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스텔라 질량 데이터베이스

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나는 또한 태양으로부터 별 / 시스템의 거리를 가지고있는 항성 질량 데이터베이스가 필요합니다. 누구든지 데이터베이스의 이름과 내가 찾을 수있는 곳을 말해 줄 수 있습니까? 이것에 대한 프로젝트를해야합니다. 답변 감사합니다.


온라인 SIMBAD 천문 데이터베이스를 확인하십시오. 기준에 따라 별도의 목록을 만들 수도 있습니다 (예 : 10 ~ 20 파섹 사이의 모든 별 나열 (시차를 광년으로 변환해야 함 / 파섹 = 1 / 시차 (호초 / 1 파섹 = 3.262 LY)) 0에서 +30도까지의 편각에서 G9). 꽤 멋지고 거리 값, 밝기, 금속성 등의 수많은 목록이 연구 날짜와 출처와 함께 완성됩니다. 다시 봤는데 질량이 나열되지 않았습니다 (죄송합니다). 질량은 어쨌든 직접 측정되지 않습니다 (거리를 알고있는 바이너리의 경우는 제외). 질량은 본질적으로 Hertzprung -Russell (질량 / 광도) 다이어그램에서 결정되며 스펙트럼을보고 연령을 결정할 수 있다면 정제 할 수 있습니다. Sol-Station 또는 Wikipedia로 돌아가거나 참조를 말해야합니다.


스텔라 질량 데이터베이스-천문학

Charlottesville Va (SPX) 2021 년 6 월 24 일
과학자들은 아타 카마 대형 밀리미터 / 서브 밀리미터 어레이 (ALMA)로 관찰 된 500 개 이상의 어린 별에 대한 데이터를 사용하여 원시 행성 원반 구조 (별을 둘러싸고있는 행성 형성 원반)와 행성 인구 통계 사이의 직접적인 연관성을 발견했습니다. 이 조사는 질량이 더 높은 별이 "틈"이있는 원반으로 둘러싸 일 가능성이 더 높으며 이러한 간격이 끔찍하다는 것을 증명합니다.

과학자들은 아타 카마 대형 밀리미터 / 서브 밀리미터 어레이 (ALMA)로 관찰 된 500 개 이상의 어린 별에 대한 데이터를 사용하여 원시 행성 원반 구조 (별을 둘러싸고있는 행성 형성 원반)와 행성 인구 통계 사이의 직접적인 연관성을 발견했습니다.

이 조사는 질량이 더 큰 별이 "틈"이있는 원반으로 둘러싸 일 가능성이 더 높으며 이러한 간격이 그러한 별 주위에서 관측 된 거대 외계 행성의 높은 발생과 직접적인 관련이 있음을 증명합니다. 이 결과는 과학자들에게 시간을 거슬러 올라가는 창을 제공하여 형성의 각 단계를 통해 외계 행성 시스템이 어떻게 생겼는지 예측할 수 있습니다.

빅토리아 대학의 물리학 및 천문학과의 Banting 연구원 인 Nienke van der Marel은 "원 행성 원반의 틈새와 항성 질량 사이에 강한 상관 관계를 발견했습니다. 이는 거대한 기체 외계 행성의 존재와 관련이있을 수 있습니다." 브리티시 컬럼비아에서 연구의 주요 저자입니다.

"질량이 높은 별은 질량이 낮은 별보다 갭이있는 원반이 상대적으로 더 많으며, 이는 외계 행성에서 이미 알려진 상관 관계와 일치하며, 질량이 높은 별은 기체 거대 외계 행성을 더 자주 호스팅합니다. 이러한 상관 관계는 행성을 형성하는 원반의 틈이 가장 많다는 것을 직접적으로 알려줍니다. 해왕성 질량 이상의 거대한 행성이 원인 일 가능성이 있습니다. "

원시 행성 디스크의 간격은 오랫동안 행성 형성의 전반적인 증거로 간주되어 왔습니다. 그러나 외계 행성과 별 사이의 궤도 거리가 관측 되었기 때문에 회의론이있었습니다.

"과학자들이 이전에 갭과 행성 사이의 연결에 대해 회의적인 주된 이유 중 하나는 수십 개의 천문 단위의 넓은 궤도에있는 외계 행성이 드물기 때문입니다. 그러나 1 ~ 10 개의 천문 단위 사이의 더 작은 궤도에있는 외계 행성은 훨씬 더 많습니다. 칠레 산티아고에있는 아돌 포 이바네즈 대학의 천문학 조교수이자이 연구의 공동 저자 인 Gijs Mulders는 말했다. "우리는 격차를 없애는 행성이 나중에 안쪽으로 이동할 것이라고 믿습니다."

이 새로운 연구는이 지역의 갭 디스크 수가 항성계의 거대한 외계 행성의 수와 일치한다는 것을 처음으로 보여줍니다. Mulders는 "이전 연구에 따르면 발견 된 거대한 외계 행성보다 더 많은 틈이있는 원반이 있었다"고 말했다. "우리의 연구는 서로 다른 별의 질량에서 틈이있는 원반의 관찰 된 빈도를 설명하기에 충분한 외계 행성이 있음을 보여줍니다."

이 상관 관계는 과학자들이 초 지구라고도하는 거대한 암석 외계 행성을 발견 할 가능성이 더 높은 저 질량 별을 가진 별계에도 적용됩니다. 2021 년 9 월부터 네덜란드 라이덴 대학의 조교수가 될 Van der Marel은 "저 질량 별은 지구 질량과 해왕성 질량 사이에 더 많은 바위 같은 초 지구를 가지고있다. 틈이없는 디스크는 더 콤팩트하다. 초 지구 형성으로 이어집니다. "

항성 질량과 행성 인구 통계 사이의 이러한 연결은 과학자들이 은하수 전체에 걸쳐 암석 행성을 검색 할 때 어떤 별을 표적으로 삼아야하는지 식별하는 데 도움이 될 수 있습니다. NASA가 자금을 지원하는 Alien Earths 팀의 일원이기도 한 Mulders는 "별의 질량 의존성에 대한 이러한 새로운 이해는 태양 근처에서 지구와 같은 작고 바위가 많은 행성을 찾는 데 도움이 될 것"이라고 말했습니다.

"우리는 별의 질량을 사용하여 어린 별 주위의 행성 형성 원반을 성숙한 별 주위의 외계 행성에 연결할 수 있습니다. 외계 행성이 감지되면 일반적으로 행성을 형성하는 물질은 사라집니다. 따라서 별의 질량은 우리에게 알려주는 '태그'입니다. 이 외계 행성에 대한 행성 형성 환경이 어땠을 지. "

그리고 그 모든 것이 먼지입니다. "행성 형성의 중요한 요소는 먼지 진화의 영향입니다."라고 van der Marel은 말했습니다. "거대한 행성이 없으면 먼지는 항상 안쪽으로 이동하여 별에 가까운 작은 암석 행성을 형성하기위한 최적의 조건을 만듭니다."

현재 연구는 ALMA의 고해상도 Band 6 및 Band 7 안테나를 사용하여 이전 연구에서 관찰 된 500 개 이상의 물체에 대한 데이터를 사용하여 수행되었습니다. 현재 ALMA는 먼지 디스크를 해결하고 그 하부 구조 또는 부족한 부분을 드러내기에 충분한 각도 해상도로 밀리미터 먼지 분포를 이미지화 할 수있는 유일한 망원경입니다.

반 데르 마렐은 "지난 5 년 동안 ALMA는 인근 별 형성 지역에 대한 많은 스냅 샷 조사를 생성하여 디스크 먼지 질량, 크기 및 형태를 수백 번 측정했습니다."라고 말했습니다. "많은 수의 관측 된 디스크 속성을 통해 우리는 원시 행성 디스크를 발견 된 수천 개의 외계 행성과 통계적으로 비교할 수있었습니다. ALMA 망원경을 사용하여 갭 디스크와 컴팩트 디스크의 항성 질량 의존성이 성공적으로 입증 된 것은 이번이 처음입니다. . "

Mulders는 "우리의 새로운 발견은 ALMA로 관찰 된 디스크의 아름다운 틈 구조를 NASA Kepler 임무 및 기타 외계 행성 조사에서 탐지 된 수천 개의 외계 행성의 속성과 직접 연결합니다."라고 말했습니다. "외계 행성과 그 형성은 우리가 다른 별 주위에서 일어나는 일의 맥락에서 지구와 태양계의 기원을 위치시키는 데 도움이됩니다."

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다른 행성에서 지구와 같은 생물권은 드물 수 있습니다
영국 런던 (SPX) 2021 년 6 월 23 일
알려진 외계 행성에 대한 새로운 분석은 잠재적으로 거주 가능한 행성에서 지구와 유사한 조건이 이전에 생각했던 것보다 훨씬 더 드물다는 것을 밝혀 냈습니다. 이 연구는 산소 기반 광합성이 지구에서 발견되는 복잡한 생물권을 가능하게하는 행성에서 발전하는 데 필요한 조건에 초점을 맞추고 있습니다. 이 연구는 오늘 Royal Astronomical Society의 월간 고지에 발표되었습니다. 우리 은하계에서 확인 된 행성의 수는 이제 수천 개에 이릅니다. 그러나 pl. 더 읽어보기


초대 질량 및 항성 질량 블랙홀에서 확인 된 유사한 활동 상태

로마에있는 Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF)의 연구원 Juan A. Fern & aacutendez-Ontiveros와 Instituto de Astrof & iacutesica de Canarias (IAC)의 Teo Mu & ntildeoz-Darias는 다양한 활동 상태를 설명하는 기사를 작성했습니다. 은하 중심에있는 거대한 블랙홀 표본의 그들은 가장 가까운 "관계"인 X 선 바이너리의 항성 질량 블랙홀의 행동을 사용하여 분류했습니다. 이 기사는 저널에 방금 게재되었습니다. Royal Astronomical Society의 월간 공지 (MNRAS).

블랙홀의 질량은 태양 질량의 몇 배에 불과한 물체부터 수천만 개의 태양 질량을 가진 물체까지 다양합니다. 글로벌 관점에서 그들의 활동주기를 이해하는 것은 수십 년 동안 연구의 대상이었습니다. 별의 질량은 활동을 유지하는 데 필요한 가스를 빨아들이는 동 반성 별과 함께 이원계에서 발견되며, 초 거대 질량은 대다수 은하의 중심에서 발견되며 가스를 섭취합니다. 먼지와 은하 핵의 중력 우물에 떨어지는 별.

스텔라 질량 블랙홀은 빠르게 진화합니다. 그들의 활동주기는 일반적으로 몇 달 또는 몇 년 동안 지속되며, 그 동안 여러 상태 또는 단계를 거칩니다. 이들은 부착 디스크 (뜨거운 가스가 블랙홀로 떨어지기 전에 축적되는 곳), 바람 및 생성되는 물질 분사의 특성 변화가 특징입니다. 두 가지 주요 상태가 있는데, 첫 번째는 부착 디스크가 지배하고 두 번째는 제트기가 지배합니다. '부드러운'상태는 디스크의 플라즈마에 의한 열 방출로 표시되는 반면, 제트는 디스크가 냉각되고 전파 파장에서 방출이 매우 강해지는 '하드'상태에서 관찰됩니다.

그들은 훨씬 더 거대하기 때문에 초 거대 질량 블랙홀은 항성 질량에 상응하는 것보다 훨씬 느리게 진화합니다. 따라서 상태의 존재와 일시적인 현상을 보여주는 것은 인간 일생 동안의 변화가 측정하기에 너무 작기 때문에 수백만 년 동안 그들을 관찰한다는 것을 의미합니다. 또한 은하의 핵은 별의 밀도가 높은 지역이며 수소와 먼지에 의한 빛의 흡수는 중앙 블랙홀 주변의 부착 원반으로부터 방사선을 숨 깁니다.

이 연구에서 Fern & aacutendez-Ontiveros와 Mu & ntildeoz-Darias는 167 개의 활성 은하 샘플을 사용하여 좋은 통계로 초 거대 질량 블랙홀의 가능한 부착 상태를 식별 할 수있었습니다. 부착 디스크의 방출은 직접 감지 할 수 없지만 중앙 영역의 가스는 스펙트럼 선의 형태로 복사를 흡수하고 처리합니다. 중 적외선에서 관찰되는 산소와 네온 라인을 사용하여이 물체에 디스크가 있는지 테스트 할 수 있습니다. "이 연구는 '부드러운'상태의 시스템이 밝은 디스크를 포함하고 '하드'상태의 시스템이있는 항성 질량 블랙홀에서 우리가 알고있는 것과 매우 유사한 특성을 가진 초 거대 질량 블랙홀에서 부착 상태의 존재를 보여줍니다. 디스크가 매우 약한 동안 강렬한 무선 방출을 보여줍니다. "라고 IAC에서 교육을받은 INAF 연구원 Juan A. Fern & aacutendez-Ontiveros는 설명합니다.

"이 작업은 물질 (가스)이 광범위한 질량을 가진 블랙홀에 떨어졌을 때 물질 (가스)의 거동을 이해하는 새로운 창을 열고, 그 중심에있는 초대형 블랙홀의 활동주기를보다 정확하게 이해하는 데 도움이됩니다. 대부분의 은하 "라고 IAC의 연구원 인 Teo Mu & ntildeoz-Darias는 덧붙입니다.


격차를 염두에 두십시오 : 과학자들은 별의 질량을 사용하여 외계 행성을 행성을 형성하는 디스크에 연결합니다

원시 행성 디스크는 전환, 링 또는 확장의 세 가지 주요 범주로 분류됩니다. Atacama Large Millimeter / submillimeter Array (ALMA)의 이러한 거짓 색상 이미지는 이러한 분류를 뚜렷한 대비로 보여줍니다. 왼쪽 : RU Lup의 고리 원반은 해왕성 질량과 목성 질량 사이의 질량을 가진 거대한 행성에 의해 조각 된 것으로 생각되는 좁은 틈이 특징입니다. 중간 : J1604.3-2130의 천이 디스크는 Super-Jovian 행성이라고도 알려진 목성보다 더 큰 행성에 의해 조각 된 것으로 생각되는 큰 내부 공동이 특징입니다. 오른쪽 : Sz104의 콤팩트 디스크는 거대한 행성의 존재와 관련된 틈새와 구멍이 없기 때문에 거대한 행성을 포함하지 않는 것으로 믿어집니다. 출처 : ALMA (ESO / NAOJ / NRAO), S. Dagnello (NRAO)

과학자들은 아타 카마 라지 밀리미터 / 서브 밀리미터 어레이 (ALMA)로 관찰 된 500 개 이상의 어린 별에 대한 데이터를 사용하여 원시 행성 디스크 구조와 별을 둘러싸고있는 행성 형성 디스크와 행성 인구 통계 사이의 직접적인 연관성을 밝혀 냈습니다. 이 조사는 질량이 더 큰 별이 "틈"이있는 원반으로 둘러싸 일 가능성이 더 높으며 이러한 간격이 그러한 별 주위에서 관측 된 거대 외계 행성의 높은 발생과 직접적인 관련이 있음을 증명합니다. 이 결과는 과학자들에게 시간을 거슬러 올라가는 창을 제공하여 형성의 각 단계를 통해 외계 행성 시스템이 어떻게 생겼는지 예측할 수 있습니다.

빅토리아 대학의 물리학 및 천문학과의 Banting 연구원 인 Nienke van der Marel은 "원 행성 원반의 틈새와 항성 질량 사이에 강한 상관 관계를 발견했습니다. 이는 거대한 기체 외계 행성의 존재와 관련이있을 수 있습니다." 브리티시 컬럼비아에서 연구의 주요 저자입니다. "질량이 높은 별은 질량이 낮은 별보다 갭이있는 원반이 상대적으로 더 많으며, 이는 외계 행성에서 이미 알려진 상관 관계와 일치하며, 질량이 높은 별은 기체 거대 외계 행성을 더 자주 호스팅합니다. 해왕성 질량 이상의 거대한 행성이 원인 일 가능성이 있습니다. "

원시 행성 디스크의 간격은 오랫동안 행성 형성의 전반적인 증거로 간주되어 왔습니다. 그러나 외계 행성과 별 사이의 궤도 거리가 관측 되었기 때문에 회의론이있었습니다. "과학자들이 이전에 갭과 행성 사이의 연결에 대해 회의적인 주된 이유 중 하나는 수십 개의 천문 단위의 넓은 궤도에있는 외계 행성이 드물기 때문입니다. 그러나 1 ~ 10 개의 천문 단위 사이의 더 작은 궤도에있는 외계 행성은 훨씬 더 많습니다. 칠레 산티아고에있는 Universidad Adolfo Ib & aacute & ntildeez의 천문학 조교수이며이 연구의 공동 저자 인 Gijs Mulders는 말합니다. "우리는 격차를 없애는 행성이 나중에 안쪽으로 이동할 것이라고 믿습니다."

이 새로운 연구는이 지역의 갭 디스크 수가 항성계의 거대한 외계 행성의 수와 일치한다는 것을 처음으로 보여줍니다. Mulders는 "이전 연구에서는 발견 된 거대한 외계 행성보다 더 많은 틈이있는 원반이 있다는 것을 보여 주었다"고 말했다. "우리의 연구는 서로 다른 별의 질량에서 틈이있는 원반의 관찰 된 빈도를 설명하기에 충분한 외계 행성이 있음을 보여줍니다."

이 상관 관계는 과학자들이 초 지구라고도 알려진 거대한 암석 외계 행성을 발견 할 가능성이 더 높은 저 질량 별을 가진 항성계에도 적용됩니다. 2021 년 9 월부터 네덜란드 라이덴 대학의 조교수가 될 Van der Marel은 "저 질량 별은 지구 질량과 해왕성 질량 사이에 더 많은 바위 같은 초 지구를 가지고있다. 틈이없는 디스크는 더 콤팩트하다. 슈퍼-지구의 형성. "

항성 질량과 행성 인구 통계 사이의 이러한 연결은 과학자들이 은하수 전체에 걸쳐 암석 행성을 검색 할 때 어떤 별을 표적으로 삼아야하는지 식별하는 데 도움이 될 수 있습니다. NASA가 자금을 지원하는 Alien Earths 팀의 일원이기도 한 Mulders는 "별의 질량 의존성에 대한 이러한 새로운 이해는 태양 근처의 지구와 같은 작고 바위 같은 행성을 찾는 데 도움이 될 것"이라고 말했습니다. "우리는 별의 질량을 사용하여 어린 별 주위의 행성 형성 원반을 성숙한 별 주위의 외계 행성에 연결할 수 있습니다. 외계 행성이 감지되면 일반적으로 행성을 형성하는 물질은 사라집니다. 따라서 별의 질량은 우리에게 알려주는 '태그'입니다. 이 외계 행성에 대한 행성 형성 환경이 어땠을 지. "

그리고 그 모든 것이 먼지입니다. van der Marel은“행성 형성의 중요한 요소는 먼지 진화의 영향입니다. "거대한 행성이 없으면 먼지는 항상 안쪽으로 표류하여 별에 가까운 작은 암석 행성을 형성하기위한 최적의 조건을 만듭니다."

현재 연구는 ALMA의 고해상도 Band 6 및 Band 7 안테나를 사용하여 이전 연구에서 관찰 된 500 개 이상의 물체에 대한 데이터를 사용하여 수행되었습니다. 현재 ALMA는 먼지 디스크를 해결하고 그 하부 구조 또는 부족한 부분을 드러내기에 충분한 각도 해상도로 밀리미터 먼지 분포를 이미지화 할 수있는 유일한 망원경입니다. 반 데르 마렐은 "지난 5 년 동안 ALMA는 인근 별 형성 지역에 대한 많은 스냅 샷 조사를 생성하여 디스크 먼지 질량, 크기 및 형태를 수백 번 측정했습니다."라고 말했습니다. "많은 수의 관찰 된 디스크 속성으로 인해 우리는 원시 행성 디스크와 발견 된 수천 개의 외계 행성을 통계적으로 비교할 수있었습니다. 이것은 ALMA 망원경을 사용하여 갭 디스크와 컴팩트 디스크의 항성 질량 의존성이 성공적으로 입증 된 것은 이번이 처음입니다. . "

Mulders는 "우리의 새로운 발견은 ALMA로 관찰 된 디스크의 아름다운 틈 구조를 NASA Kepler 임무 및 기타 외계 행성 조사에서 탐지 된 수천 개의 외계 행성의 속성과 직접 연결합니다."라고 말했습니다. "외계 행성과 그 형성은 우리가 다른 별 주위에서 일어나는 일의 맥락에서 지구와 태양계의 기원을 위치시키는 데 도움이됩니다."

추가 정보: "구조화 된 디스크의 항성 질량 의존성 : 외계 행성 인구 통계와의 가능한 연결", N. van der Marel 및 G. Mulders, ApJ, DOI : 10.3847 / 1538-3881 / ac0255, 미리보기 : arxiv.org/pdf/2104.06838.pdf

소환: 격차를 염두에 두십시오 : 과학자들은 별의 질량을 사용하여 외계 행성을 행성을 형성하는 원반 (2021 년 6 월 23 일)에 연결하여 2021 년 6 월 23 일 https://phys.org/news/2021-06-mind-gap-scientists-stellar-에서 검색했습니다. mass.html

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간격을 고려하십시오 : 과학자들은 외계 행성을 행성 형성 디스크에 연결하기 위해 별 질량을 사용합니다 (행성 과학)

과학자들은 아타 카마 대형 밀리미터 / 서브 밀리미터 어레이 (ALMA)로 관찰 된 500 개 이상의 어린 별에 대한 데이터를 사용하여 원시 행성 원반 구조 인 별을 둘러싸고있는 행성을 형성하는 원반과 행성 인구 통계 사이의 직접적인 연관성을 발견했습니다. 이 조사는 질량이 더 큰 별이 '틈새'가있는 원반으로 둘러싸 일 가능성이 더 높으며 이러한 간격이 그러한 별 주위에서 관측 된 거대 외계 행성의 높은 발생과 직접적인 관련이 있음을 증명합니다. 이 결과는 과학자들에게 시간을 거슬러 올라가는 창을 제공하여 형성의 각 단계를 통해 외계 행성 시스템이 어떻게 생겼는지 예측할 수 있습니다.

& # 8220 우리는 원 행성 원반의 틈과 항성 질량 사이에 강한 상관 관계를 발견했으며, 이는 거대한 기체 외계 행성의 존재와 관련이있을 수 있다고 말했습니다. 브리티시 컬럼비아의 빅토리아 대학교, 연구의 주요 저자. 질량이 높은 별은 질량이 낮은 별보다 틈이있는 디스크가 상대적으로 많으며, 이는 외계 행성에서 이미 알려진 상관 관계와 일치합니다. 이러한 상관 관계는 행성을 형성하는 디스크의 간격이 해왕성 질량 이상의 거대한 행성에 의해 발생했을 가능성이 가장 높다는 것을 직접적으로 알려줍니다. & # 8221

원시 행성 디스크의 간격은 오랫동안 행성 형성의 전반적인 증거로 간주되어 왔습니다. 그러나 외계 행성과 별 사이의 궤도 거리가 관측 되었기 때문에 회의론이있었습니다. 과학자들이 이전에 틈과 행성 사이의 연결에 대해 회의적인 주된 이유 중 하나는 수십 개의 천문 단위의 넓은 궤도에있는 외계 행성이 드물기 때문입니다. 그러나 1 ~ 10 개의 천문 단위 사이의 작은 궤도에있는 외계 행성은 훨씬 더 흔합니다. '라고 칠레 산티아고에있는 아돌 포 이바네즈 대학의 천문학 조교수이며이 연구의 공동 저자 인 Gijs Mulders는 말했습니다. & # 8220 우리는 틈을 없애는 행성이 나중에 안쪽으로 이동할 것이라고 믿습니다. & # 8221

이 새로운 연구는이 지역의 갭 디스크 수가 항성계의 거대한 외계 행성 수와 일치한다는 것을 처음으로 보여주었습니다. 이전 연구에 따르면 발견 된 거대한 외계 행성보다 갭이있는 디스크가 더 많다고 멀더 스는 말했다. 우리의 연구는 서로 다른 별의 질량에서 틈이있는 원반의 관찰 된 빈도를 설명하기에 충분한 외계 행성이 있음을 보여줍니다. & # 8221

이 상관 관계는 과학자들이 초 지구라고도하는 거대한 암석 외계 행성을 발견 할 가능성이 더 높은 저 질량 별을 가진 별계에도 적용됩니다. 2021 년 9 월부터 네덜란드 라이덴 대학의 조교수가 될 Van der Marel은 "저 질량 별은 지구 질량과 해왕성 질량 사이에 더 많은 바위 같은 초 지구를 가지고있다. 더 콤팩트 한 틈이없는 디스크는 슈퍼 지구를 형성합니다. & # 8221

항성 질량과 행성 인구 통계 사이의 이러한 연결은 과학자들이 은하수 전체에 걸쳐 암석 행성을 검색 할 때 어떤 별을 표적으로 삼을지 식별하는 데 도움이 될 수 있습니다. '별의 질량 의존성에 대한 이러한 새로운 이해는 태양 근처에서 지구와 같은 작고 바위 같은 행성을 찾는 데 도움이 될 것입니다.'라고 NASA가 자금을 지원하는 Alien Earths 팀의 일원이기도 한 Mulders는 말했습니다. 우리는 별의 질량을 사용하여 어린 별 주위의 행성 형성 원반을 성숙한 별 주위의 외계 행성에 연결할 수 있습니다. 외계 행성이 감지되면 일반적으로 행성을 형성하는 물질은 사라집니다. 따라서 별의 질량은이 외계 행성에 대한 행성 형성 환경이 어떻게 생겼는지 알려주는 '태그'입니다. & # 8221

그리고 그 모든 것이 먼지입니다. '행성 형성의 중요한 요소는 먼지 진화의 영향입니다'라고 van der Marel은 말했습니다. 거대 행성이 없으면 먼지가 항상 안쪽으로 표류하여 별에 가까운 작은 암석 행성을 형성하기위한 최적의 조건을 만듭니다. & # 8221

현재 연구는 ALMA의 고해상도 Band 6 및 Band 7 안테나를 사용하여 이전 연구에서 관찰 된 500 개 이상의 물체에 대한 데이터를 사용하여 수행되었습니다. 현재 ALMA는 먼지 디스크를 해결하고 그 하부 구조 또는 부족한 부분을 드러내기에 충분한 각도 해상도로 밀리미터 먼지 분포를 이미지화 할 수있는 유일한 망원경입니다. 지난 5 년 동안 ALMA는 인근 별 형성 지역에 대한 많은 스냅 샷 조사를 생성하여 디스크 먼지 질량, 크기 및 형태를 수백 번 측정했습니다. & # 8221 van der Marel은 말했습니다. 관측 된 디스크 속성의 수가 많기 때문에 원시 행성 디스크와 발견 된 수천 개의 외계 행성을 통계적으로 비교할 수있었습니다. ALMA 망원경을 사용하여 갭 디스크와 콤팩트 디스크의 항성 질량 의존성이 성공적으로 입증 된 것은 이번이 처음입니다. & # 8221

우리의 새로운 발견은 ALMA로 관찰 된 디스크의 아름다운 틈 구조를 NASA Kepler 임무 및 기타 외계 행성 조사에서 탐지 된 수천 개의 외계 행성의 속성과 직접 연결합니다. & # 8221 Mulders는 말했습니다. 외계 행성과 그 형성은 우리가 다른 별 주위에서 일어나는 일의 맥락에서 지구와 태양계의 기원을 찾는 데 도움이됩니다. & # 8221

나타난 그림: 원시 행성 디스크는 전환, 링 또는 확장의 세 가지 주요 범주로 분류됩니다. Atacama Large Millimeter / submillimeter Array (ALMA)의 이러한 거짓 색상 이미지는 이러한 분류를 뚜렷한 대비로 보여줍니다. 왼쪽 : RU Lup의 링 디스크는 해왕성 질량과 목성 질량 사이의 질량을 가진 거대한 행성에 의해 조각 된 것으로 생각되는 좁은 틈이 특징입니다. 중간 : J1604.3-2130의 천이 디스크는 Super-Jovian 행성으로도 알려진 목성보다 더 큰 행성에 의해 조각 된 것으로 생각되는 큰 내부 공동이 특징입니다. 오른쪽 : Sz104의 콤팩트 디스크는 거대한 행성의 존재와 관련된 명확한 간격과 구멍이 없기 때문에 거대한 행성을 포함하지 않는 것으로 믿어집니다. © ALMA (ESO / NAOJ / NRAO), S. Dagnello (NRAO)


젊은 혼란스러운 별계에 대한 연구는 행성 형성의 비밀을 밝힙니다

영상: 가스 속도 데이터를 사용하여 Elias 2-27을 관찰 한 과학자들은 어린 별의 원시 행성 원반의 질량을 직접 측정하고 항성 시스템의 동적 섭동을 추적 할 수있었습니다. 더보기

출처 : ALMA (ESO / NAOJ / NRAO) / T. Paneque-Carre & ntildeo (Universidad de Chile), B. Saxton (NRAO)

아타 카마 라지 밀리미터 / 서브 밀리미터 어레이 (ALMA)를 사용하여 어린 별 Elias 2-27을 연구하는 과학자 팀은 중력 불안정성이 행성 형성에 중요한 역할을한다는 것을 확인했으며 처음으로 원시 행성 디스크의 질량을 직접 측정했습니다. 기체 속도 데이터를 사용하여 잠재적으로 행성 형성의 신비 중 하나를 풀 수 있습니다. 연구 결과는 오늘 The 천체 물리학 저널.

새로 형성된 어린 별을 둘러싸고있는 가스와 먼지로 만들어진 행성 형성 원반 인 원시 행성 원반은 과학자들에게 행성의 탄생지로 알려져 있습니다. 그러나 행성 형성의 정확한 과정은 미스터리로 남아 있습니다. 최근 Universidad de Chile를 졸업하고 University of Leiden과 European Southern Observatory의 박사 과정 학생이자 두 논문 중 첫 번째 논문의 주 저자 인 Teresa Paneque-Carre & # 241o가 이끄는 새로운 연구는 초점을 맞추고 있습니다. 행성 형성의 수수께끼를 풀고

관측 중에 과학자들은 오피 유 커스 별자리에서 지구에서 400 광년 미만 떨어진 곳에 위치한 어린 별인 엘리아스 2-27 성계가 행성을 형성하는 원반이 큰 물체를 운반 할 때 발생하는 중력 불안정성의 증거를 보여주고 있음을 확인했습니다. 시스템의 별 질량의 일부. Paneque-Carre & # 241o는 "정확하게 행성이 어떻게 형성되는지는 우리 분야의 주요 질문 중 하나입니다. 그러나 우리가 행성 형성 과정을 가속화 할 수 있다고 믿는 몇 가지 핵심 메커니즘이 있습니다."라고 말했습니다. "우리는 Elias 2-27에서 중력 불안정성에 대한 직접적인 증거를 찾았습니다. 이것은 우리가 중력 적으로 불안정한 시스템의 운동 학적 및 다중 파장 증명을 처음으로 보여줄 수 있기 때문에 매우 흥미 롭습니다. Elias 2-27은 최초의 시스템입니다. 모든 상자를 확인합니다. "

Elias 2-27의 독특한 특성은 ALMA 과학자들에게 50 년 이상 인기를 얻었습니다. 2016 년 ALMA를 사용하는 과학자 팀은 어린 별 주위에 소용돌이 치는 먼지 바람개비를 발견했습니다. 나선은 일반적으로 은하수 은하와 같이 인식 할 수있는 나선 은하의 팔을 생성하는 것으로 알려진 밀도 파의 결과로 여겨졌지만 그 당시에는 개별 별 주위에서 본 적이 없었습니다.

"우리는 2016 년에 Elias 2-27 원반이 이미 연구 된 다른 시스템과 다른 구조를 가지고 있다는 사실을 발견했습니다. 이전에는 원시 행성 원반에서 관찰되지 않았던 것입니다. 두 개의 대규모 나선 팔입니다. 중력 불안정성은 강력한 가능성 이었지만 그 기원은 구조는 수수께끼로 남아 있었고 우리는 더 많은 관찰이 필요했습니다. "라고 2016 년 연구의 수석 연구원이자 Universidad de Chile의 조교수 인 Laura P & # 233rez는 말했습니다. 공동 작업자와 함께 그녀는 M.Sc.의 일부로 Paneque-Carre & # 241o와 함께 분석 된 여러 ALMA 밴드에서 추가 관찰을 제안했습니다. Universidad de Chile의 논문.

중력 불안정성을 확인하는 것 외에도 과학자들은 별계에서 이론적 기대 이상으로 섭동 또는 교란을 발견했습니다. Paneque-Carre & # 241o는 "주변 분자 구름에서 디스크로 떨어지는 새로운 물질이 여전히 존재할 수 있으며, 이로 인해 모든 것이 더 혼란스러워집니다."라고 말했습니다.이 혼돈은 이전에 관찰되지 않았던 흥미로운 현상에 기여했다고 덧붙였습니다. 과학자들은 명확한 설명이 없습니다. "Elias 2-27 별계는 기체 구조에서 매우 비대칭 적입니다. 이것은 완전히 예상치 못한 일이었으며 원시 행성 디스크에서 이러한 수직 비대칭을 관찰 한 것은 이번이 처음입니다."

조지아 대학의 컴퓨터 천체 물리학 조교수이자이 연구의 공동 저자 인 카산드라 홀 (Cassandra Hall)은 수직 비대칭과 속도 섭동 (원 행성 원반의 나선 구조와 연결된 최초의 대규모 섭동)을 모두 확인했다고 덧붙였습니다. -행성 형성 이론에 중요한 의미를 가질 수 있습니다. "이것은 중력 불안정성의 '흡연 총'일 수 있으며, 이는 행성 형성의 초기 단계를 가속화 할 수 있습니다. 우리는 2020 년에이 신호를 처음 예측했으며 컴퓨터 천체 물리학 관점에서 옳다는 것이 흥미 롭습니다."

Paneque-Carre & # 241o는 새로운 연구가 일부 이론을 확인했지만 새로운 질문을 제기했다고 덧붙였습니다. "이제 별을 둘러싼 먼지 연속체의 나선형 구조를 설명하기 위해 중력 불안정성이 확인 될 수 있지만, 내부 틈이나 원반에 누락 된 물질이있어 명확한 설명이 없습니다."

행성 형성을 이해하는 데 장애가 된 것 중 하나는 새로운 연구에서 해결 된 문제인 행성 형성 디스크의 질량을 직접 측정하지 못했다는 것입니다. 밴드 3 및 7과 짝을 이루는 ALMA Band 6의 고감도 덕분에 팀은 동적 프로세스, 밀도 및 디스크의 질량까지 더 면밀히 연구 할 수있었습니다. 밀라노 대학의 대학원생 인 Benedetta Veronesi는 "원 행성 원반 질량의 이전 측정은 간접적이며 먼지 또는 희귀 동위 원소에만 기초했습니다.이 새로운 연구를 통해 이제 디스크 전체 질량에 민감합니다."라고 말했습니다. & # 201cole normale sup & # 233rieure de Lyon의 박사후 연구원이자 두 번째 논문의 주 저자입니다. "이 발견은 우리가 행성 형성 분야에서 가장 크고 가장 시급한 장벽 중 하나를 무너 뜨릴 수있는 디스크 질량을 측정하는 방법의 개발을위한 토대를 마련했습니다. 행성 형성 디스크에 존재하는 질량의 양을 알면 우리는 행성계의 형성에 사용할 수있는 물질의 양을 결정하고 그것들이 형성되는 과정을 더 잘 이해합니다. "

팀이 행성 형성에서 중력 불안정성과 디스크 질량의 역할에 대한 여러 가지 핵심 질문에 답했지만 아직 작업이 완료되지 않았습니다. Paneque-Carre & #는 "행성을 형성하는 데 수백만 년이 걸리기 때문에 행성이 어떻게 형성되는지 연구하는 것은 어렵습니다. 이것은 수천만 년을 사는 별들에게는 매우 짧은 시간 척도이지만 우리에게는 매우 긴 과정입니다."라고 말했습니다. 241o. "우리가 할 수있는 것은 주변에 가스와 먼지 디스크가있는 어린 별을 관찰하고 왜 이러한 물질 디스크가 어떻게 보이는지 설명하는 것입니다. 마치 범죄 현장을보고 무슨 일이 일어 났는지 추측하는 것과 같습니다. analysis paired with future in-depth analysis of Elias 2-27 will allow us to characterize exactly how gravitational instabilities act in planet-forming disks, and gain more insight into how planets are formed."

Spiral Arms and a Massive Dust Disk with non-Keplerian Kinematics: Possible Evidence for Gravitational Instability in the Disk of Elias 2-27, Paneque-Carreño et al. ApJ, preview [https:/ / arxiv. org/ pdf/ 2103. 14048. pdf]

A Dynamical Measurement of the Disk Mass in Elias 2-27, Veronesi et al. ApJ, preview [https:/ / arxiv. org/ pdf/ 2104. 09530. pdf]

국제 천문학 시설 인 아타 카마 대형 밀리미터 / 서브 밀리미터 어레이 (ALMA)는 남반구 천문 연구를위한 유럽기구 (ESO), 미국 국립 과학 재단 (NSF) 및 국립 자연 과학 연구소 ( 칠레 공화국과 협력하여 일본의 NINS). ALMA는 회원국을 대신하여 ESO, 캐나다 국립 연구위원회 (NRC) 및 과학 기술부 (MOST)와 협력하여 NSF, 대만의 Academia Sinica (AS)와 협력하여 NINS가 자금을 지원합니다. 그리고 한국 천문 우주 과학 연구원 (KASI).

ALMA 건설 및 운영은 NAO (National Radio Astronomy Observatory), AUI (Associated Universities, Inc.)가 관리하는 NRAO (National Radio Astronomy Observatory), 북미를 대신하여 NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan)가 주도합니다. ) 동아시아를 대신하여. JAO (Joint ALMA Observatory)는 ALMA의 건설, 시운전 및 운영에 대한 통합 리더십 및 관리를 제공합니다.

Media Contact:

에이미 C. 올리버
Public Information Officer, ALMA
Public Information & News Manager, NRAO
+1 434 242 9584
[email protected]

Nicolás Lira
Education and Public Outreach Coordinator
Joint ALMA Observatory, Santiago - Chile
+56 2 2467 6519
[email protected]

부인 성명: AAAS 및 EurekAlert! EurekAlert에 게시 된 보도 자료의 정확성에 대해 책임을지지 않습니다! 기관에 기부하거나 EurekAlert 시스템을 통해 정보를 사용합니다.


MaNGA

10,000 nearby galaxies thanks to 17 simultaneous "integral field units" (IFUs), each composed of tightly-packed arrays of optical fibers. MaNGA's goal is to understand the "life history" of present day galaxies from imprinted clues of their birth and assembly, through their ongoing growth via star formation and merging, to their death from quenching at late times.

To answer these questions, MaNGA will provide two-dimensional maps of stellar velocity and velocity dispersion, mean stellar age and star formation history, stellar metallicity, element abundance ratio, stellar mass surface density, ionized gas velocity, ionized gas metallicity, star formation rate and dust extinction for a statistically powerful sample. The galaxies are selected to span a stellar mass interval of nearly 3 orders of magnitude. No cuts are made on size, inclination, morphology or environment, so the sample is fully representative of the local galaxy population. Just as tree-ring dating yields information about climate on Earth hundreds of years into the past, MaNGA's observations of the dynamical structures and composition of galaxies will help unravel their evolutionary histories over several billion years. An overview of the project is presented in Bundy et al. (2015). Additional technical publications are listed in SDSS technical publications.

In bright time the MaNGA instrument is used to observe stars for MaStar, to build a comprehensive optical stellar spectral library. For more information on this stellar library, visit the MaStar survey page.


Stellar mass database - Astronomy

SPARC is a database of 175 late-type galaxies (spirals and irregulars) with Spitzer photometry at 3.6 mu (tracing the stellar mass distribution) and high-quality HI+Halpha rotation curves (tracing the gravitational potential out to large radii). SPARC spans a wide range in stellar masses (5 dex), surface brightnesses (>3 dex), and gas fractions. On this webpage you can download SPARC data and access our scientific publications.

If you are using data from this website in your scientific publications, please cite the SPARC master paper. References to the original HI+Halpha rotation curves are given in Table1.mrt. Please consider citing the original rotation-curve sources if relevant to your publication.

SPARC BUZZ
List of published papers: here.
List of related papers: here.
List of popular articles: here.

BASIC SPARC DATA (from Lelli+2016c)
Galaxy Sample: Table1.mrt (with references to the original rotation-curve data)
Photometric Profiles: zip file (on sky values in mag/arcsec^2 with no corrections for disk inclination or extinction)
Bulge-Disk Decompositions: zip file (uncorrected for inclination, some exponential profiles are extrapolated at large radii)
Bulge Luminosities: Table (WARNING: our decompositions are non-parametric and bulges are linearly extrapolated at large radii)
Newtonian Mass Models: Table2.mrt | zip file (rotation curves, baryonic contributions, inclination-corrected stellar density profiles)

SOFTWARE (NEW!) BayesLineFit: MCMC code in Python-3 to fit a line to data with errors in both coordinates and intrinsic scatter (see Lelli+2019)
Archangel: Galaxy Photometry System for frame cleaning, ellipse fitting, surface brightness profiles, etc. (see Schombert 2007)

SCALING RELATIONS
Baryonic Tully-Fisher Relation: 2019 Data (from Lelli+2019) | 2016 Data (from Lelli+2016a)
Central Surface Density Relation: 2016 Data (from Lelli+2016b)
Radial Acceleration Relation: Binned Data | All Data (same as in Lelli+2017 McGaugh+2016)

FIGURES & VIDEOS
Mass Models for 175 SPARC LTGs: .pdf.zip | .png.zip (from Lelli+2016c)
Mass Models for 16 Rotating ETGs: .pdf.zip | .png.zip (from Lelli+2017a)
Radial Acceleration Relation Video: Video Player | Individual Frames (from Lelli+2017a)
Individual RAR fits to 175 LTGs: .pdf.tar.gz (from Li+2018)

DARK MATTER HALOS Dark Matter Halo Fits: Fit plots | Triangle plots | MCMC Chains (from Li+2020)
HI linewidths vs Halo Mass: WP50_M200.mrt (from Li+2019b)
Empirical Halo Mass Functions: NFW | Einasto | DC14 (from Li+2019b)

EARLY-TYPE GALAXIES DATA (from Lelli+2017a)
Galaxy Sample: ETG_Lelli2017.mrt (drawn from Atlas3D)
Photometric Profiles: zip file (on sky values in mag/arcsec^2 with no corrections for disk inclination or extinction)
Bulge-Disk Decompositions: zip file (uncorrected for inclination, some exponential profiles are extrapolated at large radii)
Mass Models: zip file (velocity data, baryonic contributions, inclination-corrected stellar density profiles)


Stellar mass database - Astronomy

이름유형본문
apogeeDesignSPECTRO Contains the plate design information for APOGEE plates.
This table contains all the design parameters used in designing plates for APOGEE spectra.
apogeeFieldSPECTRO Contains the basic information for an APOGEE field.
This table contains the name, location and number of visits expected for an APOGEE field.
apogeeObjectSPECTRO Contains the targeting information for an APOGEE object.
This table contains all the parameters that went into targeting objects for APOGEE spectra.
apogeePlateSPECTRO Contains all the information associated with an APOGEE plate.
This table contains the parameters for an APOGEE spectral plate
apogeeStarSPECTRO Contains data for an APOGEE star combined spectrum.
This table contains the data in the combined spectrum for an APOGEE star.
apogeeStarAllVisitSPECTRO Links an APOGEE combined star spectrum with all visits for that star.
This is a linking table that links an APOGEE combined star spectrum with all the visits for that star, including good, bad, commsssioning, not, etc.
apogeeStarVisitSPECTRO Links an APOGEE combined star spectrum with the visits used to create it.
This is a linking table that links an APOGEE combined star spectrum with the visits that were used to create the combined spectrum.
apogeeVisitSPECTRO Contains data for a particular APOGEE spectrum visit.
This table corresponds to the data in a single spectrum visit in APOGEE
aspcapStarSPECTRO Contains data for an APOGEE star ASPCAP entry.
This table contains the data in the ASPCAP entry for an APOGEE star.
aspcapStarCovarSPECTRO Contains the covariance information for an APOGEE star ASPCAP entry.
This table contains selected covariance matrix fields for the ASPCAP entry for an APOGEE star.
AtlasOutline사진 Contains a record describing each AtlasOutline object
The table contains the outlines of each object over a 4x4 pixel grid, and the bounding rectangle of the object within the frame.
cannonStarSPECTRO Contains the stellar parameters obtained from the Cannon.
The Cannon (named by David Hogg, after Annie Jump Cannon) is a data-driven approach to determining stellar parameters. This table contains the parameters resulting froom applying that method. More information can be found at https://arxiv.org/abs/1501.07604.
DataConstantsMETA The table stores the values of various enumerated and bitmask columns.
DBColumnsMETA Every column of every table has a description in this table
DBObjectsMETA Every SkyServer database object has a one line description in this table
DBViewColsMETA The columns of each view are stored for the auto-documentation
* means that every column from the parent is propagated.
의존META Contains the detailed inventory of database objects
The objects are tracked by module
detectionIndex사진 Full list of all detections, with associated 'thing' assignment.
Each row in this table corresponds to a single catalog entry, or 'detection' in the SDSS imaging. For each one, this table lists a 'thingId', which is common among all detections of the same object in the catalog.
DiagnosticsMETA This table stores a full diagnostic snapshot of the database.
The table contains the names of all the tables, views, stored procedures and user defined functions in the database. We leave out the Diagnostics itself, QueryResults and LoadEvents, etc these can be dynamically updated. We compute the row counts for each table and view. This is generated by running the stored procedure spMakeDiagnostics. The table was replicated upon the creation of the database into SiteDiagnostics.
emissionLinesPortSPECTRO Emission line kinematics results for SDSS and BOSS galaxies using GANDALF
We fit galaxies using an adaptation of the publicly available Gas AND Absorption Line Fitting (GANDALF, Sarzi et al. 2006) and penalised PiXel Fitting (pPXF, Cappellari & Emsellem 2004). Stellar population models for the continuum are from of Maraston & Strömbäck (2011) and Thomas, Maraston & Johansson (2011).
사진 All the measured parameters and calibrations of a photometric field
A field is a 2048x1489 pixel section of a camera column. This table contains summary results of the photometric and calibration pipelines for each field.
FieldProfile사진 The mean PSF profile for the field as determined from bright stars.
For the profile radii, see the ProfileDefs table.
FileGroupMapMETA For 'big' databases, maps big tables to their own file groups
In big databases we only put core objects in the primary file group. Other objects are grouped into separate file groups. For really big files, the indices are put in even different groups. This table is truncated in the Task databases.
먼저사진 SDSS objects that match to FIRST objects have their match parameters stored here
사진 Contains JPEG images of fields at various zoom factors, and their astrometry.
The frame is the basic image unit. The table contains false color JPEG images of the fields, and their most relevant parameters, in particular the coefficients of the astrometric transformation, and position info. The images are stored at several zoom levels.
galSpecExtraSPECTRO Estimated physical parameters for all galaxies in the MPA-JHU spectroscopic catalogue.
The estimates for stellar mass are derived using the methodology described in Kauffmann et al (2003), applied to photometric data as described in Salim et al (2007). The star formation rates are derived as discussed in Brinchmann et al (2004), but the aperture corrections are done by estimating SFRs from SED fits to the photometry outside the fiber following the methodology in Salim et al (2007).
galSpecIndxSPECTRO Index measurements of spectra from the MPA-JHU spectroscopic catalogue.
For each index, we give our estimate and error bar. Measurements performed as described in Brinchmann et al. 2004.
galSpecInfoSPECTRO General information for the MPA-JHU spectroscopic re-analysis
This table contains one entry per spectroscopic observation It may be joined with the other galSpec tables with the measurements, or to specObjAll, using specObjId. Numbers given here are for the version of data used by the MPA-JHU and may not be in perfect agreement with specObjAll.
galSpecLineSPECTRO Emission line measurements from MPA-JHU spectroscopic reanalysis
The table contains one entry per spectroscopic observation derived as described in Tremonti et al (2004) and Brinchmann et al (2004).
HalfSpaceREGION The constraints for boundaries of the the different regions
Boundaries are represented as the equation of a 3D plane, intersecting the unit sphere. These intersections are great and small circles. THe representation is in terms of a 4-vector, (x,y,z,c), where (x,y,z) are the components of a 3D normal vector pointing along the normal of the plane into the half-scape inside our boundary, and c is the shift of the plane along the normal from the origin. Thus, c=0 constraints represent great circles. If c _r_original suffices (e.g. petro_flux_r_original ), to indicate that these are the original quantities determined for the r-band, without corrections. They differ from the r-band values in the arrays (e.g. petro_flux_r_original ) in those cases where the Petrosian radius was undefined in the r-band. In those cases, the quantities in the arrays assume a Petrosian radius of 5 arcsec.

  • PhotoObj: all primary and secondary objects essentially this is the view you should use unless you want a specific type of object.
  • PhotoPrimary: all photo objects that are primary (the best version of the object).
    • : Primary objects that are classified as stars.
    • 은하: Primary objects that are classified as galaxies.
    • 하늘:Primary objects which are sky samples.
    • 알 수 없는:Primary objects which are no0ne of the above
    • PhotoObj: all primary and secondary objects essentially this is the view you should use unless you want a specific type of object.
    • PhotoPrimary: all photo objects that are primary (the best version of the object).
      • : Primary objects that are classified as stars.
      • 은하: Primary objects that are classified as galaxies.
      • 하늘:Primary objects which are sky samples.
      • 알 수 없는:Primary objects which are no0ne of the above

      Columns from OBJID through PSFMAGERR_:
      These are taken directly from photoObjAll

      Columns from PLATEID through SEGUE2_TARGET2:
      These are taken from the specObjAll and sppParams tables for any objects in this file that have matches in that specObjAll. For objects without matches in specObjAll, values are set to -9999. The names from SpecObjAll are unchanged.

      Columns from MATCH through DIST20:
      These are taken from the propermotions table, the USNOB proper motions as recalibrated with the SDSS by Jeff Munn. For objects without matches in the ProperMotions table, values are set to -9999. The names are unchanged from the propermotions table.


      GAMA is a project to exploit the latest generation of ground-based and space-borne survey facilities to study cosmology and galaxy formation and evolution.

      At the heart of this project lies the GAMA spectroscopic survey of

      300,000 galaxies down to r < 19.8 mag over

      286 deg 2 , carried out using the AAOmega multi-object spectrograph on the Anglo-Australian Telescope (AAT) by the GAMA team. This project was awarded 210 nights over 7 years (2008&ndash2014) and the observations are now completed. This survey builds on, and is augmented by, previous spectroscopic surveys such as the Sloan Digital Sky Survey (SDSS), the 2dF Galaxy Redshift Survey (2dFGRS) and the Millennium Galaxy Catalogue (MGC).

      On the imaging side, GAMA uses public data as well as conducting its own campaigns. In addition, the GAMA team has coordinated survey regions and negotiated data sharing agreements with a number of independent imaging survey teams:

      시설 서베이
      Public surveys: Sloan Foundation 2.5m SDSS
      United Kingdom Infrared Telescope (UKIRT) UKIDSS-LAS
      GAMA campaigns: Galaxy Evolution Explorer (GALEX) GALEX-GAMA
      Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT) GMRT-GAMA
      Surveys connected to GAMA: VLT Survey Telescope (VST) KiDS
      Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy (VISTA) VIKING
      Canada France Hawaii Telescope (CFHT) CFHTLenS
      허셜 우주 천문대 H-ATLAS
      The Australian Square Kilometre Array Pathfinder (ASKAP) DINGO
      X-ray Multi-Mirror Mission (XMM-Newton) XMM-XXL
      Wide field Infra-red Survey Explorer (WISE)

      The main objective of GAMA is to study structure on scales of 1 kpc to 1 Mpc. This includes galaxy clusters, groups, mergers and coarse measurements of galaxy structure (i.e., bulges and discs). It is on these scales where baryons play a critical role in the galaxy formation and subsequent evolutionary processes and where our understanding of structure in the Universe breaks down.

      Our primary goal is to test the CDM paradigm of structure formation. In particular, the key scientific objectives are:

      1. To test modified theories of gravity by measuring the growth rate of structure the CDM model by measuring the halo mass function and galaxy formation models by measuring the star formation efficiency in groups.
      2. To measure the connection between star formation fuelling, stellar mass build-up and feedback processes.
      3. To uncover the detailed mechanisms that govern the build-up of the stellar content of galaxies.
      4. To directly measure the recent galaxy merger rate as a function of mass, mass ratio, local environment and galaxy type.

      To address these goals, GAMA is creating an extraordinary multi-wavelength photometric and spectroscopic dataset with outstanding value to both the large-scale structure and galaxy evolution communities. By virtue of its unrivaled combination of area, spectroscopic depth, high spatial resolution and broad wavelength coverage the GAMA dataset will be uniquely capable of advancing low and intermediate-redshift galaxy studies.

      More details on GAMA and its science case can be found in our proposals (2007, 2010) and in this article.

      The following table provides an overview of the GAMA survey regions.

      부위 RA range Dec range Main survey limit
      G02 30.2 - 38.8 &minus10.25 - &minus3.72 r < 19.8
      G09 129.0 - 141.0 &minus2 - +3 r < 19.8
      G12 174.0 - 186.0 &minus3 - +2 r < 19.8
      G15 211.5 - 223.5 &minus2 - +3 r < 19.8
      G23 339.0 - 351.0 &minus35 - &minus30 i < 19.2

      G02 was somewhat redefined during the course of the survey. As a result only the part north of &minus6 deg was observed to high completeness.


      비디오보기: საუკეთესო აპლიკაცია უცხო ენების შესასწავლად; Snapmove-ს განახლებული ვერსია; (할 수있다 2022).


      코멘트:

      1. Weylyn

        분명히 당신은 착각했습니다 ...

      2. Kern

        Interesting blog, added to rss reader

      3. Necalli

        죄송합니다, 그 부분에 없습니다 .....



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