, deren Auftreten zwischen zwei der oben genannten Klassen liegt, oft durch Anhängen von zwei Kleinbuchstaben an den Hauptgalaxientyp identifiziert (zum Beispiel Sbc für eine Galaxie, die zwischen einem Sb und einem Sc liegt).

Unsere eigene Milchstraße wird im Allgemeinen als Sc oder SBc klassifiziert [16], was sie zu einer Balkenspirale mit gut definierten Armen macht.

Beispiele für reguläre Spiralgalaxien: (visuell) M31 (Andromeda-Galaxie), M74, M81, M104 (Sombrero-Galaxie), M51a (Whirlpool-Galaxie), NGC 300, NGC 772.

Unregelmäßige Bearbeiten

Galaxien, die nicht in die Hubble-Sequenz passen, weil sie keine regelmäßige Struktur haben (entweder scheibenförmig oder ellipsoidisch), werden als irreguläre Galaxien bezeichnet. Hubble definierte zwei Klassen irregulärer Galaxien: [17]

  • Irr I-Galaxien haben asymmetrische Profile und keine zentrale Ausbuchtung oder offensichtliche Spiralstruktur, stattdessen enthalten sie viele einzelne Haufen junger Sterne
  • Irr II-Galaxien haben ein glatteres, asymmetrisches Erscheinungsbild und werden nicht klar in einzelne Sterne oder Sternhaufen aufgelöst

In seiner Erweiterung der Hubble-Sequenz nannte de Vaucouleurs die Irr-I-Galaxien nach den Magellanschen Wolken – zwei Satelliten der Milchstraße, die Hubble als Irr I klassifizierte – „Magellanische Irreguläre“. Die Entdeckung einer schwachen Spiralstruktur [18] im Die Große Magellansche Wolke führte de Vaucouleurs dazu, die irregulären Galaxien weiter in solche zu unterteilen, die wie die LMC einige Hinweise auf eine Spiralstruktur aufweisen (diese werden mit dem Symbol Sm bezeichnet) und solche, die keine offensichtliche Struktur aufweisen, wie die Kleine Magellansche Wolke (bezeichnet Ich bin). In der erweiterten Hubble-Sequenz werden die Magellan-Unregelmäßigen normalerweise am Ende des spiralförmigen Zweigs der Hubble-Stimmgabel platziert.

Elliptische und linsenförmige Galaxien werden im Allgemeinen zusammen als Galaxien vom „frühen Typ“ bezeichnet, während Spiralgalaxien und unregelmäßige Galaxien als „späte Typen“ bezeichnet werden. Diese Nomenklatur ist die Quelle der verbreiteten [19], aber irrigen Annahme, dass die Hubble-Sequenz eine vermeintliche Evolutionssequenz widerspiegeln sollte, von elliptischen Galaxien über Lentikulare bis hin zu Balken- oder regulären Spiralen. Tatsächlich war Hubble von Anfang an klar, dass eine solche Interpretation nicht impliziert wurde:

Die Nomenklatur, wird betont, bezieht sich auf die Position in der Sequenz, und zeitliche Konnotationen werden auf eigene Gefahr gemacht. Die gesamte Klassifikation ist rein empirisch und unbeschadet von Evolutionstheorien. [3]

Das evolutionäre Bild scheint durch die Tatsache gewichtet zu werden, dass die Scheiben von Spiralgalaxien viele junge Sterne und Regionen aktiver Sternentstehung beherbergen, während elliptische Galaxien aus überwiegend alten Sternpopulationen bestehen. Tatsächlich deuten aktuelle Beweise auf das Gegenteil hin: Das frühe Universum scheint von spiralförmigen und irregulären Galaxien dominiert zu werden. In dem derzeit favorisierten Bild der Galaxienentstehung sind heutige elliptische Galaxien durch Verschmelzungen dieser früheren Bausteine ​​entstanden, während einige linsenförmige Galaxien auf diese Weise entstanden sein könnten, andere könnten ihre Scheiben um bereits existierende Sphäroide herum angesammelt haben. [20] Einige linsenförmige Galaxien können auch evolvierte Spiralgalaxien sein, deren Gas entzogen wurde und keinen Treibstoff für die weitere Sternentstehung zurücklässt, [21] obwohl die Galaxie LEDA 2108986 die Debatte darüber eröffnet.

Eine häufige Kritik am Hubble-Schema ist, dass die Kriterien für die Zuordnung von Galaxien zu Klassen subjektiv sind, was dazu führt, dass verschiedene Beobachter Galaxien verschiedenen Klassen zuordnen (obwohl erfahrene Beobachter normalerweise innerhalb weniger als einem einzigen Hubble-Typ zustimmen). [22] [23] Obwohl es kein wirklicher Mangel ist, ist seit dem Hubble-Atlas der Galaxien von 1961 das Hauptkriterium, das verwendet wurde, um den morphologischen Typ (a, b, c usw.) das Bulge-to-Disk-Flussverhältnis, und somit gibt es für jeden morphologischen Typ eine Reihe von Flussverhältnissen, [24] [25] [26] wie bei den linsenförmigen Galaxien.

Ein weiterer Kritikpunkt des Hubble-Klassifikationsschemas ist, dass die Klassen, die auf dem Erscheinen einer Galaxie in einem zweidimensionalen Bild basieren, nur indirekt mit den wahren physikalischen Eigenschaften von Galaxien zusammenhängen. Insbesondere treten Probleme aufgrund von Orientierungseffekten auf. Dieselbe Galaxie würde ganz anders aussehen, wenn sie von der Kante aus betrachtet wird, im Gegensatz zu einem frontalen oder „breitseitigen“ Blickwinkel. Daher ist die Sequenz vom frühen Typ schlecht vertreten: Die ES-Galaxien fehlen in der Hubble-Sequenz, und die Galaxien E5–E7 sind eigentlich S0-Galaxien. Darüber hinaus fehlen auch die vergitterten ES- und vergitterten S0-Galaxien.

Visuelle Klassifizierungen sind auch für schwache oder weit entfernte Galaxien weniger zuverlässig, und das Aussehen von Galaxien kann sich je nach der Wellenlänge des Lichts, in dem sie beobachtet werden, ändern.

Nichtsdestotrotz wird die Hubble-Sequenz im Bereich der extragalaktischen Astronomie immer noch häufig verwendet, und es ist bekannt, dass Hubble-Typen mit vielen physikalisch relevanten Eigenschaften von Galaxien korrelieren, wie z. [27]


Linienflussverhältnisse in aktiven Galaxien - Astronomie

Aktive galaktische Kerne (AGN) können grob als die zentralen Regionen von Galaxien definiert werden, die eine beträchtliche Energiefreisetzung zeigen, die über das hinausgeht, was normalen Prozessen von Sternen, ISM und ihren Wechselwirkungen zugeschrieben werden kann. Dazu gehören Seyfert-Galaxien, Radiogalaxien, Quasare, QSOs, BL Lac-Objekte und möglicherweise die üblichen LINER in gewöhnlichen Galaxien. Sie können auch N-Galaxien und röntgenhelle Galaxien umfassen. Diese Klassifikationen schließen sich nicht unbedingt gegenseitig aus, da sie auf unterschiedlichen Kriterien beruhen.

Die Erkenntnis, dass Galaxienkerne Orte sehr energischer und kompakter Phänomene sein können, begann weitgehend mit der Identifizierung starker Radioquellen mit Galaxien - manchmal in ihrer Form eigentümlich, häufig mit der Radioemission, die in Form eines Paars von Quellen entsteht, die symmetrisch um die Galaxie angeordnet sind ( "Doppelkeulen-Radioquelle"). Frühe Interferometerpositionen für die Lappen sind in einem Foto von Cygnus A in Abb. 15 von Matthews, Morgan und Schmidt 1964 ApJ 140, 35 (mit freundlicher Genehmigung der AAS) überlagert:

zur Veranschaulichung des allgemeinen Musters von zwei Emissionsflecken. Die zentrale Galaxie (genauer der Kern) ist an der Energieversorgung der Emission beteiligt. Detailliertere Radiokarten zeigen komplizierte Strukturen in der Emission, einschließlich Jets, die von einem Submilliarcsekunden-Kern aus zeigen (im Allgemeinen sind sie weniger als ein Parsec groß, manchmal viel weniger). Eine solche Struktur ist in der VLA-Karte von Cygnus A von Perley et al. gut gezeigt. (1984 ApJLett 284, L35) hier in einer logarithmischen Darstellung ihrer Daten aus dem NRAO Radio-Universum CD-ROM mit einer Überlagerung auf dem optischen Feld zum Vergleich.

Entdeckung und Taxonomie von AGNs

Die Hauptklassen von AGN (Radiogalaxien, Quasare, Seyfert-Kerne und BL-Lac-Objekte) wurden auf recht unterschiedliche Weise gefunden.

Radiogalaxien wurden als optische Gegenstücke zu Radioquellen aus frühen Untersuchungen gefunden - siehe Matthews, Morgan und Schmidt 1964 (ApJ 140, 35). Ihre optischen Spektren können beim Betrachten Emissionslinien aufweisen oder nicht, die Linien können schmal- oder breitlinig sein, was den QSOs und Seyferts der Typen 1 und 2 Kontinuität verleiht. Die Funkstrukturen sind oft zweilappig und zeigen einen oder zwei Jets Rückverfolgung bis zum Kern, wenn sie mit hoher Auflösung und dynamischem Bereich beobachtet wird.

Quasare (quasi-stellare Radioquellen) wurden zuerst für radiolaute Sterne gehalten, als Interferometrie oder Mondbedeckungspositionen eine genaue Identifizierung ermöglichten (wie bei 3C 273, Hazard, Mackey und Shimmins 1963, Nature 197, 1037). In diesem Fall war die optische Identifizierung ein stellares Objekt der 13. Größe mit optischem Jet, das ungefähr der Radiostruktur entsprach. Das Spektrum wurde schließlich von Schmidt (1963 Nature 197, 1040) und Greenstein und Schmidt (1963, ApJ 140, 1) als breite Balmer-Emissionslinien bei . erkannt z = 0,158. Dies implizierte sofort eine Größe von weniger als 500 Stück und eine Leuchtkraft in der Größenordnung von 10 46 Erg/Sek. Smith und Hoffleit (1963 PASP 73, 392) zeigten, dass archivierte Patrouillenplatten eine schnelle optische Variabilität anzeigten, so dass die Lichtdurchgangszeit über die optische Kontinuumsregion nicht länger als einige Monate sein kann. Dies impliziert eine Lebensdauer der Synchrotronquelle von 10 11 Sekunden, und ein BLR mit einer Größe von weniger als 1 pc benötigt nur wenige mal 10 5 Sonnenmassen für die beobachtete Linienstrahlung, da die UV-Ionisation nach der Rekombination so schnell ist.

Seyfert-Galaxien wurden erstmals von Seyfert 1943 (ApJ 97, 28) darauf hingewiesen. Sie werden durch die optischen Spektren definiert, die reiche Linienspektren zeigen, die einen weiten Ionisationsbereich mit Linienbreiten von Hunderten bis Tausenden von km/s abdecken. Diese beiden Eigenschaften unterscheiden sie von normalen Emissionsspektren aus H II -Regionen. Die Typen 1 und 2 wurden von Khachikian und Weedman 1974 ApJ 192, 581) unterschieden. Objekte vom Typ 1 zeigen unterschiedliche Balmer-Linien- und Verboten-Linien-Profile, so dass die Balmer-Linien sehr breite Flügel haben (wie QSOs und BLRGs = Broad-Line Radiogalaxies). Objekte vom Typ 2 haben im Wesentlichen die gleichen Linienbreiten für alle Emissionslinien. Die Breitlinienregion (BLR) erfordert praktisch ein massives zentrales Objekt, da die Geschwindigkeiten viel höher sind als die normale Fluchtgeschwindigkeit jeder Galaxie.

BL Lac-Objekte wurden zum Teil erstmals als veränderliche Sterne katalogisiert (BL Lacertae, AP Librae). Sie sind sehr variabel, stark polarisiert und zeigen praktisch merkmallose kontinuierliche Spektren. Es bedurfte feiner Messungen der umgebenden Galaxien (d. h. Miller, French und Hawley 1978 ApJLett 219, L85), um Rotverschiebungen zu bestimmen, obwohl einige wenige messbare schwache Emissionslinien zeigen, wenn der Kern schwach ist. Diese wurden gelegentlich als nackte QSO-Kerne ohne umgebende Emissionslinienregionen und in jüngerer Zeit als die besten Kandidaten für Doppler-verstärkte Strahlung von relativistischen Jets betrachtet, die auf uns gerichtet sind. Es gibt Proben, die aus radio- und röntgenflussbegrenzten Proben ausgewählt wurden, deren leicht unterschiedliche Eigenschaften Informationen darüber enthalten können, wie diese Spektralbereiche zusammenhängen. Die optisch stark variablen (OVV) Quasare ähneln sich in vielerlei Hinsicht und werden oft mit BL Lac-Objekten in einen Topf geworfen Blazare.

All diese Arten von AGN kommen immer in galaktischen Kernen vor, im Zentrum einer tiefen Potentialquelle. Dies ist ein guter Ort, um ein massives kompaktes Objekt zu formen, was auch aus energetischen Gründen eine gute Wahl ist - die Freisetzung von Gravitationsenergie in einem sehr tiefen Potentialtopf kann so effizient sein wie mc 2 /2, viel höher als die Fusion. Die meisten Leute verwenden die Arbeitshypothese, dass es sich um ein Schwarzes Loch handelt, das weitgehend von der Diskussion von Rees (1978) beeinflusst wurde Physica Scripta 17, 193, hier neu gezeichnet nach der Version in Begelman, Blandford und Rees in Rev. Mod. Phys. 56, 255), dass alles, was so massiv und kompakt ist, entweder ein Schwarzes Loch ist oder bald sein wird:

Die meisten detaillierten Informationen über die Bedingungen rund um AGN stammen aus Emissionslinien, da sie Kinematiken und ionisierende Prozesse verfolgen können. Sie spielen eine herausragende Rolle bei der Unterscheidung der verschiedenen Kategorien von AGN (vielleicht überflüssig) - siehe diesen Vergleich der optischen Spektren verschiedener Arten von AGN. Wie aus dieser Liste ersichtlich ist, schließen sich die verschiedenen Klassifikationen nicht gegenseitig aus:

Es gibt weitere Grab-Bag-Klassen, die in einzelnen Wellenlängenbändern ausgewählt werden, die beispielsweise stark verdeckte Beispiele effektiv finden können (wie Röntgengalaxien, von denen einige Sy 2 sind, und leuchtende Fern-IR-Quellen, von denen einige Staub sind -verdeckte Breitlinien-Objekte).

Die Sequenz von Seyfert zu QSO (zumindest funkstille) ist weitgehend eine der Leuchtkraft, aber ein ausreichend helles AGN kann seine Umgebung verändern, indem es das gesamte ISM ionisiert, das Gebiet mit einem Wind sauber fegt oder die Sternentstehung auslöst. Die Wirtsgalaxien von QSOs sind nach heutigen Maßstäben möglicherweise nicht im Entferntesten normal, selbst wenn entlang dieser Sequenz echte physische Kontinuität besteht. Es gab Diskussionen über die Unterscheidung zwischen funkstillen und funklauten AGN, die zwischen spiralförmigen und elliptischen Wirtsgalaxien, wie bei nahen Objekten, liegen. Es ist nicht klar, was dies zu frühen kosmischen Zeiten bedeuten könnte, und tatsächlich HST-Bilder von QSO-Hosts bei z


4. Vergleich mit NLS1: Mrk 783

Die ENLR wird oft mit erweiterter Radioemission in Verbindung gebracht, sowohl in Seyfert-1- als auch in Seyfert-2-Galaxien. Im NLS1 Mrk 783 wurde eine ausgedehnte Radioemission mit einem sehr steilen Spektralindex entdeckt (Congiu et al., 2017a). Die optische Nachverfolgung der Quelle (Congiu et al., in Vorbereitung) zeigt eine ausgedehnte optische Emission, die zur Radioachse ausgerichtet ist. Das beobachtete Spektrum hat eine räumliche Auflösung von 0,189 arcsec px 𢄡 und eine Dispersion von ߢ Å px 𢄡 . Abbildung 1 zeigt die Funkkarte des Objekts und die Hβ-Region des erfassten Spektrums.

Abbildung 1. Von links nach rechts: (EIN) SDSS-g-Band-Bild von Mrk 783 mit den Konturen der Emission bei 5 GHz. Die Konturen sind 3, 6, 12, 24, 48, 96 und 192 × σ (σ = 11μJy Balken 𢄡 ). Die Strahlgröße beträgt 0,45 × 0,40 Bogensekunden und die Skalierung beträgt 1,3 kpc Bogensekunden 𢄡 . Die Position des für die Beobachtungen mit dem Magellan-Teleskop verwendeten Spalts wird angezeigt. Die Galaxie ist durch eine Radioemission mit einer maximalen Ausdehnung von ߥ Bogensekunden auf der Südostseite des Kerns gekennzeichnet (Congiu et al., 2017a). (B) Ein kleiner Bereich der LDSS3-Spektren von Mrk 783 mit drei Emissionslinien: Hβ, [O III]� und [O III]�. Die Daten wurden mit einer Gesamtbelichtungszeit von 1 h mit einem Seeing von 0,8 Bogensekunden und einer Spaltorientierung wie in aufgenommen (EIN). Die räumliche Auflösung beträgt 0,189 Bogensekunden px 𢄡 und die Dispersion ist ߢÅ px 𢄡 . (C) Plot des Spektrums in (B) 27 Bogensekunden vom galaktischen Kern entfernt.

Die Linien [O III] und Hβ wurden bis zu 縧 Bogensekunden vom Kern der Galaxie (Abbildung 1B) verfolgt, was einer projizierten Dimension von 縵 kpc entspricht. Dies macht diese ENLR zu einer der umfangreichsten bisher entdeckten. Auch Hα kann bis zur gleichen Entfernung verfolgt werden, während keine der anderen Linien niedriger Ionisation (z. B. [N II]λ�, 6584, [S II]λ�, 6731) im ausgedehntesten Emissionsbereich nachgewiesen (Abbildung 2, linkes Feld). Aufgrund des scharfen Endes der Emission am Rand des Spaltes scheint es, dass die ENLR noch weiter reichen kann. Zum Vergleich: Die MagE-Spektren von IC 5063 und NGC 7212 decken nicht die gesamte Ausdehnung der Ionisationskegel ab, Morganti et al. (2007) haben in IC 5063 eine maximale Ausdehnung von ߣ.8 kpc gemessen und Cracco et al. (2011) gemessen ߤ kpc in NGC 7212. Ein ENLR mit ähnlicher Größe wird in NGC 5252 beobachtet, das eine maximale Ausdehnung von 縳 kpc hat (Tadhunter und Tsvetanov, 1989).

Abbildung 2. Links: Hα-Region des gleichen Spektrums in Abbildung 1B. Recht: Vorläufiges Diagnosediagramm des ENLR von Mrk 783. Der Farbbalken zeigt den Abstand des Bins vom Kern. Die schwarze Linie, die das Diagramm in zwei Regionen teilt, ist die Beziehung von Kewley et al. (2006) für extremen Starburst. Die Pfeile zeigen den abgeleiteten Grenzwert, bei dem wir nicht die gesamte Emissionslinie messen konnten.

Es ist auch erwähnenswert, dass die optische Emission in Bezug auf die Radiostrahlung weitaus ausgedehnter ist und nur auf der Südostseite des Kerns beobachtet wird, während in unseren anderen Quellen die Ionisationskegel auf beiden Seiten des Kerns beobachtet werden Kern. Dies ist wahrscheinlich die Folge einer starken Extinktion oder eines Gasmangels in der Nordwestseite des Kerns. Es gibt auch einen Bereich zwischen dem Kern und der am weitesten ausgedehnten Emission, von 縒 bis 縢 arcsec (縖� kpc), wo wir keine Emissionslinie verfolgen können. Wir schließen jedoch aus, dass die ausgedehnte Emission zu einem anderen Objekt gehören könnte, da ihre Rotverschiebung mit der aus dem zentralen Bereich des Spektrums abgeleiteten Rotationskurve der Galaxie kompatibel ist. Außerdem zeigen sowohl optische als auch Radiobilder kein nahes Objekt, das hell genug ist, um eine solche Emission zu erzeugen. Die scheinbare Trennung ist wahrscheinlich auf den Gasmangel in dieser Region der Galaxie zurückzuführen. Eine solche Struktur wird weder in NGC 7212 noch in IC 5063 beobachtet. Tiefe Bilder mit schmalbandigen Filtern werden benötigt, um die vollständige Morphologie der Emission zu verstehen.

Eine Untersuchung der Hβ-Region des Spektrums, die bei 27 Bogensekunden vom Kern extrahiert wurde (Abbildung 1C), scheint darauf hinzuweisen, dass das [O III]/Hβ-Verhältnis höher ist als das, was für Sternentstehungsregionen erwartet wird. Daher wurde ein vorläufiges Diagnosediagramm (Baldwin et al., 1981, Veilleux und Osterbrock, 1987) erstellt (Abbildung 2, rechtes Feld), wobei nur die schmale Komponente der breiten Linien (Hα und Hβ) verwendet und das Spektrum eingeteilt wurde in 3 px Bins in Raumrichtung, um das Signal-Rausch-Verhältnis (SNR) zu erhöhen. In einigen Fällen konnten wir einige der für das Diagramm benötigten Emissionslinien nicht messen (typischerweise Hβ und [N II]), daher haben wir eine Obergrenze für ihren Fluss unter Verwendung des Effektivwerts des Kontinuums und des FWHM der [O III] Zeile. Wir verwendeten Kewley et al. (2006) Beziehung, um den Ionisationsmechanismus des Gases zu erkennen. Das Diagramm in Abbildung 2 (rechtes Feld) zeigt, dass der größte Teil der ausgedehnten Emission durch das AGN photoionisiert wird, insbesondere der am weitesten ausgedehnte Teil, während näher am Kern eine Kontamination durch Sternentstehung vorliegen könnte.

Interessanterweise ist eine Sternkontamination in beiden anderen Galaxien, die in diesem Artikel vorgestellt werden, ausgeschlossen. Zusätzliche Beobachtungen höherer Qualität sind erforderlich, um die ENLR in NLS1 im Allgemeinen und Mrk 783 im Detail zu untersuchen.


Faint Jewels: Die Brillanz der Zwerggalaxien entdecken

Anmerkung des Herausgebers: Astrobites ist eine von Studenten geführte Organisation, die astrophysikalische Literatur für Studenten verdaut. Als Teil der Partnerschaft zwischen der AAS und Astrobites veröffentlichen wir gelegentlich Astrobites-Inhalte hier bei AAS Nova. Wir hoffen, dass Ihnen dieser Beitrag von astrobites gefällt. Das Original kann auf astrobites.org eingesehen werden.

Titel: Verstecktes AGN in Zwerggalaxien, das von MaNGA enthüllt wurde: Lichtechos, außernukleare Wanderer und ein neues Breitlinien-AGN
Autoren: Mar Mezcua und Helena Domínguez Sánchez
Institution des Erstautors: Autonome Universität Barcelona, ​​Spanien
Status: Akzeptiert zu ApJ

Unter dem strahlenden Wandteppich massereicher Galaxien, die unser Universum durchziehen, lauern weniger bekannte kosmische Wesenheiten – Zwerggalaxien. Mit einer Sternmasse von weniger als 3 Milliarden Sonnenmassen sind diese Himmelsinseln mit geringer Leuchtkraft kaum das Aushängeschild (viele einzelne supermassive Schwarze Löcher überwiegen!). Obwohl sie der häufigste Galaxientyp im Universum sind, sind ihre Entstehung und Entwicklung noch immer nicht sehr gut verstanden.

Klein aber oho!

Künstlerische Darstellung eines in Staub gehüllten aktiven Kerns einer Galaxie. [NASA/SOFIA/Lynette Cook]

Es wird vermutet, dass die meisten AGN supermassive Schwarze Löcher (SMBHs Schwarze Löcher mit Massen von mehr als einer Million Sonnenmassen) in ihren Zentren aufweisen. Die heutigen Autoren präsentieren jedoch spannende Beweise, zusammen mit früheren Studien, die Hunderte von AGN in Zwerggalaxien entdeckt haben, die niedrigere Masse Schwarze Löcher, die Astronomen dazu zwingt, ans Reißbrett zurückzukehren.

Die Suche nach Zwerg-AGN

Frühere Studien zu AGN in Zwerggalaxien beruhten hauptsächlich auf spektroskopischen Einzelfasermessungen (3-Bogensekunden-Apertur), die im galaktischen Zentrum (d. h. dem Sloan Digital Sky Survey) durchgeführt wurden. In diesen Spektren wurden dann prominente Emissionslinien identifiziert und ihre Flussverhältnisse in einem BPT-Diagramm aufgetragen (weitere Informationen finden Sie in diesem Astrobiten-Artikel). Depending on a galaxy’s location on a BPT diagram, the primary emission source for each galaxy was then classified as star formation, AGN, Low-Ionization Nuclear Emission-Line Regions (LINERs emission that can originate from AGN and hot old stars), or a composite of multiple ionization mechanisms.

However, these single-fiber measurements are often biased towards identifying central AGN, and they can fail at AGN identification if there is abundant star formation in the center of a galaxy. Moreover, strong host galaxy light can diminish AGN signatures.

Alternatively, spatially resolved spectroscopic measurements can provide more definitive evidence of AGN activity. In particular, integral field unit (IFU) spectroscopy traces emission line features from varying physical regions of a galaxy (Figure 1).

The SDSS/Mapping Nearby Galaxies at APO (MaNGA) survey is a critical step forward in this direction. This survey will provide IFU data for nearly 10,000 galaxies by the end of 2020, which will make it the largest such catalog. Today’s authors leverage MaNGA to conduct the largest dedicated study of dwarf galaxies that host AGN within the survey.

Filtering the Data

Of the 4,718 sources they investigate, the authors categorize 1,609 sources as dwarf galaxies after imposing an upper mass cutoff of 3 billion solar masses. Subsequently, they examine a spectrum of each spatial pixel, or spaxel, for each dwarf galaxy to conduct a spatially resolved BPT analysis. As shown in Figure 1, the BPT diagram plots the [OIII]λ5007/Hα flux ratio against the [NII]λ6583/Hβ flux ratio. The location of each spaxel on the diagram determines the primary emission mechanism (i.e. star-forming, AGN, LINER, or composite) at each galactic position.

Figure 1: Left: BPT Diagram showcasing emission line classifications (i.e. star-forming, AGN, LINER, or composite) for each spaxel for a sample dwarf galaxy (8456-3704). The black square represents the median BPT location of the spaxels that are classified as AGN/LINER. The gray square marks the SDSS single fiber measurement. Center: physical distribution of BPT spaxels. Empty squares trace the IFU coverage and gray squares indicate spaxels with a continuum signal-to-noise ratio greater than 1. Right: SDSS composite image. The pink hexagon shows the IFU coverage. [Mezcua & Sánchez 2020]

Figure 2: Left: stacked spectrum (blue) of all galaxy spaxels (gray) that are located in the AGN/LINER region of the BPT diagram. The emission line component is shown in red. Right: zoom-in of the stacked spectrum in the spectral region of the emission lines used for the BPT diagram. [Mezcua & Sánchez 2020]

Figure 3: WHAN diagram for the initial 102 dwarf galaxies with their median BPT spaxels classified as AGN/LINER. Using an Hα equivalent width threshold of 2.8 Å, the final sample of AGN dwarf galaxies is reduced to 37. The color bar denotes the median specific star formation (star formation rate per unit stellar mass) of the AGN/LINER spaxels. [Mezcua & Sánchez 2020]

Dwarf AGN Unveiled

Of the 37 dwarf galaxies which host AGN, the authors investigate 35 with available SDSS single-fiber spectra. They report 12 AGN from the single-fiber spectra the IFU measurements thus reveal 23 additional AGN that were either labeled as star-forming, composite, or quiescent (signal-to-noise ratio of BPT emission lines < 3) with the single-fiber method — a true testament to the utility of spatially resolved spectra.

So why did the single-fiber measurements fail? To address this, the researchers explore the photometric properties of the sample. Doing so, they find that the dwarf galaxies feature relatively low star formation, as determined by the B–V color index (the brightness profiles of the galaxies were redder than anticipated). In addition, the single-fiber measurements of the dwarf galaxies indicate that only six of the 37 IFU AGN are star-forming. These results collectively suggest that star formation suppressing the AGN signatures is unlikely to be the culprit for the unreported AGN detections. Rather, it is likely that the missed AGN are either off-nuclear or currently inactive.

The Sloan Foundation 2.5-m telescope located at Apache Point Observatory, New Mexico was used to conduct the MaNGA survey. [SDSS]

Finally, the investigators compute the masses of the AGN black holes in their sample and initially determine 14 intermediate-mass black holes (IMBHs black holes with masses between one hundred and a million solar masses) using the MBH–σ scaling relation with a modified low-mass dependency. If unmodified, they discover only three IMBHs in their sample. The remaining black holes in both cases are deemed SMBHs. These results suggest that not all dwarf galaxies contain universally massive black holes and that the fundamental nature of these galaxies requires further investigation.

Looking Forward

Today’s authors have exemplified the capabilities of IFU spectroscopy. Utilizing the MaNGA catalog, they have uncovered 23 AGN that would not have been detected with a single-fiber SDSS measurement. This suggests that IFU spectroscopy can be employed as a vital tool to study AGN in dwarf galaxies.

Ultimately, by analyzing AGN in dwarf galaxies, we may uncover how IMBHs and dwarf galaxies co-evolve. We may also determine if IMBHs play a role in seeding the growth of SMBHs!


Line Flux Ratios in Active galaxies - Astronomy

Flux (or radiant flux), F, is the total amount of energy that crosses a unit area per unit time. Flux is measured in joules per square metre per second (joules/m2/s), or watts per square metre (watts/m2).

The maximum flux of escape for a species with a given mixing ratio at the homopause.

Total flux F shows regular dips due to planetary and lunar transits and eclipses. Polarization P shows regular peaks due to planetary transits and lunar eclipses, and P can increase and/or slightly decrease during lunar transits and planetary eclipses.

is the power per unit area, and the area is given by the size of the telescope.

/area is proportional to the average force on a charged particle on the surface.

: The energy received (or emitted), per unit time per unit area. Typical units are erg cm-2 s-1.

. The rate of flow of a physical quantitiy through a reference surface.
Foreshortening. The fractional area of the solar (or a stellar) disk occupied by a circular spot, such as a sunspot, varies as the star rotates because of projection onto the line of sight.

FluxThe rate of flow of radiation.
F-NumberThe ratio of focal length to objective diameter.
Focal LengthThe distance from the second pricipal plane to the, image of an infinitely distant point of light.

The total amount of a quantity (usually radiation) passing through a surface.

: The rate of transfer of fluid, particles, or energy across a given surface.
Free-free Emission: The emission of radio waves from interstellar clouds as electrons momentarily bind with ionized atoms, and then move on to other atoms.

measurements make it easy for astronomers to compare the relative energy output of objects with very different sizes and ages.

: The measure of the flow of some quantity per unit area per unit time.
focal plane: The plane in a telescope where light rays come into focus.

Unit [LLM96]
FU Ori Stars or Fuors
A subgroup of T Tau stars with considerable changes in brightness. The post-eruption spectrum is that of a late supergiant. [JJ95]
Full Width at Half-Maximum .

and use it to define the zero point of their magnitude scale. It certainly makes it easy to convert from a magnitude to physical units, but it has problems of its own, as we shall see in a moment.

Tube
A tube of magnetic lines and electric currents connecting Io and Jupiter.
Ion .

is a measurement of the intensity of solar radio emissions at a frequency of 2800 MHz made using a radio telescope
Radio telescope .

- The rate at which a wave carries energy through a given area
Energy Level - Any of the many energy states that an atom may have. Different energy levels correspond to different distances of the electron from the nucleus .

transfer event (FTE) occurs when a magnetic portal opens in the Earth's magnetosphere through which high-energy particles flow from the Sun. This connection, while previously thought to be permanent, has been found to be brief and very dynamic.

-gate Magnetometer
Measures the field strength and direction of low frequency magnetic fields in the Sun's environment.
Search Coil Magnetometer .

Aberration Conservation of Momentum Neutrinos Oort Cloud Shape Supermassive Black Holes Quarks Helium Halo Comparisons Period Reflection Dwarf Planets Neutrons Impacts Color Dwarf Galaxies Galactic Center Moon Landings
Curious Minds Online
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is energy per unit area, so a computation of the total energy given off by a star requires knowing how big the star is (which is why in the above example we said that stars A and B had the same size).

- (n.)
Die Menge von etwas (z. B. Energie), die pro Zeiteinheit durch eine Oberfläche fließt.
focal length - (n.) .

density Measure of radiation arriving from a source at a particular frequency - the energy received from an .

density of the radiation is defined as the energy received per unit area per unit of frequency
bandwidth. Astronomers also consider the radiation's brightness, which is a more
mathematically precise calculation of the energy received per unit area, for a particular frequency .

and size distribution of the particles in the environment around Stardust.
The Aerogel Capturing: .

      (6 × 5 = 30 points) Please draw a box around your final answer for each question. We will give partial credit, so show your work and attempt every question.

in 2377 Chakotay's identity as Maquis was still present in his seventh year after being taken from the stuggle in the Demilitarized Zone. When members of Voyager's crew who were Maquis were being attacked one by one, Chakotay became defensive of them and suspicious of the Starfleet part of the crew.

- Rate of flow of electrons through a reference surface.
Electron volt - A unit of energy equal to the energy gained by an electron that falls through a potential difference of one volt.

and in addition provided data on the composition of the particles.

by the number of square meters on the surface of the star.

-- a general measurement of the activity of the Sun. The 10.

tube and plasma torus remain in place. While they were a navigational hazard for unprepared ships and satellites in the early days of Jovian colonization, modern shielding and medical technology make their associated radiation and EM effects virtually irrelevant.
Inner Satellites/Amalthea Group: .

of X class flares increases the ionization of the upper atmosphere, which can interfere with short-wave radio communication and can heat the outer atmosphere and thus increase the drag on low orbiting satellites, leading to orbital decay.

to express the amount of energy radiated per second across an area like a square centimeter.
FOSSA: Long, narrow, shallow depression.

In other words, it is a measure of a star's energy

, the energy received per second per square meter at the position of the observer. The magnitude scale was created by Hipparchus, who grouped the stars he could see into six categories or magnitudes.

Units (energy/sec/area)
B depends on the distance to the source
Brightness is what we actually measure (an observable property).
The Inverse Square Law of Brightness .

of micrometeorites with theoretical predictions confirms that a majority most likely come from comets (80%) and the rest from asteroids.

of particles, chiefly protons and electrons together with nuclei of heavier elements in smaller numbers, that are accelerated by the high temperatures of the solar corona, or outer region of the Sun, to velocities large enough to allow them to escape from the Sun's gravitational field.

in same units as C. The CFI was devised and documented by Helen Dodson Prince and Ruth Hedeman at the McMath-Hulbert Observatory.

Blackbody spectrum The continuous spectrum emitted by a blackbody the

at each wavelength is given by Planck's law.

The rate of flow of electrons through a reference surface. In cgs units, measured in electrons s-1, or simply s-1.
Electron Volt Abbreviated eV. A unit of energy used to describe the total energy carried by a particle or photon.

The field of view was approximately a cone with a half-angle of 25 , and the

range of the detector was from 5E4 to 5E9/(sq cm-sec).
A similar ion spectrometer was oriented along the spacecraft-comet relative velocity vector and covered the energy range from 15 eV to 3.5 keV at 120 levels.

They held that the cosmos is in a constant state of

, and pulsates in size and periodically passes through upheavals and conflagrations.

Broadband and frequent x-ray flares and quiescent x-ray

in both the inner bright stars Aab and Bab pairs as well as the outer pair of flare stars Cab, or YY Geminorum AB, have been repeatedly observed (G del et al, 2001 Gotthelf et al, 1994 Schmitt et al, 1994 and Pallavicini et al, 1990).

of cosmic rays and micrometeorites, and properties of celestial objects that are difficult or impossible to observe from the earth.

Another indicator of the level of solar activity is the

has been measured daily since 1947.

The central hot stars of M17 lie in an area depleted of gas, most likely carved out by the UV

of the most massive stars. The optical component of this cavity has produced the "horseshoe" shape of M17, a description which has become one of its several monikers.

that rises up to the Sun's surface varies with time in a cycle called the solar cycle. This cycle lasts 11 years on average. This cycle is sometimes referred to as the sunspot cycle.

During the final destruction of the star in a supernova explosion, a high

of neutrons is released as iron nuclei are ripped apart. These neutrons can be captured by many of the heavy nuclei to produce other nuclei in a method known as the r-process (r for rapid).

Active regions on the solar surface are a result of magnetic fields rising from the solar interior and gradually expanding into Sun's outer atmosphere, the corona, in a process known as magnetic

"that is, the energy received per unit area per unit time"that would be observed at Earth from a 1037-W Seyfert nucleus located at the Galactic center, neglecting the effects of interstellar extinction.

Several careful experiments have failed to detect the expected

of neutrinos from the Sun. The explanation will probably turn out to be just a minor glitch in some esoteric calculation. But that's what they said in 1900 about the orbit of Mercury.

As we once again rise above the surface, we see one loop of a magnetic

"rope" narrow and then get "pinched off". This is called magnetic reconnection. Like an overstretched rubber band that snaps, magnetic reconnection releases lots of energy.

Scientists have done computations of the cosmic ray

at Earth, assuming different kinds of local galactic magnetic-field configurations. The case we'll focus on here is a weak, tangled magnetic field assuming that it lies inside a Local Bubble blasted out by earlier events.

As Io moves around its orbit in the strong magnetic field of Jupiter and through this plasma torus, a huge electrical current is set up between Io and Jupiter in a cylinder of highly concentrated magnetic

A unit used in radio astronomy to indicate the

density of roughly 1 Jy. The jansky was named to honor Karl Gothe Jansky who developed radio astronomy in 1932.
Jet .

Basri later expanded his research to examine the relationship between a star's magnetic activity, its rotation, and its starspots - cool regions where magnetic

oozes out of the stellar surface. His observations of the coolest star then known showed that it made a single rotation roughly every three hours.

JANSKY
The jansky (abbreviated Jy) is a unit of radio

density of roughly 1 Jy. The jansky was named to honor Karl Gothe Jansky who developed radio astronomy in 1932.

and mass, the Earth similarity index of Kapteyn b is comparable to Kepler-62f and Kepler-186f.
Kapteyn b is about 11.5 billion years old, over twice as old as Earth. Given its age, the planet has had plenty of time to develop life, as we know it.

The continous spectrum emitted by a blackbody the

at each wavelength is given by the formula known as Planck's law.
Bohr atom
A particular model of atom, invented by Niels Bohr, in which the electrons are described as revolving about the nucleus in circular orbits.

A long-lived cyclone on Venus, first observed in 2006, was observed in constant

, with elements constantly breaking apart and reforming. The clouds also carry signs of meteorological events known as gravity waves, caused when winds blow over geological features, causing rises and falls in the layers of air.

Jansky: The jansky is a non-SI unit of spectral

density, or spectral irradiance, used especially in radio astronomy. It is equivalent to 10?26 watts per square meter per Hertz.

A single additional instrument, a

-Gate Magnetometer, was the only difference between Pioneer 11 and the craft that had already become the first human-made object to leave the inner solar system and was well on its journey to the first and most massive of the gas giant planets, Jupiter.

The dividing line between the two was the orbit of the moon. While the earth was a place of transition and

, the heavens were unchanging. Aristotle posited that there was a fifth substance, the quintessence, that was what the heavens were made of, and that the heavens were a place of perfect spherical motion.

density to electric field. disk The visible surface of the Sun (or any heavenly body) projected against the sky. Doppler effect The apparent change in wavelength of sound or light caused by the motion of the source, observer or both. dorsum A ridge.

F. Nimmo, J. R. Spencer, R. T. Pappalardo, and M. E. Mullen. 2007. Shear heating as the origin of the plumes and heat

Scorpius X-1 was the first X-ray source discovered outside the solar system and it is the strongest source of X-rays in the sky, second only to the Sun. The X-ray

is associated with the star V818 Scorpii, a blue variable which is the optical counterpart to Scorpius X-1.

25 stations principalement conduites par des radio amateurs, en incluant le r seau de l'association belge des astronomes amateurs (Belgian Association of Amateur Astronomers - VVS). Une station Humain ( 60 km du relais Dourbes) abrite un interf romètre. Les principaux objectifs de BRAMS sont de calculer les

is defined as (facility lifetime) (efficiency) (number of detectors)/(sensitivity)2 and is normalized at various wavelengths to the capabilities of NASA 's 3-m telescope on Mauna Kea, IRAS, or the KAO. The figure shows how much more quickly SIRTF would be able to map or survey a region of sky to a particular

This darkening persisted into the 1980's & 1990's along with other changes near Elysium, notably the lightening of the wedge-shaped feature, Trivium Charontis. The entire region near the huge Elysium volcanoes appears to be in a state of

and should be monitored often.

7 times that of the Sun and reveal that the star is not just sitting there quietly fusing helium into carbon and oxygen, but is in a state of

, most likely still brightening and swelling with a dead helium core, though it may have passed helium ignition and be fading -- it's impossible to tell.

Solar Stormwatch - Spot and Track solar storms to help solar scientists get past the subjectivity of only one person identifying storms and immense amount of data the scientists cannot hope to get through.
Planet Hunters - Easy, look at a time-


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Bemerkungen:

  1. Farry

    Diskussionen sind immer gut, aber denken Sie daran, dass nicht jeder Meinung vertrauen kann. Oft werden in sehr schwerwiegenden und komplexen Themen Kommentare von Kindern eingefügt, manchmal führt dies zu einer Sackgasse. Kein Zweifel, es kommt vor, dass dieselben Schulkinder gute Ratschläge geben können. Dies ist jedoch eher die Ausnahme als die Regel.

  2. Fern

    Thank you, I think this is to many

  3. Franklyn

    Etwas, das ich heute nicht in diesen Blog gehen konnte.

  4. Holter

    Du liegst falsch. Ich kann die Position verteidigen. Schreiben Sie mir in PM, wir werden diskutieren.

  5. Hadar

    Diktieren, wo finde ich es?

  6. Volrajas

    Ich denke, er ist falsch. Ich kann es beweisen. Schreiben Sie mir in PM, es spricht mit Ihnen.

  7. Taber

    Vielen Dank für die Unterstützung. Ich sollte.



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