Astronomie

Stellare elektromagnetische Signaturen

Stellare elektromagnetische Signaturen


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Könnte ein Stern nur anhand der elektromagnetischen Signatur eines Sterns mit zuverlässiger Genauigkeit von jedem anderen Stern unterschieden werden?
Um ein wenig näher zu erläutern, sagen wir, wir haben eine Sammlung von etwa 200.000 Sternen. Könnten die Ähnlichkeiten durch die alleinige Verwendung des EM-Spektrums (und eines beliebigen Analysemittels, wie z. B. Spektralanalyse) und das Markieren jedes Sterns mit seiner entsprechenden EM-Signatur zu eng sein, um eine Unterscheidung zwischen zwei oder mehr Sternen nicht zu treffen?

Jetzt weiß ich natürlich, dass so etwas möglich ist. Ich frage nicht, ob es möglich ist. Ich möchte nur die Chancen eines solchen Mangels an Unterscheidung wissen, wenn man alle Faktoren der Sternentwicklung berücksichtigt. Es ist entweder im Baseballstadion oder nicht.


Das Spektrum eines Sterns ist mit ziemlicher Sicherheit ein einzigartiger Fingerabdruck. Auch wenn Sterne in Clustern geboren werden, die aus der chemisch relativ homogenen Umgebung einer riesigen Molekülwolke gebildet werden, gibt es wahrscheinlich klein Unterschiede in ihrem lokalen Umfeld. Darüber hinaus können ihre Entstehungsumgebungen und später die Sterne selbst durch äußere Ereignisse (z. B. nahe Supernovae) verschmutzt werden. Selbst wenn ihre chemischen Häufigkeiten identisch wären, wären ihre Spektren nicht auf Unterschiede in ihrer Masse, Rotation und damit ihren Temperaturen zurückzuführen.

Aber, können die Unterschiede zwischen den Sternen kleiner sein als die Messgenauigkeit, wodurch ihre Spektren praktisch nicht unterscheidbar sind.

Um eine definitive Antwort zu geben, ist eine Definition erforderlich, welche Arten von Sternen beobachtet werden, ihre Temperatur, Schwerkraft und chemische Häufigkeitsverteilung, mit welcher spektralen Auflösung und mit welchem ​​Signal-Rausch-Verhältnis in welchem ​​Wellenband.

Im Moment würde ich sagen, das ist unmöglich für jeden Stern in unserer Galaxie. Die Unterschiede in den Spektren zwischen einem Stern und seinem ähnlichsten "Zwilling" (das Wort könnte hier passend sein, da sie wahrscheinlich in derselben Sternenschule geboren wurden) sind weit kleiner, als wir mit aktuellen Daten und Techniken unterscheiden können.


Auch das optische Spektrum allein hat viele Leckereien.

Zusätzlich zur chemischen Häufigkeit, Größe und anderen äußeren Eigenschaften von Emissions- und Absorptionslinien können Sie die Rotationsrate aus dem Dopplerprofil einer schmalen Linie und sehr sorgfältige Spektroskopieinformationen zu Schwingungsmoden des Sterns durch spektrale Asteroseismologie erhalten.

Außerdem sind die meisten Sterne Teil von Mehrsternsystemen, sodass die Spektroskopie aus der Ferne Informationen über jeder Stern Und selbst wenn zwei verschiedene Sterne kaum unterscheidbar sind, besteht die Möglichkeit, dass ihre Gefährten es auch nicht sein werden! Dies gibt auch eine potenzielle zusätzliche Differenzierung von den relativen Geschwindigkeiten, aber das hängt davon ab, wie lange Sie beobachten und ob Sie die Ausrichtung kennen.


Stellare Variabilität und Exoplanetenerkennung

Scheinbare Verschiebungen des Sonnenstandes am Himmel aufgrund von Sonnenflecken und Plagen von 1996-2007. Dies sind scheinbare Bewegungen in der Richtung senkrecht zum Äquator der Sonne, wenn sie von der Kante gesehen werden und in Mikrobogensekunden (1/3.600.000 Grad) gemessen werden. Aus Abbildung 1 von Lagrange et al. 2011.

Das Verständnis der Unsicherheiten, die mit den Techniken zum Nachweis von Exoplaneten verbunden sind, ist ein wichtiger Aspekt bei der Suche nach Leben außerhalb der Erde, insbesondere angesichts der jüngsten Kontroversen über die statistische Bedeutung von Planetennachweisen. Betrachten Sie zum Beispiel Kepler, das 1,4-m-Weltraumteleskop der NASA, das mindestens 3,5 Jahre damit verbringen wird, 100.000 Sterne anzustarren. Es sucht nach durchlaufenden Exoplaneten, die einen Teil des Lichts ihres Wirtssterns blockieren, wenn sie zufällig vor unserer Sichtlinie vorbeikommen. Wir können diese Transite erkennen und auf die Eigenschaften des Planeten schließen, indem wir auf winzige Einbrüche in der Lichtkurve (Helligkeit über die Zeit) des Sterns achten. Aber was ist, wenn der Stern aus einem anderen Grund schwächer wird – würde dies unsere Fähigkeit beeinträchtigen, einen Planeten zu erkennen?

Es ist seit Jahrhunderten bekannt, dass sich bestimmte Arten von Sternen periodisch ausdehnen und ihre Temperatur ändern (was periodische Helligkeits- und Farbänderungen verursacht), und tatsächlich wurde Kepler zum Teil entwickelt, um die stellare Variabilität zu untersuchen. Die klassischen Beispiele für stellare Variabilität sind riesig und relativ leicht von den Signaturen eines Planeten zu unterscheiden, aber einige Sterne (zum Beispiel die Sonne) zeigen subtilere Veränderungen, die die Planetenerkennung vor erhebliche Herausforderungen stellen.

Die Autoren untersuchen, ob es uns gelingen könnte, die Erde zu entdecken, wenn wir einen Zwilling des Sonnensystems aus einer Entfernung von 10 pc (1 Parsec = 3,26 Lichtjahre) von der Kante aus gesehen beobachten würden. In diesem Artikel, dem dritten in ihrer Reihe, befassen sie sich mit den Folgen von Sternflecken und -plagen auf astrometrische Erkennungskampagnen.

Flecken sind dunkle Regionen mit niedriger Temperatur, die in stellaren Photosphären vorkommen (der Oberfläche, von der das meiste Licht, das wir sehen) kommt. Ihre Bildung hängt mit hohen Konzentrationen von vertikalen magnetischen Feldlinien zusammen. Ebenso sind Plagen und Netzwerkstrukturen Regionen mit heller Halpha-Emission, die in der Chromosphäre (rechts über der Photosphäre) erscheinen. Da Flecken und Plagen dazu neigen, auf einer Skala von Jahren periodisch zu sein, können sie den periodischen Effekten von Planeten im Orbit ähneln.

Die astrometrische Technik zur Exoplanetendetektion ist eine Alternative zur Transittechnik, die Kepler verwendet. Anstatt nach Helligkeitsänderungen zu suchen, sucht die Astrometrie nach Änderungen der scheinbaren Position, wenn der Stern und seine Planeten einen gemeinsamen Massenschwerpunkt umkreisen (“wobble” am Himmel). (Dunkle) Flecken und (helle) Plagen beeinflussen offensichtlich die Helligkeit des Sterns, aber sie beeinflussen auch seine scheinbare Position, indem sie die positionsgewichtete Helligkeitsverteilung der Sternscheibe ändern.

Um Beobachtungen des Sonnensystems zu simulieren, verwenden die Autoren >10 Jahre Satellitenmessungen, bestehend aus

21.000 Sonnenfleckengruppen und

1,8 Millionen Solarzellen und Netzstrukturen. Sie stellen fest, dass die astrometrische Variabilität der Sonne während dieser Zeit etwa fünfmal geringer ist als die astrometrische Signatur der Erde. Die Autoren kommentieren, dass eine andere Technik zur Exoplaneten-Detektion, Radialgeschwindigkeitsmessungen (die auf der Doppler-Verschiebung eines Sternspektrums bei seiner Umlaufbahn um das Massenzentrum beruhen) empfindlicher auf das durch Sonnenflecken und Sonnenflecken eingeführte Rauschen reagieren. Sie unterstützen daher den Einsatz der Astrometrie beim Nachweis von erdmasseigen Planeten in den bewohnbaren Zonen aktiver sonnenähnlicher Sterne.


Stellare elektromagnetische Signaturen - Astronomie

Instituto de Física, Universidad Nacional Autónoma de México, Ciudad de México, Mexiko

Copyright & Kopie 2016 vom Autor und Scientific Research Publishing Inc.

Dieses Werk ist unter der Creative Commons Attribution International License (CC BY) lizenziert.

Eingegangen am 16. Januar 2016 akzeptiert 27. März 2016 veröffentlicht am 31. März 2016

Der mögliche Nachweis von Gravitationswellen durch interferometrische Beobachtungen entfernter Lichtquellen wird untersucht. Es wird gezeigt, dass eine Gravitationswelle das interferometrische Muster des Sternenlichts in besonderer Weise beeinflusst. Es werden Michelson- und Hanbury-Brown-Twiss-Interferometer betrachtet, und es wird gezeigt, dass letzteres für eine solche Detektion am besten geeignet ist.

Gravitationswellen, Spektroskopie

Eine Gravitationswelle (GW) könnte indirekt durch ihre Wechselwirkung mit dem von astronomischen Objekten emittierten Licht nachgewiesen werden. So erzeugt beispielsweise der Durchgang eines GW eine Zeitverzögerung des von entfernten Quellen empfangenen Signals (Estabrook und Wahlquist [1] ). In ähnlicher Weise kann das Vorhandensein eines stochastischen Hintergrunds von GWs aus einer statistischen Analyse des Pulsar-Timings abgeleitet werden (Hellings and Downs [2] ). GWs können auch mit der Polarisation elektromagnetischer Wellen interagieren (Hacyan [3] [4] ).

In diesem Artikel untersuchen wir die Wirkung von GWs auf die Interferometrie von Sternenlicht. Es werden zwei Grundtypen von interferometrischen Geräten in der Astronomie betrachtet: das Michelson- (siehe z. B. [5] ) und das Hanbury Brown-Twiss [6]-Interferometer. Ersteres nutzt die Interferenz zwischen zwei Signalen und letzteres nutzt die Interferenz zwischen Lichtintensitäten. Ein Intensitätsinterferometer hat im Allgemeinen einige Vorteile gegenüber einem Michelson-Interferometer. Im Folgenden soll gezeigt werden, dass der Durchgang eines GW durch Intensitätsinterferometrie leichter nachgewiesen werden könnte.

Abschnitt 2 der vorliegenden Arbeit widmet sich der Analyse einer elektromagnetischen Welle in Gegenwart einer ebenen Frontscheibe. Die Analyse basiert auf früheren Arbeiten (Hacyan [3] [4] ), in denen mit einer kurzwelligen Näherung auf die Form des elektromagnetischen Feldes geschlossen wird. Eine allgemeine Formel für die Korrelation elektrischer Felder wird erhalten und das Ergebnis wird auf die interferometrische Analyse angewendet. In Abschnitt 3 werden spezielle Fälle herausgearbeitet.

2. Das elektromagnetische Feld

Die Metrik einer Ebene GW im schwachen Feldgrenzwert ist

/>(1)

wobei die beiden Polarisationsgrade des GW durch die Potentiale /> und /> gegeben sind, die nur Funktionen von u sind. Die Beziehung zu den Minkowski-Koordinaten t und z ist

Im Folgenden werden quadratische und Terme höherer Ordnung in f und g vernachlässigt und wir setzen />.

Die Richtung eines Lichtstrahls in Abwesenheit eines GW ist k, mit />, der Frequenz der (monochromatischen) Welle. Legen wir fest

damit werden die Winkel />und /> definiert. Im Folgenden ist es bequem, die Funktionen zu definieren

/>(2)

/>(3)

In der kurzwelligen Näherung wird das elektromagnetische Potential angenommen als

wobei S die Eikonalfunktion ist, die die Gleichung /> erfüllt. Dann ist /> ein Nullvektor, der die Ausbreitungsrichtung der elektromagnetischen Welle definiert, und /> ist ein Vierervektor, so dass />.

Der elektromagnetische Vektor ist [4]

/>(4)

wobei /> ein zeitähnlicher Vierervektor ist und /> die von einem Detektor gemessene Frequenz mit /> Tangente an seine Weltlinie ist. Wenn Sie /> wählen, folgt daraus

/>(5)

und die Eikonalfunktion ist

Wie in Ref.-Nr. [4] , für eine ebene Welle verwenden wir eine Eichung mit />, was äquivalent zu

wobei /> der Einheitsvektor in Ausbreitungsrichtung des GW ist.

Der Vierervektor /> hängt von der Koordinate u durch die Funktionen /> und /> ab. Mit dem Messgerät /> ist eine besondere Lösung [4]

/>(6)

wobei /> und /> Konstanten sind, die eine elektromagnetische ebene Welle in Abwesenheit von GWs definieren.

Verwenden wir eine Tetrade /> mit />, wobei /> die Minkowski-Matrix ist. Dann, falls />, ist die Tetrade definiert durch

/>(7)

Dementsprechend sind die Tetradenkomponenten von />und />

/>(8)

/>(9)

Beachten Sie insbesondere, dass /> und />, wie es sein sollte.

Das elektrische Feld in Tetradenkomponenten ist

/>(10)

und natürlich />.

Für eine elektromagnetische ebene Welle mit Wellenvektor /> finden wir nach einiger langer aber einfacher Algebra (nur Terme erster Ordnung behaltend)

/>(11)

sind Stokes-Parameter ( />für lineare und />für zirkulare Polarisationen).

Betrachten Sie zwei Detektoren mit Raum-Zeit-Koordinaten />und />, die jeweils zwei ebene elektromagnetische Wellen mit Wellenvektoren />und /> empfangen, und verwenden Sie die Kurzschreibweise

/>(12)

/>(13)

/>(14)

die Subindizes a, b und j beziehen sich auf die Labels 1 und 2 von x und k.

Ein Michelson-Interferometer ermöglicht die Messung der durchschnittlichen Intensität

/>(15)

wobei der zweite Term der Interferenzterm ist.

Ein Hanbury Brown-Twiss Interferometer ermöglicht die Messung der Interferenz zwischen Intensitäten:

/>(16)

wobei der zweite Term die Interferenz zwischen den beiden Intensitäten ist.

Mit dieser Notation haben wir für ein Michelson-Interferometer:

/>(17)

und für ein Hanbury Brown-Twiss-Interferometer:

/>(18)

Definieren Sie auch die komplexen Funktionen

/>(19)

/>(20)

In Abwesenheit von GWs, /> und

was bedeutet, dass /> zeitunabhängig ist. Daraus folgt, dass die zeitliche Variation von /> vollständig auf das Vorhandensein eines GW zurückzuführen ist. Diese Zeitabhängigkeit kann explizit eingestellt werden

wobei />, />, /> und /> aufgrund des GW kleine Ausdrücke sind. Dies impliziert, dass die Terme /> und /> in den Potentialen f und g des GW von erster Ordnung sind.

Es sollte beachtet werden, dass die Feldkorrelation /> Terme wie /> enthält, die

stark oszillierend und behindern eine genaue Messung mit einem Michelson-Interferometer. Andererseits tauchen solche Begriffe nicht in der Korrelation der Intensitäten auf:

/>(21)

Die Zeitabhängigkeit ist nur in den Begriffen />und /> enthalten, die vollständig auf die Verabschiedung des GW zurückzuführen sind. Der Ausdruck mit /> ist in dieser letzten Formel nicht vorhanden.

Als besondere Anwendung der obigen Formeln können wir die zeitliche Kohärenz eines einzelnen Signals in Gegenwart eines GW berechnen. Dies kann mit den Einstellungen />, /> und /> abgerufen werden. Dann />und dementsprechend

/>(22)

/>(23)

In diesem speziellen Fall ausdrücklich

(24)

was der einzig relevante Begriff für die zeitliche Korrelation der Intensitätskorrelation ist und ausschließlich auf das GW zurückzuführen ist.

3.2. Sinusförmige Wellen und Impulse

Im speziellen Fall eines sinusförmigen monochromatischen GW der Frequenz, wir können einstellen

(25)

wo ist eine komplexe Konstante und eine konstante Phase.

Ein Puls von GW kann durch eine Deltafunktion angenähert werden:. In diesem Fall nur wird danach geändert. Wir haben

(26)

wo ist eine Funktion, so dass wenn und Andernfalls. Somit würde ein Impuls einer Gravitationswelle eine Änderung sowohl in und.

Die Hauptschlussfolgerung aus den vorliegenden Ergebnissen ist, dass der Durchgang eines GW eine zeitabhängige Störung der Intensitätsinterferenz entfernter Lichtquellen erzeugt, eine Interferenz, die ansonsten a

statisches Muster. Somit ist eine Zeitvariation von wird den Durchgang einer Gravitationswelle bezeichnen. Ein ähnlicher Effekt wäre schwieriger zu beobachten mit, ein Direktsignalinterferometer, aufgrund des Vorhandenseins stark schwingender Terme, wie oben gezeigt.

Shahen Hacyan, (2016) Signatur von Gravitationswellen in der stellaren Spektroskopie. Zeitschrift für moderne Physik,07,552-557. doi: 10.4236/jmp.2016.76058


Spektrale Signatur

Spektrale Signatur ist die Variation des Reflexionsvermögens oder der Emittanz eines Materials in Bezug auf die Wellenlängen (d. h. Reflexionsvermögen/Emittanz als Funktion der Wellenlänge). [1] Die spektrale Signatur von Sternen zeigt die Zusammensetzung der Sternenatmosphäre an. Die spektrale Signatur eines Objekts ist eine Funktion der zufälligen EM-Wellenlänge und der Materialwechselwirkung mit diesem Abschnitt des elektromagnetischen Spektrums.

Die Messungen können mit verschiedenen Instrumenten durchgeführt werden, einschließlich eines aufgabenspezifischen Spektrometers, obwohl die gebräuchlichste Methode die Trennung des roten, grünen, blauen und nahen Infrarotanteils des EM-Spektrums ist, wie es von Digitalkameras erfasst wird. Kalibrierende Spektralsignaturen unter spezifischer Beleuchtung werden gesammelt, um eine Korrektur auf digitale Bilder von Luft- oder Satellitenbildern anzuwenden.

Der Benutzer eines Spektroskops blickt durch dieses auf eine Röhre mit ionisiertem Gas. Der Benutzer sieht bestimmte Farblinien, die auf einer abgestuften Skala fallen. Jede Substanz hat ihr eigenes einzigartiges Muster von Spektrallinien.

Die meisten Fernerkundungsanwendungen verarbeiten digitale Bilder, um spektrale Signaturen an jedem Pixel zu extrahieren und verwenden sie, um das Bild mit unterschiedlichen Ansätzen in Gruppen ähnlicher Pixel (Segmentierung) zu unterteilen. Im letzten Schritt weisen sie jeder Gruppe eine Klasse zu (Klassifikation), indem sie mit bekannten spektralen Signaturen vergleichen. Abhängig von der Pixelauflösung kann ein Pixel viele spektrale Signaturen "zusammengemischt" darstellen - deshalb wird viel Fernerkundungsanalyse durchgeführt, um "Mischungen zu entmischen". Letztendlich führt eine korrekte Übereinstimmung der spektralen Signatur, die von Bildpixeln aufgenommen wird, mit der spektralen Signatur vorhandener Elemente zu einer genauen Klassifizierung in der Fernerkundung.


Inhalt

Die Doppler-Bildgebung wurde erstmals verwendet, um chemische Besonderheiten auf der Oberfläche von Ap-Sternen zu kartieren. Für die Kartierung von Sternflecken wurde es erstmals 1983 von Steven Vogt und Donald Penrod verwendet, als sie zeigten, dass Signaturen von Sternflecken in den Linienprofilen des aktiven Doppelsterns HR 1099 (V711 Tau) beobachtbar waren Oberfläche.

Um das Doppler-Bildgebungsverfahren anwenden zu können, muss der Stern bestimmte Kriterien erfüllen.

    Die Sternrotation muss der dominierende Effekt sein, der die Spektrallinien verbreitert, V sin ⁡ i = 10 − 100 km s − 1 < extstyle Vsin i=10-100

>,>^<-1>> . Wenn die Geschwindigkeit niedriger ist, wird die räumliche Auflösung verschlechtert, aber Variationen im Linienprofil können immer noch Informationen über Bereiche mit höheren Geschwindigkeiten liefern. Für sehr hohe Geschwindigkeiten gilt V sin ⁡ i > 100 km s − 1

Im einfachsten Fall verringern dunkle Sternflecken die Lichtmenge, die aus einer bestimmten Region kommt, was zu einem Einbruch oder einer Kerbe in der Spektrallinie führt. Wenn sich der Stern dreht, erscheint die Kerbe zuerst auf der Seite der kurzen Wellenlängen, wenn sie für den Beobachter sichtbar wird. Dann bewegt er sich über das Linienprofil und nimmt an Winkelgröße zu, da der Fleck mehr von vorne gesehen wird. Das Maximum ist, wenn der Fleck den Meridian des Sterns passiert. Das Gegenteil passiert, wenn sich der Fleck auf die andere Seite des Sterns bewegt. Der Spot hat seine maximale Doppler-Verschiebung für

Wo l ist der Breitengrad und L ist der Längengrad. Somit werden Signaturen von Flecken in höheren Breiten auf Spektrallinienzentren beschränkt, was auch auftritt, wenn die Rotationsachse nicht senkrecht zur Sichtlinie steht. Befindet sich der Spot auf einem hohen Breitengrad, ist er möglicherweise immer zu sehen. In diesem Fall bewegt sich die Verzerrung im Linienprofil hin und her und nur die Stärke der Verzerrung ändert sich.

Doppler-Bildgebung kann auch für sich ändernde chemische Häufigkeiten auf der stellaren Oberfläche erstellt werden. Diese führen möglicherweise nicht zu Kerben im Linienprofil, da sie heller sein können als der Rest der Oberfläche, sondern stattdessen einen Einbruch im Linienprofil erzeugen.

Die Zeeman-Doppler-Bildgebung ist eine Variante der Doppler-Bildgebungstechnik, bei der zirkulare und lineare Polarisationsinformationen verwendet werden, um die kleinen Verschiebungen der Wellenlänge und der Profilformen zu sehen, die auftreten, wenn ein Magnetfeld vorhanden ist.

Eine andere Möglichkeit, die Ausdehnung von Sternenflecken zu bestimmen und zu sehen, besteht darin, Sterne zu untersuchen, die binär sind. Dann das Problem mit ich =90° reduziert und die Abbildung der Sternoberfläche kann verbessert werden. Wenn einer der Sterne vor dem anderen vorbeizieht, kommt es zu einer Sonnenfinsternis, und Sternflecken auf der verfinsterten Hemisphäre verursachen eine Verzerrung der Sonnenfinsterniskurve, die die Position und Größe der Flecken enthüllt. Diese Technik kann verwendet werden, um sowohl dunkle (kühle) als auch helle (heiße) Stellen zu finden.


Stellare elektromagnetische Signaturen - Astronomie

Wir verwenden ein effektives gravitatives stellares endgültiges Kollapsmodell, das die relevante Physik dieses komplexen Phänomens enthält: sphärischer Radikaleinfall in der Schwarzschild-Metrik des homogenen Kerns eines fortgeschrittenen Sterns, riesiges magnetisches Dipolmoment, magnetohydrodynamische Materialantwort und realistische Zustandsgleichungen ( EOS). Der elektromagnetische Puls wird sowohl für mittelgroße Kerne berechnet, die hydrodynamischen Rückprall erfahren, als auch für große Kerne, die die Bildung eines Schwarzen Lochs durchlaufen. Wir zeigen deutlich, dass es zwei Klassen von Neutronensternen geben muss, die durch maximal zulässige Massen getrennt sind: solche, die als Einzelsterne kollabierten (dynamische Massengrenze) und solche, die in Doppelsternsystemen kollabierten und eine Massenakkretion ermöglichen (statische Neutronensternmasse). Unsere Ergebnisse zeigen, dass das mit der Bildung von Schwarzen Löchern verbundene elektromagnetische Pulsspektrum eine universelle Signatur ist, unabhängig vom nuklearen EOS. Unsere Ergebnisse sagen auch voraus, dass es Schwarze Löcher geben muss, deren Massen kleiner als die statische Stabilitätsgrenze für Neutronensterne sind.


[email protected] 2010: Gravitationswellen- und elektromagnetische Signaturen von massiven Schwarzen Löchern und Inspiralen mit extremem Massenverhältnis

für Gravitationswellen und elektromagnetische Signaturen von massiven Schwarzen Löchern (MBHBs) und extremen/mittleren Massenverhältnis-Inspiralen (EMRIs/IMRIs). Organisiert von Pau Amaro-Seoane und Ed Porter.

Wenn LISA fliegt, bietet es uns die Möglichkeit, Gravitationswellen von Quellen mit hoher Rotverschiebung (z

20). Beobachtungen von MBHBs könnten unschätzbare Informationen über Galaxienentstehungsmodelle liefern, während EMRI-Beobachtungen Informationen über das Starkfeldregime um ein Schwarzes Loch von Kerr liefern könnten. Da LISA ein Präzisionsinstrument sein wird, um zu bestimmen, wann eine mögliche Fusion stattfinden kann, ist es wichtig, dass die astrophysikalischen und die Datenanalyse-Community Hand in Hand arbeiten. In diesem Sinne werden die Hauptthemen des Treffens sein:

  1. Astrophysikalische Modellierung von EM/GW-Quellen
  2. Modellierung starker Feldquellen innerhalb der Allgemeinen Relativitätstheorie
  3. LISA-Datenanalyse
  4. Frühwarnung vor möglichen Fusionen entweder aus der Datenanalyse oder durch EM-Erkennung

für MBHBs, EMRIs und IMRIs.

TEILNEHMER: 67

Tal Alexander, Pau Amaro-Seoane, Phil Armitage, Gerard Auger, Theocharis Apostolatos, Stas Babak, John Baker, Leor Barack, Ben Baror, Deepak Baskaran, Berit Behnke, Matt Benacquista, Emanuele Berti, Pierre Binetruy, Tamara Bogdanovic, Paul Callanan, Jerome Carre, Monica Colpi, Françoise Combes, Neil Cornish, Roberto Capuzzo, Melvyn Davies, Bernadetta Devecchi, Massimo Dotti, Steve Drasco, Guillaume Faye, Jonathan Gair, Reinhard Genzel, Xuefei Gong, Philippe Jetzer, Oliver Jennrich, Andrew King, Antoine Klein , Stefanie Komossa, Julian Krolik, Ryan Lang, Pablo Laguna, Tyson Littenberg, Giuseppe Lodato, Ann-Marie Madigan, Michela Mapelli, Kristen Menou, David Merritt, Cole Miller, Priya Natarajan, Antoine Petiteau, Eric Plagnol, Eduardo Portero, Miguel Preto , Luciano Rezzolla, Constanze Rödig, Nadeen Sabha, Justus Schneider, Bernard Schutz, Alberto Sesana, George Smoot, Carlos Sopuerta, Jonathan Thornburg, Alexandre Le Tiec, Michele Vallisneri, Francesca Valsecchi, Murli Manohar, Marta Vo lonteri, Shengnian Xu, Nico Yunes, Mohammad Zamaninasab, Olindo Zanotti

Angesprochen und teilweise in den Satellitensitzungen ausgearbeitet. Hier herunterladen.

DIAS UND FILME DER GESPRÄCHE

Pau Amaro-Seoane und Ed Porter: “Worum geht es hier? Eine Anleitung zum Meeting”

George Smoot: “Kartierung des Universums und seiner Geschichte” (keine Folien)

Oliver Jennrich: “Zwischen Rezensionen – von Astro2010 bis Cosmic Vision” (keine Folien)

Bernhard Schutz: “Hearing is Believing: LISA als Black Hole Monitor” (Folien)

Nadeen Sabha: “Ergebnisse des Galaktischen Zentrums und Implikationen für die LISA-Wissenschaft zu extragalaktischen Kernen” (Folien)

Françoise Combes: “Überprüfung der Beobachtungsbeweise für supermassive Schwarze-Loch-Binärdateien” (Folien)

Julian Krolik: “Hydrodynamik und Photonenemission von Gas ganz in der Nähe einer Schwarzen-Loch-Fusion” (Folien)

Pierre Binetruy: “Grundlagen der Physik mit LISA” (Folien)

Priya Natarajan: “Die Entstehung und Evolution massiver Schwarzer-Loch-Samen” (Folien)

Andreas König: “Supermassive Black Hole Binaries” (Folien)

Luciano Rezzolla: “Lernen aus der Verschmelzung von binären Schwarzen Löchern: Wellenformen, EM-Gegenstücke und nichtlineare Effekte” (Folien)

Tamara Bogdanovic: “EM- und GW-Signaturen aus relativistischen Simulationen supermassiver Schwarzer-Loch-Koaleszenz” (Folien)

Marta Volonteri: “Beobachtung der Entwicklung von Schwarzen Löchern mit Gravitationswellen” (Folien)

Reinhard Genzel: “Beobachtungen des Galaktischen Zentrums: Ein Überblick über die jüngsten Ergebnisse” (Folien)

Phil Armitage: “Elektromagnetische Gegenstücke aus Fusionen in dünnen Scheiben” (Folien)

Giuseppe Lodato: “Das letzte 0.1 Parsec Problem” (Folien)

Melvyn Davies: “Der zentrale Sternhaufen und seine Rolle beim Wachstum von Schwarzen Löchern” (Folien)

Kristen Menou: “Koinzidente elektromagnetische Strahlung und Gravitationsstrahlung von Weißen Zwergen strömt in massive Schwarze Löcher ein” (Folien)

Pablo Laguna: “Multi-Messenger-Signaturen von Tidal Disruptions of White Dwarfs by Massive Black Holes” (Folien)

Leo Barack: “Ein Update zu Eigenkraftberechnungen für EMRI-Anwendungen” (Folien)

Stefanie Komossa: “AGN, Fusionen und BH-Rückstöße: elektromagnetische Signale” (Folien)

David Merritt: “Dinge in schwarze Löcher bringen” (Folien)

Monica Colpi: “Wachstum massereiche Schwarze Lochpaare in kleinen Verschmelzungen von Scheibengalaxien” (keine Folien)

Tal Alexander: “Die stellare Dynamik von EMRIs” (Folien)

Michele Vallisneri: “Testen von GR mit LISA: Aspekte der Datenanalyse” (Folien)

Miguel Preto: “Sterne, Scheiben und Schwarze Löcher” (Folien)

Cole Miller: “Dynamische Prozesse bei der Herstellung von EMRIs” (Folien)

Neil Cornish: “Testen der Allgemeinen Relativitätstheorie mit Gravitationswellenastronomie” (Folien)

John Baker: “Zusammenfassung von Satellit A (Binärdateien supermassereicher Schwarzer Löcher)” (Folien)

Nico Yunes: “Zusammenfassung von Satellit B (EMRIs)” (Folien)

Matt Benacquista: “Zusammenfassung von Satellit C (IMRIs)” (Folien)

Zusätzlich zu diesen Vorträgen hatten wir auch eine Reihe von Blackboard-Vorträgen von: Roberto Capuzzo-Dolcetta (Infalling globulary clusters and central galactic massive black hole evolution), Alberto Sesana / Massimo Dotti (SMBH-Binärdateien mit LISA), Nico Yunes und Carlos Sopuerta (Ein neues Schema zur Konstruktion ungefährer EMRI-Wellenformen)


Alle Codes der Science Journal Classification (ASJC)

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Forschungsergebnis : Beitrag zu Zeitschrift › Artikel › peer-review

T1 - Elektromagnetische Signaturen von massereichen Schwarzen Löchern

N1 - Copyright: Copyright 2011 Elsevier B.V., Alle Rechte vorbehalten.

N2 - Wir modellieren die elektromagnetischen Emissionssignaturen von Massiven Schwarzen Löchern (MBHBs) mit einer assoziierten Gaskomponente. Das Verfahren umfasst numerische Simulationen relativistischer Binärdateien und Gas, gekoppelt mit Berechnungen der physikalischen Eigenschaften des emittierenden Gases. Wir berechnen die akkretionsgetriebenen UV/Röntgen- und Hα-Lichtkurven und die Hα-Emissionslinienprofile. Die Simulationen wurden mit einer modifizierten Version des Parallelbaum-SPH-Code-Gadgets durchgeführt. Die Erwärmungs-, Abkühlungs- und Strahlungsprozesse für das solare Metallizitätsgas wurden mit dem Photoionisationscode Cloudy berechnet. Wir untersuchen gravitativ gebundene Subparsec-Binärdateien, die noch nicht in die Gravitationsphase eingetreten sind. Die Ergebnisse des ersten Berechnungssatzes, der für eine koplanare Binär- und Gasscheibe durchgeführt wurde, legen nahe, dass die Ausbrüche in der Röntgenlichtkurve während perizentrischer Passagen ausgeprägt sind und als Fingerabdruck für diese Art von Binärdateien dienen können, wenn periodische Ausbrüche eine langlebige Signatur der Binärdatei. Die Hα-Emissionslinienprofile bieten auch starke Hinweise auf eine binäre Präsenz und können als Kriterium für die Auswahl von MBHB-Kandidaten für die weitere Überwachung aus bestehenden Archivdaten verwendet werden. Aus den Hα-Lichtkurven und -profilen sorgfältig überwachter Kandidaten konnten die Umlaufzeit und das Massenverhältnis eines Binärsystems bestimmt werden. Obwohl Systeme mit den hier untersuchten Umlaufzeiten nicht innerhalb des Frequenzbandes der Laser Interferometer Space Antenna (LISA) liegen, ist ihre Entdeckung wichtig für das Verständnis der Fusionsraten von MBHBs und der Entwicklung solcher Binärdateien durch das letzte Parsec bis hin zum Detektierbaren Gravitationswellenfenster.

AB - Wir modellieren die elektromagnetischen Emissionssignaturen von Massiven Schwarzen Löchern (MBHBs) mit einer assoziierten Gaskomponente. Das Verfahren umfasst numerische Simulationen relativistischer Binärdateien und Gas, gekoppelt mit Berechnungen der physikalischen Eigenschaften des emittierenden Gases. Wir berechnen die akkretionsgetriebenen UV/Röntgen- und Hα-Lichtkurven und die Hα-Emissionslinienprofile. Die Simulationen wurden mit einer modifizierten Version des Parallelbaum-SPH-Code-Gadgets durchgeführt. Die Erwärmungs-, Abkühlungs- und Strahlungsprozesse für das solare Metallizitätsgas wurden mit dem Photoionisationscode Cloudy berechnet. Wir untersuchen gravitativ gebundene Subparsec-Binärdateien, die noch nicht in die Gravitationsphase eingetreten sind. Die Ergebnisse des ersten Berechnungssatzes, der für eine koplanare Binär- und Gasscheibe durchgeführt wurde, legen nahe, dass die Ausbrüche in der Röntgenlichtkurve während perizentrischer Passagen ausgeprägt sind und als Fingerabdruck für diese Art von Binärdateien dienen können, wenn periodische Ausbrüche eine langlebige Signatur der Binärdatei. Die Hα-Emissionslinienprofile bieten auch starke Hinweise auf eine binäre Präsenz und können als Kriterium für die Auswahl von MBHB-Kandidaten für die weitere Überwachung aus bestehenden Archivdaten verwendet werden. Aus den Hα-Lichtkurven und -profilen sorgfältig überwachter Kandidaten konnten die Umlaufzeit und das Massenverhältnis eines Binärsystems bestimmt werden. Obwohl Systeme mit den hier untersuchten Umlaufzeiten nicht innerhalb des Frequenzbandes der Laser Interferometer Space Antenna (LISA) liegen, ist ihre Entdeckung wichtig für das Verständnis der Fusionsraten von MBHBs und der Entwicklung solcher Binärdateien durch das letzte Parsec bis hin zum Detektierbaren Gravitationswellenfenster.


Auf frischer Tat ertappt: MeerKAT-Teleskop spioniert Sterneruptionen

Bildnachweis: South African Radio Astronomy Observatory (SARAO)

Wissenschaftler, die das MeerKAT-Radioteleskop verwenden, haben ein einzigartiges und bisher unbekanntes Aufflackern der Radioemission eines Doppelsterns in unserer Galaxie entdeckt.

Das MeerKAT-Radioteleskop im Northern Cape von Südafrika hat ein Objekt entdeckt, das sich innerhalb von drei Wochen schnell um mehr als den Faktor drei aufhellte. Dies ist die erste neue transiente Quelle, die mit MeerKAT entdeckt wurde, und Wissenschaftler hoffen, dass es die Spitze eines Eisbergs von transienten Ereignissen ist, die mit dem Teleskop entdeckt werden können.

Astronomen nennen ein astronomisches Ereignis "vorübergehend", wenn es erscheint oder verschwindet oder über Sekunden, Tage oder sogar Jahre schwächer oder heller wird. Diese Ereignisse sind wichtig, da sie einen Einblick geben, wie Sterne leben, sich entwickeln und sterben. Mit einer Reihe von Teleskopen rund um den Globus stellten die Forscher fest, dass die Quelle des Flares ein binäres System ist, in dem sich etwa alle 22 Tage zwei Objekte umkreisen.

Während die Ursache des Flackerns und die genaue Natur der Sterne, aus denen das System besteht, noch ungewiss sind, wird angenommen, dass es mit einer aktiven Korona in Verbindung steht – dem heißen äußersten Teil des helleren Sterns.

Die Quelle der beobachteten Aktivität befindet sich im südlichen Sternbild Ara und fällt mit einem Riesenstern zusammen, der etwa doppelt so massereich ist wie die Sonne. Die Umlaufzeit wurde durch optische Beobachtungen mit dem Southern African Large Telescope (SALT) bestimmt. Zufälligerweise ist der Stern hell genug, um in den letzten 18 Jahren auch von optischen Teleskopen beobachtet zu werden, und ändert sich alle drei Wochen in der Helligkeit, entsprechend der Umlaufzeit.

„Diese Quelle wurde nur ein paar Wochen nach meinem Eintritt in das Team entdeckt. Es war erstaunlich, dass die ersten MeerKAT-Bilder, an denen ich arbeitete, eine so interessante Quelle enthielten. Als wir herausfanden, dass die Funkflares mit einem Stern zusammenfielen, entdeckten wir dass der Stern fast das gesamte elektromagnetische Spektrum von Röntgen- über UV- bis hin zu Radiowellenlängen emittiert." sagte Laura Driessen, eine Ph.D. Student an der University of Manchester, der diese Arbeit leitete.

Patrick Woudt, Professor und Leiter der Astronomieabteilung der Universität von Kapstadt, sagte: „Seit der Einweihung des südafrikanischen MeerKAT-Radioteleskops im Juli 2018 überwacht das ThunderKAT-Projekt auf MeerKAT Teile des südlichen Himmels, um die Variable zu untersuchen Radioemission von bekannten kompakten Doppelsternen, wie z. B. akkretierenden Schwarzen Löchern.

"The excellent sensitivity and the wide field of view of the MeerKAT telescope, combined with the repeat ThunderKAT observations of various parts of the southern skies, allows us to search the skies for new celestial phenomena that exhibit variable or short-lived radio emission."

Professor Ben Stappers from The University of Manchester said: "The properties of this system don't easily fit into our current knowledge of binary or flaring stars and so may represent an entirely new source class."

The MeerKAT telescope is sweeping the sky for sources that vary on timescales from milliseconds to years, and will significantly improve human understanding of the variable radio sky. The discovery of this new transient with MeerKAT demonstrates how powerful this telescope will be in the search for further new transient events.

Rob Adam, Director of the South African Radio Astronomy Observatory (SARAO) said: "Once again we see the potential of the MeerKAT telescope in finding interesting and possibly new astrophysical phenomena, as well as the power of the multi-wavelength approach to the analysis of observations."

Dr. David Buckley from the South African Astronomical Observatory, who leads the SALT (Southern African Large Telescope) transient follow-up programme, commented: "This is a perfect example of where coordinated observations across different wavelengths were combined to give a holistic view of a newly discovered object.

"This study was one of the first to involve coordination between two of South Africa's major astronomy facilities and shows the way for future such work."


Title: The Electromagnetic Counterpart of the Binary Neutron Star Merger LIGO/Virgo GW170817. IV. Detection of Near-infrared Signatures of r-process Nucleosynthesis with Gemini-South

Here, we present a near-infrared spectral sequence of the electromagnetic counterpart to the binary neutron star merger GW170817 detected by Advanced Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory (LIGO)/Virgo. Our data set comprises seven epochs of J+H spectra taken with FLAMINGOS-2 on Gemini-South between 1.5 and 10.5 days after the merger. In the initial epoch, the spectrum is dominated by a smooth blue continuum due to a high-velocity, lanthanide-poor blue kilonova component. Starting the following night, all of the subsequent spectra instead show features that are similar to those predicted in model spectra of material with a high concentration of lanthanides, including spectral peaks near 1.07 and 1.55 μm. Our fiducial model with 0.04 M ⊙ of ejecta, an ejection velocity of v = 0.1c, and a lanthanide concentration of X lan = 10 –2 provides a good match to the spectra taken in the first five days, although it over-predicts the late-time fluxes. We also explore models with multiple fitting components, in each case finding that a significant abundance of lanthanide elements is necessary to match the broad spectral peaks that we observe starting at 2.5 days after the merger. These data provide direct evidence that binary neutron star mergers are significant productionmore » sites of even the heaviest r-process elements. « less



Bemerkungen:

  1. Jokin

    Zwischen uns sprach die Antwort auf Ihre Frage, die ich in Google.com gefunden habe

  2. Ewing

    Ich denke, es ist - dein Fehler.

  3. Milmaran

    Die Qualität ist nicht sehr gut und es gibt keine Zeit zum Anschauen !!!

  4. Filbuk

    Ich denke du liegst falsch. Ich schlage vor, darüber zu diskutieren. Senden Sie mir eine E -Mail an PM, wir werden reden.

  5. Lawley

    Ein interessantes Thema, ich werde mitmachen. Gemeinsam können wir die richtige Antwort finden. Ich bin sicher.

  6. Gwyr

    Du liegst absolut richtig. Darin ist etwas und es ist gut gedacht. Ich unterstütze dich.

  7. Vidal

    Ich entschuldige mich, aber meiner Meinung nach haben Sie nicht recht.

  8. Mukree

    Stimme dem vorigen Beitrag voll und ganz zu



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