Soru:
Gaia yıldız radyal hız ölçümleri için neden sadece kalsiyum NIR hatları kullanıyor?
uhoh
2016-09-16 21:10:08 UTC
view on stackexchange narkive permalink

Gaia uzay aracı hakkında bu genel bakış makalesini okudum ve şu ifadeyi gördüm:

Bu spektrumlar, kinematiği incelemek için kullanılan radyal hız bilgilerini sağlar ve Samanyolu'nun dinamik evrimi. Radyal hızlar, 849.8, 854.2 ve 855.2 nm'de üç izole edilmiş Kalsiyum hattından türetilir. 847 ila 874 nm aralığındaki diğer çizgiler yıldız bileşimi, yüzey yerçekimi ve metal bolluğu hakkında veri sağlayabilir.

not: aşağıdaki yorumlarda belirtildiği gibi, üçüncü satır 855.2nm değil 866.2nm - bunun bir yazım hatası olduğu önerilir - "855" numarası da bu ESA sayfasında görünür.

Yüksek çözünürlüklü spektroskopi yalnızca 847 ile 874 nm arasında çalışıyor gibi görünüyor ve radyal hızı ölçmek için "üç izole Kalsiyum çizgisi" kullanılıyor.

Tüm yıldızların atmosferlerinde, radyal hızı bu kadar doğru bir şekilde ölçmek için yeterince güçlü özellikler üretmeye yetecek kadar kalsiyum var mı? Atmosferlerinde hidrojen ve helyum dışında çok az yıldız popülasyonunun olduğunu düşünmüştüm.

Bunlar her zaman emisyon çizgileri mi yoksa soğurma çizgileri mi, yoksa biri ve diğeriyle birlikte birkaç yıldız mı olacak? Hangi yıldız fraksiyonunda önemli miktarda kalsiyum olmayacak?

enter image description here

yukarıda: Gaia'nın Radyal Hızı buradan spektrometre, kaynak: ESA.

enter image description here

yukarıda: Gaia'nın Görüntülemesi sistemi, aynalar 4, 5 ve 6, prizmalar, kırınım ızgaraları ve CCD dizisi dahil, buradan, kaynak: EADS Astrium.

enter image description here

yukarıda: Gaia'nın Optik Modülü, Ravial Hız spektrometresi (ızgaralar) ve afokal alan düzeltici dahil, buradan, kredi: SAS Astrium.

[Diğer kaynaklar] (https://en.wikipedia.org/wiki/Calcium_triplet) üçüncü Ca II hattına 855,2 nm değil 866,2 nm'de sahiptir.
Correct, it's a typo. 866.2 nm.
AiliouvqvoCMT the '855' value shows up on [this ESA page](http://sci.esa.int/gaia/40129-payload-module/?fbodylongid=1916) as well, as shown in [this answer](http://astronomy.stackexchange.com/a/18376/7982) below. I've added a note in the question (I don't want to help propagate the number if it's incorrect). I wonder how far it goes! A quick google search shows [849.8 nm, 855.2 nm and 866.2 nm](https://books.google.com.tw/books?id=avns1CRdaCYC&lpg=PA385&ots=icPC_KYvU1&dq=calcium%20II%20855.2&pg=PA385#v=onepage&q=calcium%20II%20855.2&f=false) which contains '855' in a different location.
In order to accommodate a very large number of stellar spectra simultaneously superimposed on the RVS CCD array at high dispersion, it seems to have been necessary to choose only a narrow wavelength range. So far there are three good answers here that explain that the Ca II triplet is present in a wide range of stars and usually narrow, the Paschen hydrogen series is close by for the hotter stars, and it is near the "energy-distribution peaks of G- and K-type stars which are the most abundant RVS targets." In this case I can't choose a single "accepted" answer & encourage up-voting them all!
The Ca IR triplet is at 849.8, 854.2 and 866.2 nm https://en.m.wikipedia.org/wiki/Calcium_triplet See also any picture of a spectrum!
AiliemhjipCMT indeed! I was just looking around to see how widespread the use of the '855' value was, since it's wrong on in the ESA article, and noted how easy it was to find other errors. Astronomers are usually good at getting things right - I was surprised to see the "propagation of an error" so to speak.
üç yanıtlar:
Rob Jeffries
2016-09-17 00:08:55 UTC
view on stackexchange narkive permalink

Yakın kızılötesindeki Ca üçlüsü, son derece güçlü rezonans soğurma çizgileridir. Gaia RVS tarafından gözlemlenen yıldızların çoğunluğu olacak olan soğuk G, K, M tipi cücelerin ve devlerin yakın kızılötesi spektrumlarındaki en güçlü özelliklerdir. Ca üçlü çizgileri o kadar güçlüdür ki düşük metaliklikte bile Işık kürelerinde az Ca bulunan halo yıldızları, bu çizgiler hala radyal hızları ölçmek için yeterince güçlüdür.

Çizgiler çok daha zayıf ve daha sıcak O, B ve Yıldızlar ve bunlar için radyal hızları ölçmek zor ve çok daha az hassas olacaktır.

Munari et almasındaki Şekil 2'de farklı spektral türlerdeki yıldızlar için Gaia Ca üçlü bölgesinin atlasına al. (2001). http://cds.cern.ch/record/531022/files/0109057.pdf

Ayrıca bu üç satırın olmadığını eklemeliyim hızları belirlemek için kullanılan tek özellik, çoğu yıldızın spektrumundaki en güçlü özelliklerdir.

HDE 226868
2016-09-16 23:48:01 UTC
view on stackexchange narkive permalink

ESA oldukça açık bir şekilde belirtiyor (855,2 nm rakamları yanlış olsa da; 866,2 nm olmalıdır):

RVS dalga boyu aralığı, 847- 874 nm, en bol RVS hedefleri olan G ve K-tipi yıldızların enerji dağılım zirvelerine denk gelecek şekilde seçilmiştir. Bu geç tip yıldızlar için RVS dalga boyu aralığı, temel olarak Fe, Si ve Mg'den kaynaklanan çok sayıda zayıf çizginin yanı sıra, üç güçlü iyonize kalsiyum çizgisi (yaklaşık 849,8, 854,2 ve 855,2 nm'de) gösterir.

Wien yasasını kullanarak, bu aralıkta tepe dalga boyları olarak bunlara sahip yıldızların 3000-3500 K aralığındaki etkili sıcaklıklara karşılık geldiğini görebiliriz: $$ T = \ frac {b } {\ lambda _ {\ text {max}}} $$$$ \ başlangıç ​​{dizi} {| c | c |} \ hline \ text {Dalgaboyu (nm)} & \ text {Sıcaklık (K)} \\\ hline 847 & 3431 \\\ hline 849.8 & 3409 \\\ hline 854.2 & 3392 \\\ hline 866.2 & 3345 \\\ hline 874 & 3315 \\\ hline \ end {array} $$ Gerçekte, yıldızlar Gaia çalışmaları, bundan daha yüksek etkili sıcaklıklarda en yoğun emisyonlara sahiptir; bu zirveler, K veya G tipi yıldızlara değil, sıcak M tipi yıldızlara karşılık gelir. Örneğin Güneş yaklaşık 5800 K etkili sıcaklığa sahiptir ve birçok K-tipi yıldız 4000 K civarında etkili sıcaklıklara sahiptir. Bununla birlikte, hedef yıldızlar hala spektrumun ilgili kısımlarında yoğun emisyonları ve dolayısıyla dikkat çekici kalsiyum çizgilerini garanti eder. .

Mike G
2016-09-17 00:59:40 UTC
view on stackexchange narkive permalink

Cropper ve Katz 2011 bölüm 2.2'ye göre, RVS çalışma grubu diğer bantları dikkate aldı, ancak ~ 850 nm bandı Dünya atmosferindeki emilimden göreceli olarak etkilenmediğinden yer temelli hazırlığı ve takibi kolaylaştırır Güçlü Ca II üçlüsüne ek olarak, bu bant, spektrometre yatırımının bilimsel getirisine katkıda bulunan radyal hız dışındaki astrofiziksel niceliklerin çalışılmasını sağlayan hatlar açısından zengindir.

B tipi ve daha sıcak için Nüfusun küçük bir azınlığı olan yıldızlar, Munari 2001'in tepesindeki 854.3, 859.6 ve 866.3 nm'deki geniş çukurları oluşturan Paschen hidrojen serisinden radyal hız almayı umuyorlar. şekil 2.

Thanks - this is very helpful to understand better the various considerations involved in selecting the final wavelength band for the RVS.


ⓘ
Bu Soru-Cevap, otomatik olarak İngilizce dilinden çevrilmiştir.Orijinal içerik, dağıtıldığı cc by-sa 3.0 lisansı için teşekkür ettiğimiz stackexchange'ta mevcuttur.
Loading...