ดาราศาสตร์

จะตรวจจับเส้นการปล่อยแสงในสเปกตรัมแสงได้อย่างไร?

จะตรวจจับเส้นการปล่อยแสงในสเปกตรัมแสงได้อย่างไร?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

มีโมดูลที่สะดวกในการตรวจจับเส้นการปล่อยก๊าซในสเปกตรัมเช่นเดียวกับที่เราได้รับจาก Sloan Digital Sky Survey (SDSS) หรือไม่?

คุณจะเห็นว่ามีเส้นการปล่อยมลพิษมากมาย เช่น Ha,OI ในสเปกตรัมด้านล่าง อันที่จริงสเปกตรัมคือชุดข้อมูลสองคอลัมน์คือความยาวคลื่นและฟลักซ์ เป็นการรวมจุดกระจายจำนวนมาก ช่วงเวลาทั่วไประหว่างจุดสองจุดที่ใกล้เคียงกันคือ 1.5 อังสตรอม ฉันต้องการหาการกระแทกแบบเกาส์เซียนทั้งหมดและจุดศูนย์กลางของพวกมัน

อย่างแรกเลย ฉันต้องหากระแทกก่อน จากนั้นฉันต้องติดตั้งมันให้ได้ศูนย์กลาง


ใช่ มีโมดูลหลามสองโมดูลที่เรียกว่า atropy และ atropysics ที่ทั้งคู่อ้างว่ามีเครื่องมือวิเคราะห์สเปกตรัม เพื่อเป็นข้อมูลอ้างอิง นี่คือลิงค์สำหรับแหล่งข้อมูลสำหรับนักดาราศาสตร์สำหรับภาษาโปรแกรม python


โปรแกรมที่ฉันทราบว่าคุณสามารถใช้ได้นั้นจำเป็นต้องมีความเชี่ยวชาญด้านการเขียนโปรแกรมเพื่อดำเนินการ ฉันขอแนะนำให้ดู IRAF (หรือ PyRAF ซึ่งใช้ Python เพื่อเชื่อมต่อกับ IRAF) หรือ SPECTRE ขออภัย ฉันไม่ทราบวิธีแก้ปัญหา "กล่องดำ" ที่คุณสามารถกดปุ่มแล้วไปได้เลย

SPECTER เขียนด้วย FORTRAN77 และใช้งานได้ง่ายมากเมื่อคุณเข้าใจ แม้ว่าจะมีชุดคุณลักษณะที่ค่อนข้างจำกัดและเอกสารประกอบก็สั้น มันจะช่วยให้คุณปรับ Gaussians ให้เข้ากับเส้นสเปกตรัมด้วยตนเอง โดยให้ความยาวคลื่นตรงกลางและความกว้างที่เท่ากัน ข้อแม้สำหรับ SPECTER คือต้องใช้แพ็คเกจการวางแผน SuperMongo ซึ่งไม่ใช่ซอฟต์แวร์ฟรี หากคุณสังกัดมหาวิทยาลัย แผนกฟิสิกส์และดาราศาสตร์ส่วนใหญ่ควรมีใบอนุญาต

IRAF เป็นแอปพลิเคชั่นข้ามแพลตฟอร์มที่มีคุณสมบัติครบถ้วนและฟรี สร้างขึ้นโดยมีวัตถุประสงค์เพื่อการวิเคราะห์ภาพทางดาราศาสตร์ สามารถช่วยคุณวัดเส้นสเปกตรัม และสามารถวิเคราะห์สเปกตรัมเพื่อกำหนดความเร็วในแนวรัศมีของวัตถุได้


มีซอฟต์แวร์และเครื่องมือมากมายให้ทำตามที่คุณต้องการ:

  • IRAF โดย NOAO;
  • MIDAS ซึ่งโดยทั่วไปแล้วคล้ายกับ IRAF แต่พัฒนาโดย ESO
  • ใน Python ไม่ว่าจะเป็น atropy หรือ pyRAF (เพื่อใช้ IRAF กับอินเทอร์เฟซ Python)

ฉันจะใช้เครื่องมือ Python บางอย่าง (Python มีความหลากหลายมากกว่า IRAF หรือ MIDAS ที่เน้น "วัตถุประสงค์เดียว" มากกว่า) เพื่อรับประโยชน์จากคุณสมบัติอื่น ๆ ที่ Python นำเสนอ

แต่การพล็อตและประมวลผลสเปกตรัมของคุณเป็นเพียงส่วนแรกของงาน สิ่งที่คุณอาจต้องการทำในท้ายที่สุดคือใช้การสังเคราะห์สเปกตรัม เพื่อวิเคราะห์สเปกตรัมของคุณ การสังเคราะห์สเปกตรัมจะช่วยให้คุณ:

  • เพื่อระบุองค์ประกอบทางเคมีของวัตถุท้องฟ้าที่คุณศึกษาอย่างมีประสิทธิภาพ
  • เพื่อกำหนดคุณสมบัติบางอย่างของวัตถุท้องฟ้าที่คุณศึกษา

ในบรรดาเครื่องมือที่มีอยู่สำหรับการสังเคราะห์สเปกตรัม (ตัวอย่างเช่น สเปกตรัมของดาว) มี:

  • Turbospectrum โดย Bertrand Plez;
  • BaSeL โดย Thibault Lejeune

ในช่วง 15 ปีที่ผ่านมา ตัวอย่างของควาซาร์ที่เงียบด้วยคลื่นวิทยุที่แปลกใหม่ซึ่งมีบริเวณแนวกว้างของการแผ่รังสีกว้าง (BELR) ที่อ่อนแอหรือไม่มีอยู่ในตัวได้เกิดขึ้นจากการสำรวจท้องฟ้าด้วยสเปกโตรสโกปีขนาดใหญ่ ที่นี่ เรานำเสนอสเปกโทรสโกปีของเจ็ดควาซาร์เส้นการแผ่รังสีที่อ่อนแอ (WLQs) ดังกล่าวที่เรดชิฟต์ระดับปานกลาง (z = 1.4-1.7) โดยใช้เอ็กซ์-ชูตเตอร์ สเปกโตรกราฟ ซึ่งให้สเปกโตรสโคปีแบบออปติคัลและใกล้อินฟราเรดพร้อมกันที่ครอบคลุมรังสีอัลตราไวโอเลตในเฟรมที่พัก (UV) ผ่านออปติคัล การสังเกตใหม่เหล่านี้มีประสิทธิภาพเพิ่มขึ้นเป็นสองเท่าของจำนวน WLQ ด้วยสเปกโตรสโคปีในส่วนที่เหลือของออปติคัล และทำให้เราสามารถเปรียบเทียบจุดแข็งของ (อ่อนแอ) ของสายการปล่อยไอออไนเซชันสูง (เช่น C iv) กับสายไอออไนซ์ต่ำ (เช่น Mg ii, Hβ, H) ในแต่ละวัตถุ เราตรวจพบการแผ่รังสี Hβ และ H ในวงกว้างในวัตถุทั้งหมด และโดยทั่วไปเส้นเหล่านี้มักจะไปถึงจุดสิ้นสุดที่อ่อนแอกว่าของการกระจายที่คาดไว้สำหรับควาซาร์ทั่วไป (เช่น Hβ มีความกว้างเทียบเท่าเฟรมที่พักตั้งแต่ 15-40) อย่างไรก็ตาม สายการแตกตัวเป็นไอออนต่ำเหล่านี้ไม่ได้อ่อนแอเป็นพิเศษ เช่นเดียวกับสายการแตกตัวเป็นไอออนสูงใน WLQ สเปกตรัม X-shooter ยังแสดงการแผ่รังสี Fe ii ทางแสงที่ค่อนข้างแรง Hβ FWHM ≲ 4000 km s -1 และ C iv blueshifts ที่สำคัญ (≈ 1,000-5500 km s -1 ) เมื่อเทียบกับ redshift ของระบบสองสเปกตรัมยังแสดง UV Fe ที่สูงขึ้น ii การปล่อยและองค์ประกอบที่ไหลออกไปยังเส้นการปล่อย Mg ii (อ่อนแอ) คุณสมบัติเหล่านี้แนะนำว่า WLQ เป็นเวอร์ชันแปลกใหม่ของควาซาร์ที่ "ครอบงำด้วยลม" BELR ของพวกมันมีส่วนประกอบไอออไนเซชันสูงผิดปกติ หรือ BELR ของพวกมันอยู่ในสถานะโฟโตไอออไนเซชันผิดปรกติเนื่องจากคอนตินิวอัมอ่อนอย่างผิดปกติ

  • อาปา
  • ผู้เขียน
  • BIBTEX
  • ฮาร์วาร์ด
  • มาตรฐาน
  • RIS
  • แวนคูเวอร์

การตรวจจับเส้นออปติคัลเฟรมพักจากเอ็กซ์-ชูตเตอร์สเปกโทรสโกปีของควาซาร์ของเส้นการแผ่รังสีที่อ่อนแอ / Plotkin, Richard M. Shemmer, Ohad Trakhtenbrot, Benny Anderson, Scott F. Brandt, WN Fan, Xiaohui Gallo, Elena Lira, Paulina Luo, Bin Richards, Gordon T. Schneider, Donald P. Strauss, Michael A. Wu, Jianfeng .

ใน: Astrophysical Journal , Vol. 805 ฉบับที่ 2, 123, 01.06.2015.

ผลงานวิจัย : ผลงานวารสาร › บทความ › peer-review

T1 - การตรวจจับเส้นออปติคัลเฟรมที่พักจากเอ็กซ์-ชูตเตอร์สเปกโทรสโกปีของควาซาร์ของเส้นปล่อยรังสีที่อ่อนแอ

N1 - ลิขสิทธิ์ผู้จัดพิมพ์: © 2015 สมาคมดาราศาสตร์อเมริกัน สงวนลิขสิทธิ์.


จะตรวจจับเส้นการปล่อยแสงในสเปกตรัมแสงได้อย่างไร? - ดาราศาสตร์

บริบท. ชั้นบรรยากาศของโลกมีเส้นการดูดกลืนและการปล่อยรังสีเทลลูริกจำนวนมากบนสเปกตรัมดาราศาสตร์ โดยเฉพาะอย่างยิ่งในอินฟราเรดใกล้ ซึ่งจำเป็นต้องกำจัดออกก่อนวิเคราะห์บริเวณความยาวคลื่นที่ได้รับผลกระทบ
จุดมุ่งหมาย: เส้นเหล่านี้มักจะถูกลบออกโดยเปรียบเทียบกับดาวประเภท A หรือ B ที่ใช้เป็นมาตรฐานเทลลูริกที่มีเส้นไฮโดรเจนที่แข็งแรง ซึ่งทำให้การกำจัดเส้นเทลลูริกมีความซับซ้อน เราได้พัฒนาวิธีการหลีกเลี่ยงปัญหานั้น
วิธีการ: สำหรับแพ็คเกจซอฟต์แวร์ IDL ของเรา tellrem เราใช้วิธีการล่าสุดในการสร้างแบบจำลองคุณสมบัติการดูดกลืนแสงของเทลลูริกด้วยแบบจำลองการถ่ายโอนการแผ่รังสีทีละบรรทัด (LBLRTM) ความครอบคลุมความยาวคลื่นที่กว้างของ X-Shooter ที่ VLT ช่วยให้เราสามารถขยายเทคนิคของพวกมันโดยกำหนดความอุดมสมบูรณ์ของโมเลกุลเทลลูริกที่สำคัญที่สุด H 2 O, O 2 , CO 2 และ CH 4 จากกลุ่มเส้นที่แยกได้เพียงพอ สำหรับการสังเกตแต่ละครั้ง เราได้สร้างแบบจำลองการดูดกลืนแสงเทลลูริกสำหรับช่วงสเปกตรัมส่วนใหญ่ที่ใช้ในการขจัดการดูดซึมเทลลูริกออกจากสเปกตรัมของวัตถุ
ผลลัพธ์: เราลบการดูดกลืนแสงแบบเทลลูริกออกจากทั้งบริเวณต่อเนื่องและเส้นการปล่อยโดยไม่มีสิ่งตกค้างที่เป็นระบบสำหรับช่วงสเปกตรัมที่ประมวลผลได้ส่วนใหญ่ อย่างไรก็ตาม วิธีการของเราเพิ่มข้อผิดพลาดทางสถิติ ข้อผิดพลาดของสเปกตรัมที่แก้ไขมักจะเพิ่มขึ้น 10% สำหรับ S/N


Kramida, A., Ralchenko, Y., Reader, J. & NIST ASD Team NIST Atomic Spectra ฐานข้อมูล เวอร์ชัน 5.7.1 (NIST, 2019) https://physics.nist.gov/asd

Zhang, S. P. & Shepherd, G. G. เกี่ยวกับการตอบสนองของอัตราการปล่อยแสงกลางวัน O( 1 S) ต่อการป้อนพลังงานของดวงอาทิตย์: แบบจำลองเชิงประจักษ์ที่อนุมานจากการวัดทั่วโลกของ WINDII/UARS เจ. จีโอฟีส. ความละเอียด 110, A03304 (2005).

Witasse, O. , Lilensten, J. , Lathuillière, C. & Blelly, P. L. การสร้างแบบจำลอง OI 630.0 และ 557.7 nm thermospheric dayglow ระหว่างการวัดพิกัด EISCAT-WINDII เจ. จีโอฟีส. ความละเอียด 104, 24639–24655 (1999).

Fox, J. L. & Dalgarno, A. Ionization, ความสว่างไสว และความร้อนของบรรยากาศชั้นบนของดาวอังคาร เจ. จีโอฟีส. ความละเอียด 84, 7315–7333 (1979).

Barth, C. A. บรรยากาศของดาวอังคาร อันนุ. รายได้ Earth Planet วิทย์. 2, 333–367 (1974).

Stewart, A.I. Mariner 6 และ 7 การทดลองด้วยรังสีอัลตราไวโอเลต: ผลกระทบของCO2 + , CO และ O airglow เจ. จีโอฟีส. ความละเอียด 77, 54–68 (1972).

Leblanc, F. , Chaufray, J. Y. , Lilensten, J. , Witasse, O. & Bertaux, J. L. Martian dayglow ตามที่เห็นโดย SPICAM UV spectrograph บน Mars Express เจ. จีโอฟีส. ความละเอียด 111, E09S11 (2006).

Jain, S. K. และคณะ โครงสร้างและความแปรปรวนของชั้นบรรยากาศบนดาวอังคารตามที่เห็นในการสังเกตการณ์แสงกลางวันของ MAVEN/IUVS ธรณีฟิสิกส์ ความละเอียด เลตต์. 42, 9023–9030 (2015).

Slanger, T. G. , Cosby, P. C. , Sharpee, B. D. , Minschwaner, K. R. & Siskind, D. E. O( 1 S→ 1 D, 3 P) อัตราส่วนการแตกแขนงตามที่วัดใน nightglow บนบก เจ. จีโอฟีส. Res. 111, A12318 (2006).

Gattinger, R. L. และคณะ การสังเกตอัตราส่วนความสว่าง 557.7 nm ถึง 297.2 nm ในสเปกตรัมออโรราด้วย OSIRIS บน Odin สามารถ. เจ. ฟิส. 87, 1133–1137 (2009).

Vandaele, A. C. และคณะ วัตถุประสงค์และการแสดงทางวิทยาศาสตร์ของ NOMAD ซึ่งเป็นชุดสเปกโตรมิเตอร์สำหรับภารกิจ ExoMars TGO ดาวเคราะห์ วิทยาศาสตร์อวกาศ. 119, 233–249 (2018).

Vandaele, A. C. และคณะ รุ่นออปติกและเรดิโอเมตริกของเครื่องมือ NOMAD ส่วนที่ 1: ช่องสัญญาณ UVIS เลือก. ด่วน 23, 30028–30042 (2015).

Patel, M. R. และคณะ NOMAD spectrometer ในภารกิจ ExoMars trace gas orbiter: ส่วนที่ 2—การออกแบบ การผลิต และการทดสอบช่องอัลตราไวโอเลตและช่องที่มองเห็นได้ แอปพลิเค เลือก. 56, 2771–2782 (2017).

López-Valverde, M. A. และคณะ การสำรวจชั้นบรรยากาศบนดาวอังคารด้วย ExoMars Trace Gas Orbiter วิทยาศาสตร์อวกาศ. รายได้ 214, 29 (2018).

Gkouvelis, L. และคณะ การปล่อยแสงเดย์โกลว์ O ( 1 S) 297.2 นาโนเมตร: ตัวติดตาม CO2 การเปลี่ยนแปลงความหนาแน่นของเทอร์โมสเฟียร์ล่างของดาวอังคาร เจ. จีโอฟีส. ความละเอียด 123, 3119–3132 (2018).

เจอราร์ด เจ.ซี. และคณะ MAVEN IUVS ข้อสังเกตของCO2 + แถบ UV doublet และ CO cameron ในเทอร์โมสเฟียร์ของดาวอังคาร: การกระจายตามสภาพอากาศ ตามฤดูกาล และละติจูด เจ. จีโอฟีส. ความละเอียด 124, 5816–5827 (2019).

Lawrence, G. M. การผลิต O( 1 S) จาก photodissociation ของ CO2. เจ เคม. สรีรวิทยา 57, 5616–5617 (1972).

Gkouvelis, L. และคณะ การสำรวจระยะไกลของ Airglow ของความแปรผันตามฤดูกาลของบรรยากาศบนดาวอังคาร: การสังเกตแขนขาของ MAVEN และการเปรียบเทียบแบบจำลอง อิคารัส 341, 113666 (2020).

ลืม F. et al. ปรับปรุงแบบจำลองการหมุนเวียนทั่วไปของบรรยากาศดาวอังคารจากพื้นผิวเป็นมากกว่า 80 กม. เจ. จีโอฟีส. ความละเอียด 104, 24155–24175 (1999).

González-Galindo, F. , López-Valverde, M. A. , Angelat i Coll, M. & forget, F. การขยายแบบจำลองการหมุนเวียนทั่วไปของดาวอังคารไปสู่ระดับความสูงของเทอร์โมสเฟียร์: แบบจำลองความร้อนยูวีและโฟโตเคมี เจ. จีโอฟีส. ความละเอียด 110, E09008 (2005).

Thiemann, E. และคณะ แบบจำลอง MAVEN EUVM ของความแปรปรวนของสเปกตรัมแสงจากดวงอาทิตย์ที่ดาวอังคาร: อัลกอริทึมและผลลัพธ์ เจ. จีโอฟีส. ความละเอียด 122, 2748–2767 (2017).

Chantler, C. T. , Nguyen, T. V. B. , Lowe, J. A. & Grant, I. P. การคำนวณเชิงสัมพัทธภาพของความน่าจะเป็นการเปลี่ยนแปลงสำหรับเส้นการปล่อยก๊าซออกซิเจน 557.7 nm และ 297.2 nm ดาราศาสตร์ เจ 769, 84 (2013).


ตารางของทุกองค์ประกอบและสเปกตรัมการปล่อยของมัน นี่คือวิธีที่นักดาราศาสตร์ตรวจจับองค์ประกอบต่างๆ

อาจเป็นคำถามโง่ๆ แต่ถ้ามีหลายองค์ประกอบล่ะ? พวกเขากรองผ่าน "noise" ขององค์ประกอบหลายรายการที่ซ้อนทับกันเพื่อกำหนดองค์ประกอบแต่ละรายการได้อย่างไร

เส้นแต่ละเส้นในอะตอมเหล่านี้มีความถี่ที่จำเพาะเจาะจงมากๆ -- และที่จริงแล้ว ถ้าคุณดูดีๆ เส้นส่วนใหญ่ในภาพนี้จะถูกแยกออกเป็นเส้นใกล้กันหลายเส้น

นั่นหมายถึงสองสิ่ง ประการแรก ด้วยอุปกรณ์สเปกโทรสโกปีที่ดีและสภาวะควบคุม คุณจะบอกได้ง่ายว่ากำลังดูอะตอมใด การหาเส้นที่ 582.9153 nm ไม่เหมือนกับการหาเส้นที่ 582.9155 nm

ประการที่สอง ในสภาวะที่มีการควบคุมน้อยกว่า การระบุ (โดยเฉพาะโมเลกุล) ควรใช้เม็ดเกลือด้วยเหตุผลที่คุณอ้างถึงอย่างแน่นอน เส้นสามารถขยายได้โดยใช้แรงกดและเคลื่อนย้ายโดย Doppler (หากแหล่งกำเนิดกำลังเคลื่อนที่) ด้วยสเปกตรัมที่ดีมาก การเปลี่ยนแปลงเหล่านี้สามารถบอกคุณได้มากมายเกี่ยวกับสภาพแวดล้อมของอะตอมหรือโมเลกุล แต่ด้วยคลื่นความถี่ที่อ่อนแอกว่าหรือการระบุตัวตนที่อ่อนแอกว่า ทำให้สิ่งต่างๆ คลุมเครือ

หากคุณระบุบางสิ่งโดยพิจารณาจากเส้นสะอาด 50 เส้นที่คุณเห็น นั่นถือว่าค่อนข้างชัดเจน หากคุณกำลังทำบนพื้นฐานของเส้นกว้าง 3 เส้นที่อยู่ในสัญญาณรบกวน (ฉันเคยเห็นมันทำเสร็จแล้ว) คุณกำลังคาดเดา

การทำสิ่งถูกต้องอาจเป็นเรื่องยากจริงๆ ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่มีไฮโดรเจนและฮีเลียมอยู่เป็นจำนวนมาก แต่หลังจากนั้น ปริมาณสัมพัทธ์จะแปรผัน อุณหภูมิและความหนาแน่นส่งผลต่อความแข็งแรงของเส้นแต่ละเส้นของธาตุที่กำหนด และเนื่องจากองค์ประกอบที่หนักกว่านั้นไม่มากนัก โดยปกติแล้วจะเป็นเส้น ไม่ลึกมาก ดังนั้นอัตราส่วนสัญญาณต่อสัญญาณรบกวนจึงไม่ค่อยดี

กุญแจสำคัญประการหนึ่งนอกเหนือจากสิ่งที่ /u/base736 กล่าวถึงคือการเปลี่ยนแปลงของอะตอมบางส่วนมีความน่าจะเป็นสัมพัทธ์ที่จะเกิดขึ้นซึ่งกำหนดโดยฟิสิกส์ของอะตอม ตัวอย่างเช่น [OIII] 5007 และ [OIII] 4958 มาในอัตราส่วน 3:1 เสมอ (นั่นไม่ใช่ตัวอย่างที่ดีสำหรับดาวฤกษ์ เนื่องจากพวกมันเรียกว่า "forbidden lines" ที่ต้องการความหนาแน่นต่ำมากจึงจะเกิดขึ้น แต่ก็เป็น ตัวอย่างที่นึกขึ้นได้) doublet หรือ triplet ใด ๆ ที่ความเข้มสัมพัทธ์ถูกกำหนดโดยฟิสิกส์อะตอมเพียงอย่างเดียว จริงๆ ช่วยได้เพราะคุณสามารถระบุแม้แต่เส้นที่อ่อนแอจากองค์ประกอบเดียวกันได้อย่างแม่นยำมากขึ้น

โอ้ และถ้าวัตถุที่คุณกำลังดูอยู่นั้นมีองค์ประกอบหนักที่มีอิออไนเซชันสูงจำนวนมาก สิ่งเหล่านี้ก็วัดได้ไม่ดีในห้องแล็บเช่นกัน ดังนั้นมันจึงค่อนข้างยากอย่างน่าขัน ตัวอย่างรวมถึงเส้นบางเส้นในซุปเปอร์โนวาและเกือบทุกอย่างในดาวนิวตรอนคู่ที่รวมกัน (ฉันอาจผิด แต่ฉันไม่คิดว่ายังมีสเปกตรัม NS-NS อยู่ แต่เมื่อ LIGO และ Virgo ทำงานร่วมกัน พวกมัน x27 จะถูกพบในไม่ช้า)


ความรู้

เรารายงานการตรวจจับ (3.5 × 10 37 ± 5.6 × 10 36 erg s −1 ) ของเส้นการปล่อยโคโรนาแบบออปติคัล [Fe X] λ6374 และขีดจำกัดบนของเส้นโคโรนัลอีกสี่เส้นโดยใช้สเปกตรัม VIMOS ความละเอียดสูงที่มีศูนย์กลางอยู่ที่ NGC 4696 ซึ่งเป็น กาแล็กซีกระจุกดาวที่สว่างที่สุดในกระจุกดาวเซนทอร์ การปล่อยก๊าซจากเส้นเหล่านี้บ่งบอกถึงก๊าซที่อุณหภูมิระหว่าง 1 × 10 6 −5 × 10 6 K ดังนั้นจะติดตามก๊าซระหว่างดวงดาวใน NGC 4696 อัตราการเย็นตัวที่มาจากขีดจำกัดบนนั้นสอดคล้องกับอัตราการเย็นตัวของรังสีเอกซ์ ข้อสังเกต (∼10 M ปี -1 ) อย่างไรก็ตาม เราตรวจพบความส่องสว่างเป็นสองเท่าที่คาดไว้สำหรับการปล่อย [FeX] λ6374 ที่ 10 6 K หัววัดอุณหภูมิต่ำสุดของเรา เราขอแนะนำว่าการปล่อยก๊าซนี้เกิดจากการให้ความร้อนกับแก๊สมากกว่าที่จะระบายความร้อนออกจากตัวกลางในกระจุกตัว เราตรวจไม่พบเส้นโคโรนาจาก [Ca XV] ซึ่งคาดว่าจะได้จากก๊าซ 5 × 10 6 K ที่เห็นใกล้จุดศูนย์กลางในรังสีเอกซ์ด้วยจันทรา. อย่างไรก็ตาม แคลเซียมมีแนวโน้มที่จะหมดลงจากเฟสของแก๊สไปจนถึงเม็ดฝุ่นในพื้นที่ภาคกลางของ NGC 4696

ประเภทเอกสาร

วันที่ตีพิมพ์

หมายเหตุ/ข้อมูลอ้างอิง

ตีพิมพ์ใน ประกาศประจำเดือนของราชสมาคมดาราศาสตร์, ข้อ 411, ฉบับที่ 1, น. 411-421.

บทความนี้ได้รับการยอมรับให้ตีพิมพ์ใน ประกาศประจำเดือนของราชสมาคมดาราศาสตร์ ©: 2011 The Authors เผยแพร่โดย Oxford University Press ในนามของ Royal Astronomical Society สงวนลิขสิทธิ์.

เจ้าของลิขสิทธิ์ได้อนุญาตให้โพสต์บทความที่นี่


ในช่วง 15 ปีที่ผ่านมา ตัวอย่างของควาซาร์ที่เงียบด้วยคลื่นวิทยุที่แปลกใหม่ซึ่งมีบริเวณแนวกว้างของการแผ่รังสีกว้าง (BELR) ที่อ่อนแอหรือไม่มีอยู่ในตัวได้เกิดขึ้นจากการสำรวจท้องฟ้าด้วยสเปกโตรสโกปีขนาดใหญ่ ที่นี่ เรานำเสนอสเปกโทรสโกปีของเจ็ดควาซาร์เส้นการแผ่รังสีที่อ่อนแอ (WLQs) ดังกล่าวที่เรดชิฟต์ระดับปานกลาง (z = 1.4-1.7) โดยใช้เอ็กซ์-ชูตเตอร์ สเปกโตรกราฟ ซึ่งให้สเปกโตรสโคปีแบบออปติคัลและใกล้อินฟราเรดพร้อมกันที่ครอบคลุมรังสีอัลตราไวโอเลตในเฟรมที่พัก (UV) ผ่านออปติคัล การสังเกตใหม่เหล่านี้มีประสิทธิภาพเพิ่มขึ้นเป็นสองเท่าของจำนวน WLQ ด้วยสเปกโตรสโคปีในส่วนที่เหลือของออปติคัล และทำให้เราสามารถเปรียบเทียบจุดแข็งของ (อ่อนแอ) ของสายการปล่อยไอออไนเซชันสูง (เช่น C iv) กับสายไอออไนซ์ต่ำ (เช่น Mg ii, Hβ, H) ในแต่ละวัตถุ เราตรวจพบการแผ่รังสี Hβ และ H ในวงกว้างในวัตถุทั้งหมด และโดยทั่วไปแล้วเส้นเหล่านี้จะไปยังจุดสิ้นสุดที่อ่อนแอกว่าของการกระจายที่คาดไว้สำหรับควาซาร์ทั่วไป (เช่น Hβ มีความกว้างเทียบเท่าเฟรมที่พักตั้งแต่ 15-40) อย่างไรก็ตาม สายการแตกตัวเป็นไอออนต่ำเหล่านี้ไม่ได้อ่อนแอเป็นพิเศษ เช่นเดียวกับสายการแตกตัวเป็นไอออนสูงใน WLQ สเปกตรัม X-shooter ยังแสดงการแผ่รังสี Fe ii ทางแสงที่ค่อนข้างแรง Hβ FWHM ≲ 4000 km s -1 และ C iv blueshifts ที่สำคัญ (≈ 1,000-5500 km s -1 ) เมื่อเทียบกับ redshift ของระบบสองสเปกตรัมยังแสดง UV Fe ที่สูงขึ้น ii การปล่อยและองค์ประกอบที่ไหลออกไปยังเส้นการปล่อย Mg ii (อ่อนแอ) คุณสมบัติเหล่านี้แนะนำว่า WLQ เป็นเวอร์ชันแปลกใหม่ของควาซาร์ที่ "ครอบงำด้วยลม" BELR ของพวกมันมีส่วนประกอบไอออไนเซชันสูงผิดปกติ หรือ BELR ของพวกมันอยู่ในสถานะโฟโตไอออไนเซชันผิดปรกติเนื่องจากคอนตินิวอัมอ่อนอย่างผิดปกติ

  • อาปา
  • มาตรฐาน
  • ฮาร์วาร์ด
  • แวนคูเวอร์
  • ผู้เขียน
  • BIBTEX
  • RIS

การตรวจจับเส้นออปติคัลเฟรมพักจากเอ็กซ์-ชูตเตอร์สเปกโทรสโกปีของควาซาร์ของเส้นการแผ่รังสีที่อ่อนแอ / Plotkin, Richard M. Shemmer, Ohad Trakhtenbrot, Benny Anderson, Scott F. Brandt, WN Fan, Xiaohui Gallo, Elena Lira, Paulina Luo, Bin Richards, Gordon T. Schneider, Donald P. Strauss, Michael A. Wu, Jianfeng .

ใน: Astrophysical Journal , Vol. 805 ฉบับที่ 2, 123, 01.06.2015.

ผลงานวิจัย : ผลงานวารสาร › บทความ › peer-review

T1 - การตรวจจับเส้นออปติคัลเฟรมที่พักจากเอ็กซ์-ชูตเตอร์สเปกโทรสโกปีของควาซาร์ของเส้นปล่อยรังสีที่อ่อนแอ

N1 - ลิขสิทธิ์ผู้จัดพิมพ์: © 2015 สมาคมดาราศาสตร์อเมริกัน สงวนลิขสิทธิ์.


Optical Emission Spectroscopy (OES) คืออะไร?

เครื่องวิเคราะห์ OES ทั้งหมดมีส่วนประกอบหลักสามอย่าง ส่วนประกอบแรกคือแหล่งไฟฟ้าที่กระตุ้นอะตอมภายในตัวอย่างโลหะ เพื่อให้พวกมันปล่อยแสงที่มีลักษณะเฉพาะ หรือการปล่อยแสง เส้น &ndash ต้องใช้ส่วนเล็กๆ ของตัวอย่างเพื่อให้ความร้อนถึงหลายพันองศาเซลเซียส ทำได้โดยใช้แหล่งจ่ายไฟฟ้าแรงสูงในสเปกโตรมิเตอร์ผ่านอิเล็กโทรด ความแตกต่างของศักย์ไฟฟ้าระหว่างตัวอย่างและอิเล็กโทรดทำให้เกิดการคายประจุไฟฟ้า การคายประจุนี้ผ่านตัวอย่าง ให้ความร้อนและทำให้วัสดุกลายเป็นไอที่พื้นผิว และกระตุ้นอะตอมของวัสดุให้ตื่นเต้น ซึ่งจะปล่อยสายการแผ่รังสีตามลักษณะองค์ประกอบ

สามารถสร้างการคายประจุไฟฟ้าได้สองรูปแบบ ไม่ว่าจะเป็นส่วนโค้งซึ่งเป็นเหตุการณ์เปิด/ปิดที่คล้ายกับการถูกฟ้าผ่า หรือการเกิดประกายไฟเป็นชุดของเหตุการณ์การคายประจุหลายครั้งที่มีการเปิดและปิดแรงดันไฟฟ้าของอิเล็กโทรด โหมดการทำงานสองโหมดนี้ใช้ขึ้นอยู่กับองค์ประกอบที่วัดและความแม่นยำที่ต้องการ

องค์ประกอบที่สองคือระบบออปติคัล แสง เส้นการปล่อยแสงหลายเส้นจากตัวอย่างที่เป็นไอซึ่งเรียกว่าพลาสมาจะผ่านเข้าไปในสเปกโตรมิเตอร์ การจัดระดับการเลี้ยวเบนในสเปกโตรมิเตอร์จะแยกแสงที่เข้ามาเป็นความยาวคลื่นเฉพาะขององค์ประกอบ และเครื่องตรวจจับที่เกี่ยวข้องจะวัดความเข้มของแสงสำหรับความยาวคลื่นแต่ละช่วง ความเข้มที่วัดได้เป็นสัดส่วนกับองค์ประกอบชดเชยความเข้มข้นในตัวอย่าง

องค์ประกอบที่สามคือระบบคอมพิวเตอร์ ระบบคอมพิวเตอร์ได้รับความเข้มที่วัดได้และประมวลผลข้อมูลนี้ผ่านการสอบเทียบที่กำหนดไว้ล่วงหน้าเพื่อสร้างความเข้มข้นของธาตุ ส่วนต่อประสานกับผู้ใช้ช่วยให้มั่นใจได้ว่าผู้ปฏิบัติงานมีการแทรกแซงน้อยที่สุดพร้อมผลลัพธ์ที่แสดงอย่างชัดเจนซึ่งสามารถพิมพ์หรือเก็บไว้เพื่อใช้อ้างอิงในอนาคต

แล้วเราจะสร้างเส้นการปล่อยแสงเฉพาะองค์ประกอบจากตัวอย่างโลหะได้อย่างไร

เมื่อพลังงานของการคายประจุไฟฟ้าทำปฏิกิริยากับอะตอม อิเล็กตรอนบางส่วนในเปลือกนอกของอะตอมจะถูกขับออกมา อิเล็กตรอนเปลือกนอกมีพันธะแน่นน้อยกว่ากับนิวเคลียสของอะตอมเพราะอยู่ห่างจากนิวเคลียสและต้องการพลังงานอินพุตน้อยกว่าที่จะถูกขับออกมา อิเล็กตรอนที่ปล่อยออกมาจะสร้างช่องว่างที่ทำให้อะตอมไม่เสถียร

เพื่อคืนความเสถียร อิเล็กตรอนจากวงโคจรที่สูงขึ้นซึ่งอยู่ห่างจากนิวเคลียสจะเลื่อนลงมาเพื่อเติมเต็มตำแหน่งว่าง พลังงานส่วนเกินที่ปล่อยออกมาเมื่ออิเล็กตรอนเคลื่อนที่ระหว่างสองระดับพลังงานหรือเปลือกจะถูกปล่อยออกมาในรูปของแสงเฉพาะธาตุหรือการปล่อยแสง

ทุกองค์ประกอบจะปล่อยเส้นสเปกตรัมที่สอดคล้องกับการเปลี่ยนผ่านของอิเล็กตรอนระหว่างระดับพลังงานหรือเปลือกที่แตกต่างกัน การเปลี่ยนแปลงแต่ละครั้งจะสร้างเส้นการปล่อยแสงเฉพาะที่มีความยาวคลื่นคงที่หรือพลังงานรังสี

สำหรับตัวอย่างโลหะทั่วไปที่มีเหล็ก แมงกานีส โครเมียม นิกเกิล วาเนเดียม ฯลฯ แต่ละองค์ประกอบจะปล่อยความยาวคลื่นจำนวนมาก นำไปสู่สเปกตรัมที่มีเส้นมาก ตัวอย่างเช่น เหล็กปล่อยความยาวคลื่นที่แตกต่างกันเพียง 8000 แบบ ดังนั้นการเลือกสายการปล่อยที่เหมาะสมที่สุดสำหรับองค์ประกอบที่กำหนดในตัวอย่างจึงเป็นสิ่งสำคัญ

แสงที่เป็นลักษณะเฉพาะที่ปล่อยออกมาจากอะตอมในตัวอย่างจะถูกถ่ายโอนไปยังระบบออปติคัล ซึ่งจะถูกแยกออกเป็นความยาวคลื่นสเปกตรัมโดยการจัดระดับไฮเทค การจัดระดับประกอบด้วยร่องมากถึง 3600 ร่องต่อมิลลิเมตร

ถัดไป สัญญาณพีคของเส้นสเปกตรัมแต่ละอันจะถูกรวบรวมโดยเครื่องตรวจจับและประมวลผลเพื่อสร้างสเปกตรัมที่แสดงจุดสูงสุดของความเข้มของแสงเทียบกับความยาวคลื่น ซึ่งหมายความว่า OES ให้ข้อมูลเชิงคุณภาพเกี่ยวกับตัวอย่างที่วัด อย่างไรก็ตาม OES ก็เป็นเทคนิคเชิงปริมาณเช่นกัน

ความยาวคลื่นสูงสุดระบุองค์ประกอบ และพื้นที่พีคหรือความเข้มจะระบุปริมาณในตัวอย่าง จากนั้นเครื่องวิเคราะห์จะใช้ข้อมูลนี้ในการคำนวณองค์ประกอบธาตุของตัวอย่างโดยพิจารณาจากการสอบเทียบด้วยวัสดุอ้างอิงที่ผ่านการรับรอง กระบวนการทั้งหมดตั้งแต่การกดปุ่มเริ่มต้นหรือทริกเกอร์เพื่อให้ได้ผลการวิเคราะห์สามารถทำได้อย่างรวดเร็วถึง 3 วินาทีหรืออาจใช้เวลาถึง 30 วินาทีสำหรับการวิเคราะห์เชิงปริมาณที่แม่นยำอย่างสมบูรณ์ทั้งหมดขึ้นอยู่กับเครื่องวิเคราะห์ที่ใช้ช่วง ของธาตุที่วัดและความเข้มข้นของธาตุเหล่านั้น

เมื่อเทียบกับเทคนิคการวิเคราะห์อื่นๆ OES มีข้อดีหลายประการ: รวดเร็วและค่อนข้างใช้งานง่าย โดยจะวัดองค์ประกอบและความเข้มข้นที่หลากหลายในวัสดุประเภทต่างๆ มากมาย รวมถึงองค์ประกอบที่สำคัญ เช่น คาร์บอน ซัลเฟอร์ ฟอสฟอรัส โบรอน และไนโตรเจน มีความแม่นยำอย่างยิ่งในการวัดปริมาณร่องรอยและองค์ประกอบจรจัดในระดับต่ำ และมีต้นทุนค่อนข้างต่ำเมื่อเทียบกับเทคนิคอื่นๆ

สำหรับการวิเคราะห์ร่องรอยของโลหะ OES เป็นวิธีที่แนะนำ ปัจจุบัน OES เป็นวิธีเดียวที่สามารถวิเคราะห์คาร์บอนและไนโตรเจนในไซต์งาน นอกห้องปฏิบัติการได้


คีย์เวิร์ด

  • อาปา
  • ผู้เขียน
  • BIBTEX
  • ฮาร์วาร์ด
  • มาตรฐาน
  • RIS
  • แวนคูเวอร์

ผลงานวิจัย : ผลงานวารสาร › Article

T1 - การสำรวจแนวปล่อยแสงของเนบิวลาดาวเคราะห์ขนาดใหญ่

N2 - ฟลักซ์ของเส้นการปล่อยก๊าซที่แม่นยำจากเนบิวลาดาวเคราะห์ (PNe) ทำให้เกิดข้อจำกัดที่สำคัญเกี่ยวกับธรรมชาติของขั้นตอนสุดท้ายของวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ PNe ขนาดใหญ่ที่วิวัฒนาการแล้วอาจติดตามขั้นตอนล่าสุดของวิวัฒนาการ PN ซึ่งวัสดุจากลม AGB จะถูกส่งกลับไปยังสสารในอวกาศ อย่างไรก็ตาม ความสว่างของพื้นผิวที่ต่ำและการแผ่ขยายเชิงพื้นที่ของ PNe ขนาดใหญ่ทำให้การวัดฟลักซ์ของเส้นแม่นยำเป็นเรื่องยากด้วยเทคนิคสเปกโตรสโกปีแบบกรีดยาว นอกจากนี้ การแยกเนบิวลาเหล่านี้ออกจากบริเวณ H II เศษซุปเปอร์โนวา หรือก๊าซระหว่างดวงดาวที่แตกตัวเป็นไอออนโดยแกนดาวฤกษ์ที่ร้อนและวิวัฒนาการแล้วอาจเป็นสิ่งที่ท้าทาย ในที่นี้ เรารายงานเกี่ยวกับการสำรวจอย่างต่อเนื่องของ Galactic PNe (r > 5′) ขนาดใหญ่ที่มี Wisconsin H-Alpha Mapper (WHAM) ซึ่งเป็นสเปกโตรกราฟของ Fabry-Perot ที่ออกแบบมาเพื่อตรวจจับเส้นการแผ่รังสีแสงแบบกระจายจางๆ ที่มีความไวสูงและความละเอียดของสเปกตรัม ตัวอย่างของเรารวมถึงการปรับปรุง Hα ที่เพิ่งเปิดเผยจากการสำรวจ AAO/UKST และ WHAM Ha ของ Parker et al และฮาฟเนอร์และคณะ เรานำเสนอฟลักซ์ของสายการปล่อยที่แม่นยำของ Hα, [N II]λA6583 และ [O III]λ5007 และเปรียบเทียบข้อมูลของเรากับการวัดอื่นๆ เราใช้อัตราส่วนของสายการปล่อยและจลนศาสตร์ของก๊าซไอออไนซ์เพื่อประเมิน หรือในบางกรณีเพื่อประเมินการระบุเนบิวลาบางตัวอีกครั้ง

AB - ฟลักซ์ของเส้นการปล่อยก๊าซที่แม่นยำจากเนบิวลาดาวเคราะห์ (PNe) ทำให้เกิดข้อจำกัดที่สำคัญเกี่ยวกับธรรมชาติของขั้นตอนสุดท้ายของวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ PNe ขนาดใหญ่ที่วิวัฒนาการแล้วอาจติดตามขั้นตอนล่าสุดของวิวัฒนาการ PN โดยที่วัสดุจากลม AGB จะถูกส่งกลับไปยังตัวกลางระหว่างดวงดาว อย่างไรก็ตาม ความสว่างของพื้นผิวที่ต่ำและการแผ่ขยายเชิงพื้นที่ของ PNe ขนาดใหญ่ทำให้การวัดฟลักซ์ของเส้นแม่นยำเป็นเรื่องยากด้วยเทคนิคสเปกโตรสโกปีแบบกรีดยาว นอกจากนี้ การแยกเนบิวลาเหล่านี้ออกจากบริเวณ H II เศษซุปเปอร์โนวา หรือก๊าซระหว่างดวงดาวที่แตกตัวเป็นไอออนโดยแกนดาวฤกษ์ที่ร้อนและวิวัฒนาการแล้วอาจเป็นสิ่งที่ท้าทาย ที่นี่ เรารายงานเกี่ยวกับการสำรวจต่อเนื่องของ Galactic Pne (r > 5′) ขนาดใหญ่ที่มี Wisconsin H-Alpha Mapper (WHAM) ซึ่งเป็นสเปกโตรกราฟของ Fabry-Perot ที่ออกแบบมาเพื่อตรวจจับเส้นการแผ่รังสีแสงแบบกระจายจางๆ ด้วยความไวสูงและความละเอียดสเปกตรัม ตัวอย่างของเราประกอบด้วยการปรับปรุง Hα ที่เพิ่งเปิดเผยจากการสำรวจ AAO/UKST และ WHAM Ha ของ Parker et al และฮาฟเนอร์และคณะ เรานำเสนอฟลักซ์ของสายการปล่อยที่แม่นยำของ Hα, [N II]λA6583 และ [O III]λ5007 และเปรียบเทียบข้อมูลของเรากับการวัดอื่นๆ เราใช้อัตราส่วนของสายการปล่อยและจลนศาสตร์ของก๊าซไอออไนซ์เพื่อประเมิน หรือในบางกรณีเพื่อประเมินการระบุเนบิวลาบางตัวอีกครั้ง


Spectra, Omicron Aqr และ HD207198, Alpy 600

คู่รักเพิ่งบันทึกสเปกตรัมเพื่อการพิจารณาของคุณ

Omicron Aquarii เป็นดาวประเภท Be ปลาย (ตัวแปรประเภท Gamma Cassiopeiae) ซึ่งเป็นยักษ์ย่อยซึ่งตามการอ่านของฉันกำลังพัฒนาไปสู่สถานะดาวยักษ์ ปริมาณที่เพิ่มขึ้นที่คาดไว้ควรมีผลที่น่าสนใจบางประการ เนื่องจาก Omicron Aqr เป็นตัวหมุนที่รวดเร็ว >275 km/s ประมาณ 75% ของความเร็ววิกฤต และมีจานวัดขนาดมหึมาที่ขยายรัศมีดาวหลายดวงออกจากบริเวณเส้นศูนย์สูตร มุมเอียงของดวงดาวอยู่ที่ประมาณ 70 องศา และถือเป็น 'shell star' ที่เสถียร สเปกตรัมความละเอียดต่ำของฉันไม่ได้แก้ไขหลักฐานของเส้นเปลือกหอย (เส้นการแผ่รังสีที่แผ่ออกไปต่ำกว่าคอนตินิวอัม) แต่แสดงให้เห็นอย่างชัดเจนว่ามีการแผ่รังสีอย่างกว้างขวางที่ H- อัลฟ่าและเติมสาย H-beta สเปกตรัมที่มีความละเอียดสูงกว่าน่าจะแสดงการเติมเส้น H-balmer ส่วนใหญ่และเส้น He I บางเส้น เมื่อเทียบกับ Be stars อื่นๆ ในคอลเล็กชันของฉัน ความต่อเนื่องของ Omicron Aqr นั้นราบรื่นมากโดยมีเพียงเส้น He I ที่ตื้น และมีหลักฐานเพียงเล็กน้อยของโลหะอื่นๆ เช่น Fe, Mg และ N

HD207198 ซึ่งเป็นดาวฤกษ์ประเภท O ตอนปลายในเซเฟอุส อยู่ในรายชื่อดาวของฉันที่จะบันทึกสเปกตรัม เพราะมันได้แสดงให้เห็นจุดสูงสุดของการแผ่รังสีในบางช่วงของประวัติศาสตร์ ทำให้ได้ชื่อว่าเป็นดาวประเภท Oe ดาวฤกษ์ดวงนี้มีมวลมาก รัศมีสุริยะ 27x ด้วยความเร็วการหมุน >50 km/s สำหรับการเปรียบเทียบ ดวงอาทิตย์ของเราจะหมุนด้วยความเร็ว 1.9 กม./วินาที (ให้หรือรับ) เมื่อเทียบกับ Omicron Aquarii HD207198 แสดงเส้นโลหะจำนวนมาก โดยเฉพาะอย่างยิ่ง He, Si, N และ Mg ในสเปกตรัมความละเอียดต่ำของฉัน เส้นโลหะไม่น่าแปลกใจเกินไปเนื่องจากอุณหภูมิที่มีประสิทธิภาพเข้าใกล้ 32,000 K เมื่อเทียบกับ 13,500 K ของ Omicron Aqr HD207198 ไม่แสดงหลักฐานการปล่อย H-Balmer ในสเปกตรัมความละเอียดต่ำของฉัน แม้ว่าสเปกตรัมที่มีความละเอียดสูงกว่าอาจแสดงการเติมเส้น H-Balmer . ฉันยังคงอ่านวรรณกรรมเพื่อค้นหาสเปกตรัมและ/หรือการสังเกตเส้นการปล่อยมลพิษ

เกี่ยวกับความเร็วการหมุนของดาวฤกษ์ หากคุณเปรียบเทียบความกว้างของเส้นในสเปกตรัมของฉันของดาวทั้งสองเหล่านี้ เส้นที่ขยายออกเนื่องจากอย่างน้อยก็ในบางส่วนถึงการหมุนจะเห็นได้ชัดใน Omicron Aquarii ยังมีอะไรให้ดูและเรียนรู้อีกมาก สเปกโตรสโคปี!