Astronomie

Radialgeschwindigkeitskurven

Radialgeschwindigkeitskurven

Wenn ich RV in einem Programm für mehr Spektrallinien messe, ist es dann gleichwertig? Ich meine, ich messe RVs einer Linie im blauen Spektralbereich, RVs einer Linie im roten Spektralbereich… Vielen Dank.


Es hängt davon ab, welche Linien Sie messen und in welcher Art von Stern.

Wenn Sie den RV von einer Spektrallinie aus messen, messen Sie einen intensitätsgewichteten Durchschnitt von RV über den Bereich, in dem die Linie gebildet wird.

Bei einem Stern wie der Sonne werden die photosphärischen Linien alle innerhalb einer Schicht gebildet, die nicht dicker als etwa 1000 km ist, und die Unterschiede im RV mit der Tiefe in der Atmosphäre sind gering (obwohl nicht zu vernachlässigen, wenn Sie daran interessiert sind, mit Hilfe der Wohnmobile). Auf der anderen Seite, wenn Sie mit der Messung von RVs von Linien beginnen würden, die aus der Chromosphäre oder Corona stammen, könnten Sie verschiedene RVs finden, die durch Massenbewegungen des emittierenden Gases verursacht werden.

Ebenso sind heiße Sterne von sich schnell bewegenden Winden mit einer Temperaturstruktur umgeben. Aus Gas mit unterschiedlicher Geschwindigkeit können unterschiedliche Linien in unterschiedlicher Höhe ausgehen. Dies kann zu unterschiedlichen RVs aus unterschiedlichen Linien führen.

Eine bessere Methode zur Messung von RV ist die Kreuzkorrelation mit einem synthetischen oder beobachteten Templat von a ähnlich Stern mit einem bekannten RV.


Kreisbahn – Radialgeschwindigkeitsverschiebung¶

Die Radialgeschwindigkeit ist die Radialkomponente der Geschwindigkeit einer Quelle relativ zu einem Beobachter und wird normalerweise spektroskopisch abgeleitet. Licht von einem Objekt, das Teil eines binären Systems ist und das gemeinsame Massenzentrum umkreist, unterliegt dem Doppler-Effekt. Bei einer kreisförmigen Umlaufbahn zeigt seine radiale Geschwindigkeitsverschiebung sinusförmige Variationen, die durch die Umlaufelemente des Objekts bestimmt werden.

Klasse PyAstronomy.modelSuite.radVel. SinRadVel ¶

  • P - Float, Umlaufzeit [d]
  • T0 - Float, Zentrale Laufzeit [d]
  • K - Schwimmer, Radialgeschwindigkeit Halbamplitude [km/s]
  • rv0 - float, konstanter Offset in Radialgeschwindigkeit [km/s]

Standardmäßig bleiben alle Parameter eingefroren.

Die Konvention ist, dass bei Phase Null auch die Orbitalradialgeschwindigkeit Null ist. Mit zunehmender Phase wird das Objekt zuerst blauer.

MCMCautoParameters (Bereiche[, wählerisch, …]) Komfortfunktion zum Generieren von Parametern für die MCMC-Anpassung.
addConditionalRestriction (*Argumente) Definieren Sie eine bedingte Einschränkung.
AssignValue (Spez.) Weisen Sie Variablen neue Werte zu.
AssignValues ​​(specval) Weisen Sie Variablen neue Werte zu.
autoFitMCMC (x, y, ranges[, picky, stepsize, …]) Komfortfunktion zur Verwendung automatisch generierter Stichprobenparameter in MCMC.
verfügbareParameter () Stellt eine Liste der vorhandenen Parameter bereit.
delRestriction (parName) Einschränkung löschen
Beschreibung ([Klammern]) Gibt eine Beschreibung des Modells basierend auf den Namen der einzelnen Komponenten zurück.
errorConfInterval (par[, dstat, statTol, …]) Berechnen Sie das Konfidenzintervall für einen Parameter.
bewerten (x) Berechnet und gibt die radiale Geschwindigkeitsverschiebung gemäß den aktuellen Modellparametern zurück.
fit (x, y[, yerr, X0, minAlgo, mAA, …]) Führt eine Passform durch.
fitEMCEE ([x, y, yerr, nwalker, priors, …]) MCMC-Bemusterung mit dem MCMC-Paket.
fitMCMC (x, y, X0, Lims, Steps[, yerr, …]) Führen Sie eine MCMC-Anpassungs-/Fehlerschätzung durch.
freeParamNames () Rufen Sie die Namen der freien Parameter ab.
freeParameter () Rufen Sie Namen und Werte von freien Parametern ab.
einfrieren (spezifizierer) Betrachten Sie Variablen als frei schwebend.
eingefrorenParameter () Rufen Sie Namen und Werte von eingefrorenen Parametern ab.
getRelationsOf (Bezeichner) Rückgabebeziehungen einer Variablen.
getRestriktionen () Holen Sie sich alle Einschränkungen.
hasVariable (Bezeichner) Stellen Sie fest, ob die Variable vorhanden ist.
numberOfFreeParams () Holen Sie sich die Anzahl der freien Parameter.
parameterSummary ([toScreen, prefix, sorting]) Schreibt eine Zusammenfassung der Parameter in Textform.
Parameter () Rufen Sie Parameternamen und -werte ab.
beziehen (dependentVar, unabhängigeVars[, func]) Definieren Sie eine Beziehung.
removeConditionalRestriction (*Args) Entfernen Sie eine vorhandene bedingte Einschränkung.
renameVariable (alterName, neuerName) Ändern Sie den Namen der Variablen.
restoreState (Ressource) Stellt Parameterwerte aus einer Datei oder einem Wörterbuch wieder her.
saveState (*args, **kwargs) Speichern Sie den Zustand des Anpassungsobjekts.
setObjectiveFunction ([miniFunc]) Definieren Sie die Zielfunktion.
setPenaltyFactor (penalFac) Ändern Sie den Straffaktor.
setRestriction (schränkt ein) Einschränkungen definieren.
setRootName (root[, umbenennen]) Definieren Sie den Stammnamen des Modells.
showConditionalRestrictions (**kwargs) Bedingte Einschränkungen anzeigen.
steppar (pars, ranges[, ExtractFctVal, quiet]) Ermöglicht das schrittweise Durchlaufen eines Parameters durch einen angegebenen Bereich.
auftauen (spezifizierer) Betrachten Sie Variablen als fest.
auflösen (parName[, forceFree]) Entfernen Sie alle Beziehungen des Parameters parName, d. h. der Parameter ist nicht von anderen Parametern abhängig.
updateModel () Berechnen Sie das Modell mit den aktuellen Einstellungen neu.
bewerten ( x ) ¶

Berechnet und gibt die radiale Geschwindigkeitsverschiebung gemäß den aktuellen Modellparametern zurück.


Radialgeschwindigkeitskurven - Astronomie

Sterne mit den stärksten Wasserstofflinien (im obigen Bild mit H bezeichnet) wurden ursprünglich als Typ A klassifiziert, und Sterne mit den schwächsten Wasserstofflinien wurden als Typ O klassifiziert. Ursprünglich gab es 15 Typen (AO), später jedoch einige der Klassen wurden weggelassen, weil sie erfunden wurden, um zu einigen der Spektren von schlechter Qualität zu passen. 1920 fand ein indischer Astronom namens Saha heraus, dass die Spektren nach Temperatur sortiert werden konnten, und das Klassifizierungsschema wurde neu geordnet:
OBAFGKM
O-Sterne sind die heißesten Sterne und M-Sterne sind die coolsten Sterne. Ein Stern hat die stärksten Wasserstofflinien (deshalb hat Annie sie so klassifiziert!).

Die Spektralklassen sind in 10 Unterklassen, 0-9, unterteilt. Ein O0-Stern ist der heißeste, gefolgt von einem O1, O2 usw. O9 ist nur ein bisschen heißer als ein B0 und so weiter.

Die meisten Sterne lassen sich auf diese Weise klassifizieren. Es gibt ein paar, die einfach nicht passen, wie das Schnabeltier, das nicht in die Zoologie-Klassifikationen passt. Mit denen tun wir einfach, was wir können.

Die Stärke der Linien zeigt also die Temperatur sowie die Häufigkeit des Elements an. In gewisser Weise ist das schlecht, weil es schwierig ist herauszufinden, ob ein Stern starke Linien hat, weil dort viel von diesem Atom ist oder weil es genau die richtige Temperatur hat. Wir brauchen also einen UNABHÄNGIGEN Weg, um die Temperatur zu bestimmen.

Temperatur: Objekte haben aus einem von zwei Gründen Farben. Denken Sie an Ihre Kleidung. Deine Kleidung hat alle verschiedene Farben, weil sie aus allen möglichen Dingen besteht. Sie wurden absichtlich in Farbstoff getaucht, so dass sie rot oder gelb oder blau oder eine Kombination davon sind. Aber Objekte können aus einem anderen Grund Farbe haben. Denken Sie an den Brenner auf einem Elektroherd. Wenn Sie die Temperatur erhöhen, wechselt der Brenner von schwarz auf rot. Dies sagt Ihnen, dass die Temperatur auch die Farbe ändern kann.

Dies gilt auch für Sterne. In diesem Fall finden wir die Temperatur eines Sterns, indem wir das Kontinuumsspektrum des Sterns (der Teil, der NICHT aus Linien besteht) mit einem Schwarzkörperspektrum vergleichen. Hier sind eine Reihe von Schwarzkörperkurven:

An diesen Kurven können Sie erkennen, dass heiße Objekte blauer und kühle Objekte röter sind. Rote Sterne sind also kühler als blaue Sterne. "Was!?" Sie sagen: "Sterne haben Farben?!" Auf jeden Fall tun sie es. Wenn Sie nachts ausgehen und Orion am Himmel finden, sehen Sie Beteigeuze und Rigel, einen roten und einen blauen Stern, in einer Konstellation. Es ist ziemlich spektakulär, und wenn Sie es einmal bemerkt haben, werden Sie in vielen Sternen Farbe sehen.

Die andere wichtige Sache, die Sie bei dieser Figur beachten sollten, ist, dass die Linien nicht genau die gleiche Form haben. Wenn Sie sie nach oben oder unten verschieben, werden sie nicht an derselben Stelle ihren Höhepunkt erreichen, noch werden sie ausgerichtet, wenn Sie sie nach links oder rechts verschieben! Dies bedeutet, dass Sie die Temperatur eines Sterns bestimmen können, indem Sie einfach das Kontinuumsspektrum an einigen Stellen messen und mit den Steigungen der Schwarzkörperkurven für verschiedene Temperaturen vergleichen.

Bewegung: Die ganze Zeit habe ich über die Sterne gesprochen, als wären sie am Himmel befestigt. Aber das stimmt nicht ganz. Sie bewegen sich, nur sehr langsam! Sterne bewegen sich relativ zur Erde in alle möglichen Richtungen am Himmel. Wenn Astronomen versuchen herauszufinden, wie sich ein Stern bewegt, tun sie dies im Allgemeinen in zwei Schritten, da jeder Teil auf andere Weise bestimmt werden muss. Die Bewegung über den Himmel wird Eigenbewegung genannt, und die Bewegung auf uns zu oder von uns weg wird Radialbewegung genannt.

    Richtige Bewegung: Dies ist die Bewegung über den Himmel und wird als Änderung der Rektaszension und Deklination eines Sterns gemessen. Die richtige Bewegung wurde von Halley (vom Halleyschen Kometen) entdeckt. Er verglich die Positionen von Arcturus, Sirius und Aldebaran mit Positionen, die von den alten Griechen notiert wurden, und konnte mit dieser mehrere tausend Jahre alten Basislinie feststellen, dass sie sich um 0,5 Grad bewegt hatten, was nicht sehr weit ist, wenn man darüber nachdenkt.

  1. Diese drei Sterne gehören zu den hellsten.
  2. Damit gehören sie vielleicht auch zu den engsten.
  3. Diese nächsten Sterne sind die einzigen Sterne, die ich bewegen kann.
  4. Daher bewegen sich vielleicht ALLE Sterne, und wenn meine Messungen genauer wären, könnte ich das sehen.

Barnards Stern bewegt sich am schnellsten am Himmel und bewegt sich etwa 10",25 pro Jahr. (Denken Sie daran, wie klein eine Bogensekunde ist - ein Tennisball 13 km entfernt!)

Um dies zu verstehen, brauchen wir einen Exkurs.

Der Doppler-Effekt: Stellen Sie sich vor, Sie liegen auf dem Sofa und schauen sich Seifen an. Ein Feuerwehrauto kommt die Straße herunter. Während es auf Sie zukommt, ist die Sirene höher. Während sie sich von Ihnen entfernt, ist die Tonhöhe der Sirene niedriger. Wenn Sie Sterne hören könnten, würden sie dasselbe tun. Die Sterne, die sich dir nähern, hätten eine höhere Tonhöhe, und diejenigen, die sich von dir entfernen, hätten eine niedrigere Tonhöhe.

Leider wandert Lärm nicht durch den Weltraum. Glücklicherweise gilt der gleiche Effekt auch für Licht, wenn wir nur das Wort Tonhöhe durch das Wort Frequenz ersetzen.

Der Doppler-Effekt verschiebt die Frequenz des Lichts, je nachdem, ob sich das Objekt auf Sie zu oder von Ihnen weg bewegt. Bewegt sich das Objekt auf Sie zu, holt es das ausgestrahlte Licht ein wenig ein und die Frequenz wird höher. Dies wird als "Blauverschiebung" bezeichnet und das Licht ist blauer. Wenn sich das Objekt von Ihnen entfernt, wird das Licht gestreckt und die Frequenz sinkt. Dies wird als "Rotverschiebung" bezeichnet und das Licht ist röter. Die Quelle im folgenden Bild ist der gelbe Punkt. Es bewegt sich nach links.

Wie kann man einen Unterschied zwischen einem blauverschobenen und einem heißeren Objekt erkennen?

Die Antwort besteht darin, die oben besprochenen 'Linien' zu verwenden, die zeigen, woraus der Stern besteht. Diese haben ein bestimmtes Muster und auch einen bestimmten Satz von Wellenlängen, wenn sie ruhen. Wir schauen uns die Spektren von Sternen an und messen, wie stark sich die Linien verschoben haben.

Die Frequenzverschiebung, die Ruhefrequenz und die Geschwindigkeit hängen alle zusammen:

wo c ist die Lichtgeschwindigkeit.

So. Schließlich. Was haben wir gerade herausgefunden? Oh, richtig. Die Radialgeschwindigkeit oder die Bewegung des Sterns auf dich zu oder von dir weg. Um dies herauszufinden, müssen Sie wissen, dass die Signaturlinien eines Atoms verschoben werden, wenn sich das Objekt bewegt, und der Betrag der Verschiebung wird durch die Geschwindigkeit des Sterns bestimmt.

Das sind also all die Dinge, die wir über Sterne beobachten können. Als nächstes werden wir darüber sprechen, was wir ÜBER Sterne aus diesen beobachtbaren Merkmalen bestimmen können.


Theoretische Radialgeschwindigkeitskurven

Okay. Also hier ist das Problem, an dem ich arbeite. Angenommen, Sie beobachten einen Himmelskörper im Weltraum, der einer (relativ kleinen) elliptischen Umlaufbahn um einen größeren entfernten Himmelskörper folgt (sagen wir, er hat einen Abstand d, so dass d>>a, wobei a die große Halbachse der Umlaufbahn ist) . Der Einfachheit halber behandeln wir sowohl die Erde als auch den größeren Himmelskörper als feststehend, sodass das einzige sich bewegende Objekt der kleinere Körper ist.

Ich möchte eine Möglichkeit finden, die Radialgeschwindigkeit (dh die Komponente der Objektgeschwindigkeit, die entlang der Sichtlinie von der Erde liegt) als Funktion der Zeit auszudrücken, ausgedrückt durch den Neigungswinkel i, den Halb- Hauptachse a (oder vielleicht a sin i als ein Parameter), die Exzentrizität e, die Periode P, die Länge des aufsteigenden Knotenkapitals Omega und das Argument des Perihel-Kleinbuchstabens Omega.

Ich bin mit allen Gleichungen, die die einzelnen Parameter miteinander in Beziehung setzen, relativ vertraut, und ich kann sogar für eine bestimmte Zeit t berechnen, wie hoch die Radialgeschwindigkeit (bei gegebenen Anfangsbedingungen) sein würde, aber wenn es möglich ist, würde ich wie eine Art Gleichung dafür (wiederum, "quotit" ist die Radialgeschwindigkeit), auch wenn es inverse trigonometrische Funktionen enthält, so dass ich meine eigenen Radialgeschwindigkeitskurven ohne großen Betrag (oder besser gesagt jeden Betrag) darstellen kann. von Programmierkenntnissen. Mit anderen Worten, ich würde es gerne mit Mathmematica machen können, wenn möglich.

Ich erwarte nicht, dass mir irgendjemand eine Gleichung oder ähnliches aushändigt, aber alle Informationen, Einsichten, Referenzen usw. in Bezug auf diese Angelegenheit würden helfen.

Ich habe einige Literatur über Doppelsternsysteme gelesen, die einige dieser Dinge zu enthalten scheint. Es war hilfreich, und ich habe eine Reihe von Stellen gesehen, an denen Leute diese Art von Kurven gezeichnet haben, aber sie machen nicht die beste Arbeit, um zu erklären, wie es gemacht wurde.


Die Geschwindigkeitskomponente entlang der Sichtlinie zum Beobachter. Objekte mit negativer Radialgeschwindigkeit bewegen sich auf den Beobachter zu, während sich Objekte mit positiver Radialgeschwindigkeit davon entfernen.

In der Astronomie können Radialgeschwindigkeiten durch Untersuchung der Rotverschiebung von Spektrallinien im Spektrum eines Sterns oder einer Galaxie bestimmt werden. Dies ermöglicht es Astronomen, die Entfernung zu Galaxien mithilfe des Hubble-Expansionsgesetzes zu berechnen und auch die Umlaufbahnen von Sternen in Doppelsternen zu studieren.

Aufgrund der Expansion des Universums haben fast alle Galaxien (außer einigen der sehr nächsten) positive Radialgeschwindigkeiten.

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Abb. 2

Schematische Darstellung des Instanziierungspfades aller EXOSIMS-Module. Die Pfeile stellen die Instanziierung eines Objekts dar, und Objektreferenzen auf jedes Modul werden immer direkt an das oberste aufrufende Modul weitergeleitet, so dass ein gegebenes Modul Zugriff auf jedes andere Modul hat, das über einen direkten Instanziierungspfad mit ihm verbunden ist. TargetList hat beispielsweise Zugriff auf PostProcessing und BackgroundSources, während Observatory keinen Zugriff auf andere Module hat. Der typische Einstiegspunkt in EXOSIMS ist die Konstruktion eines MissionSimulation-Objekts, das die Instanziierung von SurveySimulation bewirkt, die wiederum alle anderen Module instanziiert.

Der Ertrag wird aus einem generierten Vermessungsensemble berechnet, das die Ausgaben von N Vermessungssimulationen jeweils für ein gegebenes simuliertes Universum enthält, wobei alle anderen Missions- und Instrumentenparameter konstant sind. Das simulierte Universum wird für jede einzelne Missionssimulation regeneriert, indem die Verteilung der Planetenpopulationen neu abgetastet und völlig neue Planeten synthetisiert werden. Die Durchführung einer einzelnen Missionssimulation erfolgt innerhalb einer Top-Level-Schleife, die jedes nachfolgende Ziel aus dem Pool der „aktuell“ (zur aktuell simulierten Missionszeit) verfügbaren Ziele auswählt, die erforderliche Integrationszeit berechnet, die Beobachtung (und Nachverfolgung) simuliert Charakterisierung, wenn dies durch die ausgewählten Missionsregeln erforderlich ist) und simuliert dann das Ergebnis, das richtig positiv (Erkennung), falsch positiv (falsch identifizierter Fleck oder Hintergrundobjekt), richtig negativ (Nullerkennung) oder falsch negativ (übersehen) sein kann Erkennung). Die Funktionalität der Standardvermessungsausführung wird durch mehrere zusätzliche Vermessungssimulationsimplementierungen erweitert und erweitert, die speziell für die Analyse von HabEx und LUVOIR entwickelt wurden. Im Folgenden beschreiben wir zwei davon, die ausgiebig verwendet wurden, um die Ergebnisse in diesem Bericht zu erstellen.

Beobachtungsplanung

Das Scheduler-Modul ist das Rückgrat von EXOSIMS. Es steuert die dynamische Beobachtungssequenz und enthält die Logik zur autonomen Zielauswahl. Für EXOSIMS gibt es mehrere Scheduler, die jeweils auf eine Architektur und ein Beobachtungsszenario zugeschnitten sind. Der Scheduler der gewichteten linearen Kostenfunktion (WLCF) wird für Architekturen mit einem Starshade (HabEx 4S und HabEx 4H) verwendet. Im Fall der HabEx 4H-Architektur, die sowohl einen Starshade als auch einen Coronagraphen verwendet, wird weiterhin ein abgestufter Scheduler verwendet. Für reine Coronagraph-Architekturen wird ein vereinfachter WLCF-Scheduler verwendet. Im Folgenden stellen wir den verwendeten Core-Scheduling-Ansatz vor, wie er angepasst ist, um dem Koronagraph/Starshade-Hybridfall zu dienen, und wie er wiederholte Starshade-Beobachtungen zur Bahnbestimmung ermöglicht.

Planer für gewichtete lineare Kostenfunktionen

Der in EXOSIMS als „linearJScheduler“ implementierte WLCF-Scheduler basiert auf einer von Savransky et al. 11 Ein Starshade-Scheduler muss einen Kompromiss zwischen Zielen mit hoher Vollständigkeit und Zielen mit niedrigem Anstieg finden. Das Problem der Maximierung der Vollständigkeit einer Reihe von Beobachtungen, die einer allgemeinen Slew-Beschränkung unterliegen, hängt mit dem bekannten TSP zusammen, jedoch mit wesentlichen Unterschieden, die eine zeitfenstergesteuerte, aber dynamische Approximation effektiver machen. 11 Eine detaillierte Beschreibung des Ansatzes und der Kostenfunktionsterme finden Sie in Anhang B.

Eine Änderung der Gewichtungsfaktoren der Kostenfunktionsbedingungen ändert die Missionsprioritäten. Optimale Gewichtungsfaktoren können bestimmt werden, indem die gesamte Simulation in ein Optimierungsschema mit einer entsprechend definierten Zielfunktion (z. B. die Anzahl der spektralen Charakterisierungen der Erde innerhalb eines festen Satzes simulierter Universen) eingeschlossen wird. Dieser Ansatz wurde mehrmals verwendet, um die Parameterauswahl für diesen Scheduler unter verschiedenen Betriebsbedingungen zu bewerten.

Gestaffelter Planer

Der abgestufte Scheduler wurde für die HabEx-Hybrid-Starshade- und Coronagraph-Architektur entwickelt. Es ist ein hierarchischer Scheduler, der den Sternenschatten auf der obersten Ebene einplant und die koronagraphischen Beobachtungen auf der unteren Ebene ausfüllt. Beobachtungen werden nacheinander geplant, um eine dynamische Reaktion auf die Entdeckungen und den Erfolg oder Misserfolg von Beobachtungen zu ermöglichen. Die Starshade-Beobachtungen haben oberste Priorität, wobei der obige WLCF-Scheduler verwendet wird, um einen effektiven Sternenschattenpfad zu finden. Während der Starshade-Slews sind koronagraphische Beobachtungen innerhalb der zweiten Ebene geplant. Auch während der Schwenks wird die Beobachtungszeit des allgemeinen Observatoriums (GO) mit der angegebenen Rate (50% für das HabEx-Basismissionskonzept) zugewiesen. Die GO-Zeit wird immer dann zugewiesen, wenn die „geschuldete“ GO-Zeitakkumulation 1 Tag überschreitet, es sei denn, es findet eine Sternenschatten-Beobachtung statt. In diesem Fall wird die geschuldete Zeit am Ende der Sternenschatten-Beobachtung zugewiesen. Dadurch wird die GO-Zeit gleichmäßig über die Mission verteilt. Weitere Details finden Sie im Ergebnisteil zum HabEx 4H-Hybridfall (Kap. 2.3.2).

Abbildung 3, die als Video verfügbar ist, zeigt eine Beobachtungssequenz für ein mögliches Universum für das HabEx-Hybrid-Sternenschatten- und Koronagraph-Szenario, das mit dem abgestuften Scheduler geplant wurde. (Die Standbildversion zeigt die letzte von der Mission durchgeführte Tour.) Der Bereich der Beobachtbarkeit des Sternenschattens unter Berücksichtigung der Beschränkungen des Sonnenausschlusses ist der weiße Ring innerhalb der Abbildung, und Sternenschattenschwenkungen werden durch die schwarzen Pfeile angezeigt. Während der Sternenschatten zu seinem nächsten Ziel schwenkt, richtet sich das Teleskop schnell neu aus, damit der Koronagraph nach neuen Exoplaneten suchen kann. Wiederholungsbeobachtungen werden durch eine erhöhte Markergröße angezeigt. Sobald ausreichende Beobachtungen die Umlaufbahn bestimmen, wird das Ziel zur spektralen Charakterisierung in den Sternenschatten befördert.


Ein etymologisches Wörterbuch der Astronomie und AstrophysikEnglisch-Französisch-Persisch

Ein eigenartiges → Mira variabel mit einem → Pulsieren 387 Tage, umgeben von einem ausgedehnten → Emissionsnebel. R Aqr ist ein → symbiotischDoppelstern mit masseverlustendem, pulsierendem → roter Riese und ein aufsteigender heißer Begleiter mit einem Jet → Abfluss die einen Emissionsnebel ionisiert. Die Umlaufzeit des Binärsystems R Aqr beträgt ungefähr 44 Jahre, wie aus periodischen Phasen reduzierter Helligkeit, die um 1890, 1933 und 1977 beobachtet wurden, abgeleitet werden. Diese Phasen werden als teilweise Verdunkelung der Mira durch den Begleiter mit seinem → . interpretiert Akkretionsscheibe und die damit verbundenen Gas- und Staubströme. Die abgeleitete Umlaufzeit wird unterstützt durch → Radialgeschwindigkeit Messungen (Schmid et al., 2018, A&A 602, A53 und Referenzen darin).

A → Sternenverband enthält eine Reihe von → Reflexionsnebele. Die Sterne sind von geringer oder mittlerer Masse und jung, weniger als eine Million Jahre alt. Sie sind immer noch von Staubflecken umgeben, die das Licht der interstellaren Wolke, in der sie sich gebildet haben, reflektieren und absorbieren. Diese Art der Assoziation wurde erstmals von Sidney van den Bergh (1966, AJ 71, 900) vorgeschlagen.

A → Nukleosynthese Prozess, bei dem → Chemisches Elements schwerer als → Zink entstehen durch den intensiven Beschuss anderer Elemente durch → Neutrons in schneller Folge. Das wesentliche Merkmal des r-Prozesses ist die Freisetzung großer Neutronenzahlen in sehr kurzer Zeit (weniger als 100 Sekunden). Der r-Prozess ist eine "schnelle" Version des → s-Prozess, in Supernova vorkommend → Kernkollaps und möglicherweise, wenn ein → Neutronenstern verschmilzt mit einem → schwarzes Loch in einem → Doppelstern.

r steht für schnell, da der Prozess eine Abfolge von schnellen Neutroneneinfängen auf Eisenkeimen beinhaltet → Prozess.

Eine Kugel → Ionisationsfront von → H II-Regions, das sich vom → . radial nach außen bewegt aufregender Stern mit einer viel höheren Geschwindigkeit als → Schallgeschwindigkeit im umgebenden kalten neutralen Gas gleichmäßiger Dichte (vor der Front). Ionisationsfronten vom R-Typ entsprechen der frühen Entwicklung von H II-Regionen und werden sich schließlich in → D-Typ Ionisationsfronts. Wenn die Bewegung der Front sowohl relativ zum Gas hinter als auch vor der Front Überschall ist, wird die Front als . bezeichnet schwaches R. Das starkes R Front entsprechen einer großen Dichtezunahme über die Front.

R bezogen auf ein verdampftes Gas → ArtIonisationVorderseite.

Das zentrale Objekt des → 30 Doradus Nebel im → Große Magellansche Wolke. Auch bekannt als HD 38268, dachte man, es sei ein einzelner Stern von mehreren Tausend → Sonnenmassees bis → Speckle-Interferometrie Techniken lösten ihn in einen reichen und kompakten Sternhaufen auf. Jüngste hochauflösende Studien haben gezeigt, dass R136 39 bekannte O3-Sterne enthält, von denen mehr als bekannt ist, dass sie im Rest der → Milchstraße, → LMC, und → SMC kombiniert. R136 ist ein Prototyp eines "Supersternhaufens" mit einer geschätzten Masse von 10 5 Sonnenmassen. Seine massereichsten Sterne sind weniger als 1-2 Millionen Jahre alt, während seine masseärmeren Sterne vor 4-5 Millionen Jahren entstanden sind.

Die Radcliffe Seriennummer 136 (Feast et al. 1960, MNRAS 121, 25).

1a) Eine Gruppe von Personen, die durch gemeinsame Abstammung oder Vererbung verwandt sind.
1b) Eine so verwandte Population.
2) Ein Geschwindigkeitswettbewerb, wie beim Laufen, Reiten, Fahren oder Segeln (Dictionary.com).

1) Von M.Fr. Rennen "Rasse, Rasse, Abstammung, Familie" von It. razza, (vgl. Sp. und Port. raza), unbekannter Herkunft.
2) M. E. ras(e), von O. N. ras "Laufen, Rennen", verwandt mit O.E. ræs "ein Rennen, eine Eile, ein Sprung, ein Sprung."

1) Nežâd, wörtlich "geboren", letztendlich von Proto-Ir. *nizat-, vgl. Ein V. nizənta- "geboren", von → ni- + *zan- "gebären, geboren werden", verwandt mit âzâd, → kostenlos siehe auch → generieren.
2) Taz, Präsensstamm von Tâxtan/tâz- "laufen, stürmen, angreifen" → anschwellen.

1) Ein Glaube oder eine Doktrin, dass inhärente Unterschiede zwischen den verschiedenen menschlichen Rassen kulturelle oder individuelle Errungenschaften bestimmen, was normalerweise die Vorstellung beinhaltet, dass die eigene Rasse überlegen ist und das Recht hat, andere zu regieren.
2) Eine Politik, ein Regierungssystem usw., die auf einer solchen Doktrindiskriminierung basiert oder diese fördert (Dictionary.com).

Eine Energieeinheit, die von ionisierender Strahlung absorbiert wird, gleich 100 → Ergs pro Gramm oder 0,01 → Joules pro Kilogramm des bestrahlten Materials. Rad wurde ersetzt durch → grau (Gy).

Kurzform RöntgenaufnahmeRöntgen.

Sende-/Empfangsvorrichtung, bei der das Echo eines Mikrowellenimpulses verwendet wird, um entfernte Objekte zu erkennen und zu lokalisieren.

Von ra (dio) d (erkennen) a (nd) r (angelnd).

Grafische Darstellung der Messwerte durch ein → Radar von Mineralvorkommen auf einer Planetenoberfläche.

Ausgehend von einem gemeinsamen Mittelpunkt, angeordnet wie die Radien eines Kreises.

Von l. radialis, von → Radius-al.

Der Prozess, bei dem a → Scheibenstern ändert seine → galaktozentrischer Abstand. Radiale Migration beinhaltet → Drehimpulsübertragung, resultierend aus → Resonanzs durch Transienten erzeugt → Dichtewelles wie → Bars oder → Spiralarms in → galaktische Scheibes. nach → Galaktische Dynamik dynamic Modelle, → aufgewühlt ist die Hauptursache für die radiale Migration. Die radiale Wanderung von Sternen spielt eine wichtige Rolle bei der Gestaltung der Eigenschaften galaktischer Scheiben.

Eine Bewegung weg von oder zu einem zentralen Punkt oder einer Achse.

Alle kurzlebigen (im Allgemeinen weniger als 24 Stunden dauernden) radialen Merkmale, die periodisch über der äußeren Hälfte von → . erscheinen Saturn's → Bringen, wenn der Ringneigungswinkel klein ist. Diese Merkmale drehen sich mit der gleichen Geschwindigkeit wie die des Planeten → Magnetfeld und behalten ihre Form über einen Großteil ihrer Existenz bei, obwohl sie sich über die Ringe hinweg über Zehntausende von Kilometern erstrecken. Es wird angenommen, dass die winzigen Partikel, aus denen diese Speichen bestehen, elektrisch geladen sind und vorübergehend im Magnetfeld des Planeten „eingefroren“ sind (Ellis et al., 2007, Planetary Ring Systems, Springer).

The component of a three-dimensional velocity vector of an object directed along the line of sight. It is measured by examining the Doppler shift of lines in the spectrum of astronomical objects.

A curve describing the variation of the radial velocity of a star, due to the Doppler effect, under the gravitational effect of a secondary body (companion or exoplanet). The amplitude of these variations depends upon the mass of the secondary and its distance from the star.

The technique based on the analysis of the → radial velocity curve, used to detect the presence of an invisible secondary around a host star. This method holds the majority of exoplanet discoveries.

A unit of angular measure one radian is that angle with an intercepted arc on a circle equal in length to the radius of the circle.

Von radi(us) + -an an originally adj. suffix.

1) Generally, the → Strahlungsenergie per unit → solid angle per unit of → projected area of the → Quelle. It is usually expressed in → watt per → steradian per → QuadratMeter (W m -2 sr -1 ). Same as steradiancy.
2) Of any particular → wavelength within the interval covered by a → spectral line, the → energy per unit → surface per steradian, per wavelength denoted ich λ . The term radiance is often loosely replaced by "→ Intensität." The radiance of the whole line is given by I = ∫ I λ dλ. The radiance of an → emission line depends, among other things, upon the → number of → atoms per unit area in the → line of sight (the → column density) in the → upper level of the line.

Von radia(nt), → strahlend, + → -ance.

Tâbešmandi, noun from tâbešmand "possessing radiation," from tâbeš, → Strahlung, + -mand a suffix denoting possession Mid.Pers. -ômand suffix forming adjectives of quality.

1) Sending out rays of light bright shining.
See also: → Strahlungsenergie, → radiant flux, → radiant intensity.
2) The point in the sky from which → meteors in a → Meteorregen appear to radiate or come. See also: → radiant drift.

M.E., from M.Fr. strahlend, from L. radiantem (nominative radians) "shining," pr.p. von radiare "to shine, radiate," → Strahlung.

1) Tâbandé, tâbeši adj. von tâbidan, → radiate.
2) Tâbsar, from tâb "light, radiation," → Strahlung, + sar "head, top, summit, point," → head.


Radial Velocity of Galaxies

I suppose this thread might be an appropriate place for me to add my request for assistance on the question of rotating galactic systems. I am interested in the problem of the observed asymmetry in left side/right side rotational velocity of curves of spirals and barred galaxies, but I cannot seem to find any thing that provides a general/comprehensive treatment of the subject, or even an introductory report on the nature and scope of the analytical issues involved. The advanced papers I have read on the subject are highly focused and, it appears to me, do not fully explicate the underlying issues involved in interpretating the "data". For example, I have canvassed probably 75 papers dealing with the kinematics and asymmetric velocity curves of these systems and not one of them identifies the adjustments required for interpreting the rotational velocity data on account of the Hubble shift. I have ordered Binney and Merrifield as it appears to be the go to resource in the field, but, I find it very hard to believe that there isnt a generally available resource that is addressed to the specific problem of sorting out the data evidencing the asymmetry in the rotational velocities of these systems. At this point, I am specifically interested in the modeling of the effects of the Hubble Flow on the interpretation of the Left/Right rotation curves of these galaxies across the scale of low to high z systems. Any assistance in pointing me to helpful sources/resources addressing this subject or the broader subject of asymmetric kinematics (exclusive of "lopsided" systems--spatial asymmetry of mass distribution), of these systems would be much appreciated.


Radial Velocity Studies of Galactic Cepheids

This seemed like an appropriate time to summarize the results of the Cepheid radial velocity studies which I have been carrying out at DDO for nearly 30 years now. The main thrust of the program has been radial velocity measurements of Cepheids, particularly binaries. This has been combined with satellite (IUE and HST) velocity work to measure Cepheid masses. These are still the best fiducial for testing evolutionary tracks of evolved objects, as well as quantitative measurements of primary distance indicators. In addition the program has produced a definitive distribution of mass ratios in intermediate mass binaries, important information on star formation. Finally the combined ground-based and satellite studies leave us poised to make use of newly resolved binary systems. The one program which I am currently working on is to try to measure the velocities of the bright companions of 3 Cepheids near 4000 A. This is particularly well-suited to DDO, since it requires spectral subtraction. If we (Evans, Vinko, Kiss, and Beattie) succeed - and I did many years ago with SU Cyg--three systems will be strong candidates for both resolution and HST velocity work. The program started in the 1970's and is still continuing. In 1989, a new mode of service observing has been started when I was associated with the Institute for Space and Terrestrial Science in Toronto. The first papers from this mode started appearing in 1994 since then we have had 6 papers in refereed journals and 9 papers in conference proceedings. The following persons contibuted to the program: Tom Bolton, John Percy, Ben Sugars, Jozsef Vinko, Ron Lyons, Jim Thomson, Irina Dashevsky and Andrzej Udalski. Below I include a list of publications, those either containing DDO data, or very directly following from DDO results such as orbits. (A couple of Southern stars are thrown in because they complete the Cepheid information.) DDO has been a wonderful facility to work on the multi-year orbits of Cepheids, and without the orbits, the breakthrough satellite results (double-lined spectroscopic binaries) would not have been possible. Nancy