천문학

SED에서 광도를 얻는 방법

SED에서 광도를 얻는 방법


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저는 스펙트럼 에너지 분포 (여러 주파수에서 측정 된 플럭스 밀도)를 가지고 있으며 이러한 점에 '회색 체'모델을 장착했습니다.

이 정보를 사용하여 소스의 광도를 결정하는 방법에 대해 혼란 스럽습니다.

내 피팅 함수의 적분이 전체 플럭스를 제공한다고 생각하지만 이것이 소스의 광도와 어떤 관련이 있습니까?


광도는 $ 4 pi d ^ 2 $ SED에서 적분을 곱합니다.

즉, 거리를 모르면 광도를 찾을 수 없습니다. $ d $ 소스에.

NB 이것은 멸종이 없다고 가정합니다 (SED 모델의 특징이 아닌 경우), 소스의 복사가 등방성이며 소스가 크게 적색 편이되거나 상대 론적으로 이동하지 않는다고 가정합니다.


SED에서 광도를 얻는 방법-천문학

1. 별은 0.0246 "의 시차 이동을 갖는 것으로 관찰됩니다. 별은 얼마나 멀리 떨어져 있습니까?

솔루션 : d = 1 / p = 1 / .0246 = 40.7 개

2. Alpha Centauri는 태양에 가장 가까운 별입니다. 단 1.3 PC 떨어져 있습니다. 시차 이동의 크기는 얼마입니까?

솔루션 : p = 1 / d = 1 / 1.3 = 0.77"

3. 별은 6.78 x 10 -8 도의 시차 이동을가집니다. 별은 얼마나 멀리 떨어져 있습니까?

솔루션 : 우선 각도가 아닌 아크 초 단위의 각도가 필요합니다. 1도 = 3600 arcseconds이므로 주어진 각도에 3600을 곱하십시오.
6.78 x 10-8 x 3600 = 2.44 x 10-4 arc sec.
이제 공식에 넣으십시오. d = 1 / p = 1 / (2.44 x 10 -4) = 4100 pc

  • m = 겉보기 크기
  • M = 절대 크기
  • d = 파섹 단위로 측정 된 거리 (pc)

1. 별이 830. pc 떨어져 있고 겉보기 등급이 +8.1 인 경우 절대 등급은 얼마입니까?

솔루션 :이 경우 M을 찾고 있습니다. 주어진 숫자를 공식에 넣으십시오.
m-M = -5 + 5 로그 (d)
8.1-M = -5 + 5 로그 (830)
8.1-M = -5 + 5 x 2.92 (830 = 2.92의 로그)
8.1-M = -5 + 14.6
8.1-M = 9.6
-M = 9.6-8.1
-M = 1.5
M =-1.5

2. 별이 234,000 pc 떨어져 있고 절대 등급이 -4.89 인 경우 겉보기 등급은 얼마입니까?

솔루션 : 이제 m을 찾고 있습니다. 다시 숫자를 입력하고 계산을 시작하십시오.
m-M = -5 + 5 로그 (d)
m-(-4.89) = -5 + 5 log (234,000)
m + 4.89 = -5 + 5 x 5.37 (234,000 = 5.37의 로그)
m + 4.89 = -5 + 26.9
m + 4.89 = 21.9
m = 21.9-4.89
m = 17.0

3. 별의 겉보기 등급은 +7.8이고 절대 등급은 -4.2입니다. 얼마나 멀리 떨어져 있습니까?

솔루션 : 어-오, 이제 d의 값을 찾고 있습니다. 숫자 입력-
m-M = -5 + 5 로그 (d)
7.8-(-4.2) = -5 + 5 로그 (d)
7.8 + 4.2 = -5 + 5 로그 (d)
12.0 = -5 + 5 로그 (d)
12.0 + 5 = 5 로그 (d)
17.0 = 5 로그 (d)
17.0 / 5 = 로그 (d)
3.4 = 로그 (d)
이제 10 x 키를 사용하여 로그 기능을 실행 취소합니다. d를 모두 가져옵니다.
10 3.4 = d
d = 2500 개

  • L = 태양의 광도로 주어진 광도
  • R = 태양의 반경으로 주어진 반경
  • T = 태양의 온도로 주어진 온도

1. Star Freddy는 반경이 태양보다 10 배 더 작고 온도가 4 배 더 큽니다. Freddy의 광도는 태양의 광도와 어떻게 비교됩니까?

솔루션 : 수식에 바로 값을 입력하십시오.
패 = R 2 T 4
L = (1/10) 24 4 (10 배 더 작기 때문에 1/10으로 들어가야합니다)
L = 1/100 x 256
L = 256/100 = 2.56
광도는 태양보다 2.56 배 더 큽니다.

2. 별 제이슨은 광도가 태양보다 135,000 배 더 크고 그 반경은 태양보다 33 배 더 큽니다. 온도는 어떻습니까?

솔루션 : 값을 공식에 ​​넣으십시오.
패 = R 2 T 4
135,000 = 33 2 T 4
135,000 = 1089 T 4
135,000 / 1089 = T 4
124.0 = T 4
어떤 것의 네 번째 근을 취하려면 0.25의 거듭 제곱으로 취하거나 제곱근을 두 번 취하면됩니다.
T = (124.0) 0.25 = 3.33
Jason의 온도는 태양의 온도보다 3.33 배 더 높습니다.

3. Star Mike는 태양보다 1000 배 더 희미한 광도와 2 배 더 작은 온도를 가지고 있습니다. 반경은 어떻습니까?

솔루션 : 수식에 값을 입력하십시오.
패 = R 2 T 4
1/1000 = R 2 (1/2) 4
1/1000 = R 2 (1/16)
16 x 1/1000 = 16/1000 = .016 = R 2
양쪽의 제곱근을 취하십시오.
R = 0.13
반지름은 태양의 0.13 배이거나 태양의 13 %라고 말할 수 있습니다.

  • 미디엄1, 미디엄2 = 태양의 질량으로 주어진 두 별의 질량
  • a = A로 주어진 평균 거리
  • P = 년 단위로 주어진 궤도 기간

1. 두 개의 별, Fred와 Ethel은 평균 거리 8.92 A. U.로 서로 주위를 돌고 있으며 한 궤도를 완료하는 데 12.7 년이 걸립니다. 결합 된 질량은 무엇입니까?

솔루션 : 다시 말하지만, 질량의 개별 값을 얻을 수는 없지만 질량의 합은 얻을 수 있습니다.
미디엄1 + M2 = a 3 / P 2
미디엄1 + M2 = 8.92 3 / 12.7 2
미디엄1 + M2 = 710 / 161
미디엄1 + M2 = 4.4
별들의 총 질량은 태양 질량의 4.4 배입니다.

2. 태양 질량이 12.3 개의 결합 된 질량을 가진 두 개의 별이 3.33 년 주기로 서로 궤도를 돌고 있습니다. 평균 분리는 얼마입니까?

솔루션 : 가능성이 거의없는 질문이지만 도대체 시도해 보겠습니다. 기본적으로 "a"를 찾고 있습니다.
미디엄1 + M2 = a 3 / P 2
12.3 = a 3 / 3.33 2
12.3 = a 3 / 11.1
12.3 x 11.1 = 137 = a 3
양쪽의 제곱근을 취하십시오 (또는 양쪽을 0.33333 제곱으로 취하십시오)
137 0.333333 = 5.15 = a
별들은 평균 5.15 AU 떨어져 있습니다.

  • 미디엄1, 미디엄2 = 태양의 질량으로 주어진 두 별의 질량
  • 1, ㅏ2 = 각 별이 질량 중심으로부터의 평균 거리 (A. U.s)

1. 스타 바비는 스타 테디의 2 배 질량입니다. 질량 중심까지의 거리는 어떻게 비교됩니까?

솔루션 : 실제로 여기서 수학을 할 필요는 없지만 원하는 경우 할 수 있습니다.
공식의 두 번째 버전 사용 (별 두 개에 대해 B와 T 사용)-
미디엄/미디엄 = a/ㅏ
2 = a/ㅏ
이것은 별 Bobby가 Teddy에 비해 질량 중심에 2 배 (거리의 1/2) 더 가깝거나 Teddy가 Bobby의 거리에 비해 질량 중심에서 2 배 더 멀다고 말할 수 있음을 나타냅니다. 특정 값이 아니라 비율 만 얻습니다.

2. Star Fred와 Ethel (이전에이 두 별을 살펴 보았습니다)은 질량 중심으로부터 다음과 같은 평균 거리입니다.
Fred = 2.54 AU
Ethel = 6.38 AU
그들의 질량은 어떻게 비교됩니까?

솔루션 : 공식의 두 번째 버전에 넣으십시오.
미디엄에프/미디엄이자형 = a이자형/ㅏ에프
미디엄에프/미디엄이자형 = 6.38/2.54 = 2.51
이것은 Fred가 질량 중심에 2.51 배 더 가깝기 때문에 Ethel보다 2.51 배 더 무겁다는 것을 나타냅니다. 또한 개별 거리를 더하면 8.92AU가됩니다. 이는이 두 별에 대한 케플러의 제 3 법칙 예에서 사용 된 거리와 정확히 같습니다.

3. Fred와 Ethel의 개별 대중은 무엇입니까?

솔루션 : 두 가지 다른 결과가 있습니다. 케플러의 법칙에 따르면
미디엄에프 + M이자형 = 태양 질량의 4.4 배
그리고 질량 관계의 중심에서
미디엄에프/미디엄이자형 = 2.51
두 번째 관계를 취하고 변수 중 하나를 분리합니다. M을 분리합니다.에프
미디엄에프 = 2.51M이자형
이제 이것을 첫 번째 공식으로 대체하십시오 (Kepler의 법칙 결과)
250 만이자형 + M이자형 = 태양 질량의 4.4 배
미디엄이자형 (2.51 + 1) = 4.4
미디엄이자형 (3.51) = 4.4
미디엄이자형 = 4.4/3.51 = 1.3
이것은 우리에게 Ethel의 질량은 1.3 태양 질량입니다.. Fred가 2.51 배 더 무겁다는 것을 알고 있으므로 2.51 x 1.3 = 3.1 Fred의 태양 질량.
처음 시작했던 두 가지 공식을 사용하여 결과를 다시 확인할 수 있습니다. 케플러의 법칙은 질량의 합이 4.4 태양 질량이어야하며 (3.1 + 1.3 = 4.4 태양 질량)이고 질량 중심 공식은 다음과 같이 말합니다. 둘의 비율은 2.51이어야하며 (3.1 / 1.3 = 2.51)입니다. 물론 당신의 결과는 당신이 일을 얼마나 많이하는지에 따라 약간 다를 수 있습니다.

  • L = 태양의 광도로 주어진 별의 광도
  • M = 태양의 질량으로 주어진 별의 질량

1. 만약 별의 질량이 태양 질량의 8.8 배라면 주 계열의 광도는 얼마일까요?

해결책 : 숫자를 입력하고 계산기의 "전원 키"를 사용하여 결과를 얻으십시오.
L = M 3.5
L = (8.8) 3.5 = 2021
별의 광도는 태양 광도의 약 2000 배입니다.

2. 주 계열성의 질량이 태양 질량의 0.087 배라면 광도는 얼마입니까?

해결책:
L = M 3.5
L = (0.087) 3.5 = 1.9 x 10 -4
별의 광도는 태양의 광도 1.9 x 10 -4로, 태양 광도보다 훨씬 작습니다.

3. 만약 별의 주 계열 광도가 태양의 15,000 배인 경우, 별의 대략적인 질량은 얼마입니까?

해결책 : 양변의 3.5 근을 취해야하므로 약간 까다 롭습니다.
L = M 3.5
15,000 = M 3.5
3.5 루트를 얻으려면 양쪽을 1 / 3.5 = 0.286 제곱하십시오.
15,000 0.286 = M
M = 15.6
별은 태양보다 15.6 배 더 무겁다.
이 값을 수식에 다시 붙여서 확인할 수도 있습니다.
L = 중 3.5 = 15.6 3.5 = 14,995
이것은 우리가 시작한 것과 똑같은 광도는 아니지만 반올림 때문입니다.


접속하다

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인근 우주에있는 은하군 : 2005 년 12 월 5 일부터 9 일까지 칠레 산티아고에서 열린 ESO 워크숍 절차. ed. / Ivo Saviane Valentin Ivanov Jordanka Borissova. 2007. p. 181-185 (ESO Astrophysics Symposia Vol. 2007).

연구 결과물 : 도서 /보고 / 회의 진행의 장›학술 대회 기고

T1-Spitzer 4.5 μm 광도-금속성 및 인근 왜소 불규칙 은하에 대한 질량-금속성 관계

N1-저작권 : Copyright 2008 Elsevier B.V., All rights reserved.

N2-거리 D ≲ 5 Mpc 및 측정 된 산소 풍부도를 가진 25 개의 왜소 불규칙 은하 샘플에 대해, 우리는 스피처 우주 망원경에서 IRAC를 사용한 근적외선 이미징에서 얻은 4.5μm의 은하 광도와 항성 질량에서 얻은 결과를 제시합니다. 우리는 적절한 광도-금속성 (L-Z) 및 질량-금속성 (M-Z) 관계를 구성하고 이러한 관계를 SDSS (Sloan Digital Sky Survey)의 해당 관계와 비교했습니다. 우리는 다음과 같은 결과를 얻습니다. 1. 근적외선 L-Z 관계의 분산은 광학적 L-Z 관계의 분산에 비해 감소하며, 이는 광학 파장에 비해 더 긴 파장에서 항성 질량 대 광 비율의 감소 된 변화에 대한 기대와 일치합니다. 2. 광학적 L-Z 관계의 분산은 광학적 광도에서 약 11mag 이상 유사합니다. 3. 구축 된 M-Z 관계를 사용하여 SDSS M-Z 관계를 항성 질량에서 약 2.5dex만큼 낮은 질량으로 확장했습니다. 4. M-Z 관계의 분산은 항성 질량에서 5.5 dex 범위에 걸쳐 비슷한 것으로 보입니다.

AB-거리 D ≲ 5 Mpc 및 측정 된 산소 풍부도를 갖는 25 개의 왜소 불규칙 은하 샘플에 대해, 우리는 스피처 우주 망원경에서 IRAC를 사용한 근적외선 이미징에서 얻은 4.5μm의 은하 광도와 항성 질량에서 얻은 결과를 제시합니다. 우리는 적절한 광도-금속성 (L-Z) 및 질량-금속성 (M-Z) 관계를 구성하고 이러한 관계를 SDSS (Sloan Digital Sky Survey)의 해당 관계와 비교했습니다. 우리는 다음과 같은 결과를 얻습니다. 1. 근적외선 L-Z 관계의 분산은 광학적 L-Z 관계의 분산에 비해 감소하며, 이는 광학 파장에 비해 더 긴 파장에서 항성 질량 대 광 비율의 감소 된 변화에 대한 기대와 일치합니다. 2. 광학적 L-Z 관계의 분산은 광학적 광도에서 약 11mag 이상 유사합니다. 3. 구축 된 M-Z 관계를 사용하여 SDSS M-Z 관계를 항성 질량에서 약 2.5dex만큼 낮은 질량으로 확장했습니다. 4. M-Z 관계의 분산은 항성 질량에서 5.5 dex 범위에 걸쳐 비슷한 것으로 보입니다.


가장 빛나는 은하의 힘은 무엇입니까?

충돌하는 은하 쌍 VV705. 천문학 자들은 일련의 병합 은하를 측정하여 별의 형성과 초 거대 블랙홀 핵 주변의 부착으로 인한 광도에 대한 상대적 기여도를 결정했습니다. VV705의 경우 거의 75 %의 광도가 별 형성에서 비롯된다는 사실을 발견했습니다.

은하-은하 상호 작용은 은하의 진화에 영향을 미치는 것으로 오랫동안 알려져 왔습니다. 그것들은 흔한 사건이며 대부분의 은하들은 조석 꼬리 또는 다른 형태 학적 왜곡을 포함하여 상호 작용의 징후를 보여줍니다. 가장 극적인 충돌은 은하계, 특히 적외선에서 빛을 발하게하며 하늘에서 가장 빛나는 물체 중 일부입니다. 그들의 밝기는 천문학 자들이 초기 우주에서 활동을 재구성하는 것을 돕고 우주 학적 거리에서 연구 될 수있게합니다.

특히 두 가지 과정이 증가 된 방사선을 담당합니다. 별이 폭발하거나 은하의 중심에있는 초대 질량 블랙홀 (활성 은하 핵-AGN)의 연료 공급입니다. 원칙적으로이 두 과정은 매우 다르고 쉽게 구별 할 수 있어야하지만 (예를 들어, AGN은 훨씬 더 뜨거운 자외선 및 X 선 복사를 생성 함) 실제로 구별되는 특징은 은하의 먼지에 의해 희미하거나 가려 질 수 있습니다. 따라서 천문학 자들은 종종 무슨 일이 일어나고 있는지 진단하기 위해 자외선에서 원적외선 (분광 에너지 분포-SED)까지 은하의 전체 방출 프로파일의 모양을 사용합니다. 방사선의 많은 부분을 흡수하는 먼지는 또한 더 긴 적외선 파장에서 다시 방출하며 컴퓨터 코드는 수많은 물리적 효과를 모델링하고 해명 할 수 있습니다.

폭발적인 별의 형성이 초기 우주에서 빛나는 은하에 동력을 공급했다면 오늘날의 많은 별이 그러한 사건에서 형성되었을 수 있지만, AGN이 우세했다면 더 많은 제트가 유출되고 새로운 별이 더 적어야합니다. CfA 천문학 자 Jeremy Dietrich, Aaron S. Weiner, Matt Ashby, Rafael Martínez-Galarza, Andrés Ramos-Padilla, Howard Smith, Steve Willner, Andreas Zezas 및 두 동료는 상대적으로 가까운 24 개의 빛나는 병합 은하를 분석하여 얼마나 자주 그리고 AGN 활동이 에너지를 얼마나 강화했는지. 그들은이 은하들을위한 7 개의 NASA 임무에서 33 개의 스펙트럼 대역에서 가장 세밀한 SED 정보를 추출하여 배경, 혼란 및 기타 외부 신호를 수정했습니다. 그런 다음 새로운 계산 코드를 사용하여 SED의 모양에 맞추고 AGN 기여도의 가능성이 가장 높은 값을 도출하고 별 형성 속도, 먼지 속성 및 기타 여러 물리적 매개 변수를 측정했습니다. 과학자들은 은하 합병 시뮬레이션에서 코드를 사용하여 코드의 신뢰성을 테스트했으며 탁월한 동의를 찾았습니다.

천문학 자들은 은하 표본에서 AGN의 기여도가 총 광도의 90 %에 이르고 다른 경우에는 20 % 이하로 떨어지며 무시할 수있는 정도임을 발견했습니다. 팀은 AGN 기여의 규모를 시스템의 합병 단계 (처음부터 통합 단계까지)와 연관 시키려고 노력하지만, 적당한 표본 크기는 결론의 일반성을 제한했습니다. 그들은 결론을 강화하기 위해 분석을 수백 개의 다른 합병으로 확장하고 있습니다.


웹 사이트

Miss Leavitt 검색 : George Johnson의 Miss Leavitt 검색에 대한 이야기 ​​동영상 (55:09)

Hipparcos : 별을 향한 경로지도 :이 ESA 동영상은 시차를 측정하는 임무와 그 결과를 설명합니다 (14:32).

가이아의 미션 : 천체 퍼즐 풀기 : 가이아의 미션과 과학자들이 배우고 자하는 내용을 케임브리지 대학교에서 설명합니다 (19:58).

우주의 크기 : 영국 물리학 연구소의 천문학 자 Pete Edwards가 우주의 크기에 대해 논의하고 거리 개념을 단계별로 소개합니다 (6:22).

Women in Astronomy : Emily Rice (CUNY)가 많은 역사적 및 현대적 사례와 현대 동향 분석을 통해 천문학에 대한 여성의 기여에 대해 이야기합니다 (52:54).


SED에서 광도를 얻는 방법-천문학

내가 & # x03BD는 특정 강도 입체각 방향의 주파수 & # x03BD에서 W m & # x2212 2 H z & # x2212 1 s r & # x2212 1.

포함 강도 모두 가능한 주파수, 총 강도 I는 모든 주파수를 통합하여 얻을 수 있습니다.

나는 = & # x222B 0 & # x221E 나는 & # x03BD d & # x03BD (2)

관측 관점에서 우리는 일반적으로 에너지 플럭스 또는 유량 (L & # x03BD, L) 및 자속 밀도 (F & # x03BD, F) 1. 플럭스 밀도는 단위 면적당 복사 전력을 제공하므로 치수는 W m & # x2212 2 H z & # x2212 1 또는 W m & # x2212 2입니다. 관찰 된 자속 밀도는 일반적으로 매우 작기 때문에 (특히 전파 천문학에서) 자속 밀도는 종종 다음 단위로 표현됩니다. Jansky (Jy), 여기서 1 & # x00A0Jy = 10 & # x2212 2 6 W m & # x2212 2 H z & # x2212 1.

별을 복사 원으로 간주하면 별이 입체각으로 방출하는 플럭스 & # x03C9는 L = & # x03C9 r 2 F입니다. 여기서 F는 별에서 거리 r에서 관찰 된 플럭스 밀도입니다. 별의 총 플럭스를 다음과 같이 언급하는 것도 일반적입니다. 밝기, L). 별이 등방성으로 방사하면 거리 r의 복사가 영역 4 & # x03C0 r 2의 구형 표면에 균등하게 분산되므로 다음 관계를 얻을 수 있습니다.

L = 4 & # x03C0 r 2 F (3)

상황은 성운이나 은하와 같은 확장 된 발광 물체의 경우 약간 더 복잡합니다. 그만큼 표면 밝기 단위 입체 각당 자속 밀도로 정의됩니다. 상황의 기하학은 관찰 된 표면 밝기가 독립적 인 확장 된 소스로부터 관찰자까지의 거리. 이 약간 반 직관적 인 현상은 자속 밀도가 단위 면적은 관찰자까지의 거리에 반비례하며 관찰자에서 단위 입체각으로 둘러싸인 소스 표면의 면적은 다음과 같습니다. 직접 거리의 제곱에 비례합니다. 따라서 두 효과는 서로를 상쇄합니다.

1 당신은 각기 다른 저자들이 플럭스 밀도, 플럭스 및 강도라는 용어를 다르게 정의한다는 것을 인식하고주의해야합니다.


UKnowledge

우리는 Richards 등이 원래 제시 한 234 개의 전파 조용한 퀘이사의 중 적외선 스펙트럼 에너지 분포 (SED)의 모양에 대한 광도의 영향에 대한 분석을 제시합니다. 분진 소멸이 분명하지 않은 퀘이사에서 스펙트럼으로 통합 된 광학 및 적외선 광도는 거의 30 년 동안 광도에서 선형 적으로 상관 관계가 있습니다. 1.8-8.0 사이에 유의 한 (≳99.99 % 신뢰도) 상관 관계가 있습니다. μm 스펙트럼 지수 및 적외선 광도는 광도가 증가함에 따라 중 적외선 연속체의 향상을 나타냅니다. 더 밝은 퀘이사에서 스펙트럼 곡률에 대한 강력한 증거와 함께, 우리는 이러한 경향이“근적외선 (3-5 μm) 범프”는 초기 퀘이사 SED 조사에서 언급되었습니다. 이 기능의 강도는 가장 뜨거운 (≳1000K) 먼지에서 중 적외선 스펙트럼으로의 방출 기여도를 나타냅니다. 광도가 더 높은 퀘이사는 더 많은 뜨거운 먼지 방출을 보이는 경향이 있습니다. 마지막으로, 단색 3에서 볼로 메트릭 보정의 비슷한 분포 μm 광도뿐만 아니라 먼지 제거에 대한 민감도가 낮습니다. νL5100Å 전자가 볼로 메트릭 퀘이사 광도의 더 강력한 지표가 될 수 있음을 시사합니다. 중 적외선과 광학의 힘과 중 적외선 연속체의 모양에 대한 광도의 영향 사이의 밀접한 연관성은 퀘이사 자체의 속성과 무관 한 중 적외선 방출을 고려하는 것은 파섹 규모를 이해하는 데 부적절 함을 나타냅니다. 퀘이사 환경.

문서 유형

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메모 / 인용 정보

에 게시 천체 물리학 저널, v. 661, no. 1, p. 30-37.

© 2007. 미국 천문 학회. 판권 소유.

저작권 보유자가 여기에 기사를 게시 할 수있는 권한을 부여했습니다.


과학

퀘이사와 초대형 블랙홀

퀘이사와 저광도 AGN은 SMBH를 증가시키고 있습니다. 부착 원반에서 나오는 엄청난 에너지로 인해 광도가 높기 때문에 매우 높은 적색 편이까지 관찰 할 수 있으며 따라서 초기 우주까지 관측 할 수 있습니다. 이 우주 비콘은 그 자체로 매혹적인 물체이며 우주 풍경에서 형성과 진화에 대한 이해를 간청합니다. 그들은 또한 숙주와의 공진화 동안 숙주 은하에 심오한 방식으로 영향을 미쳤다고 믿고있다. 일부 피드백 과정을 통해, 그러나 그 성질은 아직이 시점에서 거의 파악하기 어렵다.

  • 퀘이사 클러스터링
  • 퀘이사의 물리적 특성
  • 우주 론적 SMBH 모델
  • 바이너리 SMBH
  • Quasar 흡수 라인

퀘이사 클러스터링

우주 시간에 걸친 SDSS 퀘이사

은하와 마찬가지로 우주적 발광 집단으로서 퀘이사 및 AGN은 보이지 않는 암흑 물질로 매핑 된 기본 대규모 구조 (LSS)를 추적하는 데 사용할 수 있습니다. LSS에 대한 중요한 통계적 설명은 2 점 상관 함수 (또는 클러스터링 짧게). 저는 SDSS (Sloan Digital Sky Survey)의 크고 균질 한 퀘이사 샘플을 사용하여 퀘이사 클러스터링을 측정하는 작업을 해왔습니다. 퀘이사 클러스터링의 강도는 암흑 물질 후광 퀘이사가 살고있는 곳을 알려주며, 퀘이사 클러스터링은 우주 퀘이사 모델에서 중요한 요소가되었습니다.

퀘이사의 현상학과 물성

퀘이사는 하늘의 지점 그 이상입니다. 다 파장 스펙트럼 에너지 분포 (SED)에서 추론 된 매우 다양한 특성을 가지고 있습니다. 이러한 스펙트럼 속성에는 BH의 물리 및 천체 물리학, 부착 디스크 및 기타 방출 영역에 대한 풍부한 정보가 포함되어 있습니다. 광역 지역. 저는 퀘이사와 그 내부 구조를 이해하기 위해 퀘이사 현상학의 다양한 측면을 연구하고 있습니다.

퀘이사의 질량에 대한 저의 BASI 리뷰입니다.

우주 론적 SMBH 모델

데이터 세트가 점점 더 커짐에 따라 SMBH 인구를 우주적 틀에 맞추는 것이 실현 가능하고 중요해졌습니다. 즉, 우주 시간에 걸쳐 SMBH 인구가 어떻게 진화 했습니까? 이 주제에 대한 저의 특별한 관심은 퀘이사 통계의 다양한 관측을 통합하여 특정 진화 모델을 제한하는 방법과 이러한 모델이 향후 조사를 위해 예측하는 방법을 조사하는 것입니다.

바이너리 SMBH

대부분의 천문학 자들은 바이너리 SMBH가 존재한다고 믿습니다. 실제로 PC 스케일보다 공간적으로 해결 된 바이너리 SMBH에 대한 많은보고가있었습니다. 특정 상황에서는 SMBH 바이너리가 병합되어 단일 BH를 형성합니다. 이것은 수치 적 GR이 BH 유착 중 / 후에 많은 흥미로운 현상을 예측할 수 있었을뿐만 아니라 천문 조사의 데이터 홍수로 인해 이러한 시스템 / 이벤트에 대한 체계적인 검색을 가능하게했기 때문에 흥미로운 분야입니다. BBH가 결국 합쳐지면 진행중인 또는 미래의 저주파 중력파 실험에서 감지 할 수있는 중력 사이렌을 생성합니다. 또한 바이너리 SMBH의 역학은 항상 흥미로운 주제였습니다.

퀘이사 흡수 라인

많은 퀘이사는 스펙트럼에 각인 된 흡수 특성을 보여줍니다. 여기에는 넓은 흡수선 (BAL), 고속 좁은 흡수선 (NAL) 및 관련 흡수선 (AAL)이 포함됩니다. 많은 NAL은 물리적으로 퀘이사와 연결되어 있지 않으며 단순히 우주적으로 개입하는 시스템으로부터 흡수됩니다. 개입 퀘이사 흡수체는 배경 퀘이사를 사용하여 은하 간 매체 (IGM) 및 고 적색 편이 전경 은하를 연구하는 데 유용한 도구였습니다. 다른 한편으로, 고유 흡수체 개체군은 퀘이사 호스트 내의 물리적 조건과 동적 과정을 조사하는 훌륭한 도구이며 퀘이사와 거대한 은하의 형성과 진화에 대한 핵심 정보를 전달합니다. 그것들은 퀘이사 진화와 피드백 연구에서 방출 선만큼 유용합니다 (많은 상황에서 방출 선보다 더 낫습니다).

기타 연구 분야

나는 다른 주제에 대해 연구 해왔다 : 유체 역학 / MHD, 태양계 역학, 외계 행성의 편심 분포, 먼지 집합 모델. 나는 확실히이 분야의 전문가는 아니지만, 나의 주요 영역 밖에서 무언가를 아는 것은 좋은 일입니다. 아마도 언젠가는 퀘이사에 지쳤을 때 이러한 주제로 돌아올 것입니다 :-)


거리 결정

Harlow Shapley는 은하수가 이전에 믿었던 것보다 훨씬 크다는 것을 처음으로 깨달았습니다. 그는 마운트 윌슨에서 60 인치 망원경을 사용하여 사진을 찍고 수천 개의 별들로 구성된 조밀 한 구체 인 구상 성단을 관찰했습니다. Shapley는 세 페이드 변광성에 대한 Henrietta Swan Leavitt의 방법을 사용하여 구상 성단까지의 거리를 결정했습니다.

1912 년 미국의 천문학 자 헨리에타 리 비트 (Henrietta Leavitt)는 마젤란 구름에서 일정한 간격으로 밝기가 변하는 세 페이드 별의 밝기를 사용하여 지구와의 거리를 측정했습니다. 세 페이드 별이 완전한주기를 거치는 데 걸리는 시간이 길수록 별의 평균 밝기 또는 평균 "절대 등급"이 높아집니다. 리 빗은 지구에서 본 별의 밝기를 별의주기 길이를 사용하여 추정 한 별의 실제 밝기와 비교하여 지구에서 성운까지의 거리를 결정할 수있었습니다.


작가 정보

제휴

미국 뉴햄프셔 주 더럼 뉴햄프셔 대학교 우주 과학 센터

데이터 집약 및 시간 영역 천문학 센터, 미국 미시간 주 이스트 랜싱 미시간 주립 대학 물리학 및 천문학과

Gemini Observatory / AURA, Southern Operations Center, La Serena, 칠레

Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México, Mexico City, Mexico

미국 캘리포니아 주 산호세 주립대 학교 물리학 및 천문학과

미국 캘리포니아 주 산타 크루즈 소재 캘리포니아 대학교 천문대

Aaron J. Romanowsky 및 Jean P. Brodie

Eureka Scientific, Oakland, CA, USA

SRON, 네덜란드 우주 연구소, 위트레흐트, 네덜란드

미국 앨라배마 주 터 스컬 루사 앨라배마 대학교 물리학 및 천문학과

MIT Kavli 천체 물리학 및 우주 연구 연구소, MIT, 캠브리지, 미국

IRAP, Universit de Toulouse, CNRS, UPS, CNES, Toulouse, France

Olivier Godet, Natalie A. Webb 및 Didier Barret

수학과 물리학, 퀸즐랜드 대학교, 세인트 루시아, 퀸즐랜드, 호주

Anton Pannekoek Institute for Astronomy, University of Amsterdam, Amsterdam, The Netherlands

Université de Strasbourg, CNRS, Observatoire Astronomique de Strasbourg, UMR 7550, 스트라스부르, 프랑스

캐나다 천문학 데이터 센터, Herzberg 천체 물리학 연구소, 빅토리아, 브리티시 컬럼비아, 캐나다

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기여

D.L. 주요 원고를 작성하고 데이터 분석을 이끌었습니다. E.R.C. GMOS 스펙트럼과 사전 이미징을 줄이는 데 도움이되었습니다. D.P. NSCool에 대한 MCMC 시뮬레이션을 수행했습니다. J.S. SOAR 획득 밴드 이미지를 사용하고 HST 이미지에 ISHAPE를 장착했습니다. A.J.R. 스바루 획득 '밴드 이미지. S.D.J.G. CFHT 이미지를 쌓았습니다. 모든 저자는 결과를 논의하고 원고에 대해 논평했습니다.

교신 저자



코멘트:

  1. Evelake

    Google.com에서 귀하의 질문에 대한 답변을 찾는 것이 좋습니다.

  2. Fie

    사랑스러운 생각



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