タグ付けされた質問 「spectroscopy」

消費者向けの望遠鏡機器と分光フィルターを使用して、遠方の銀河からの赤方偏移を測定することが可能かどうか疑問に思っていました。（このような） 追跡マウントと、遠くのかすかなオブジェクトのデータを収集するのに十分な開口部が必要になると思いますが、5〜6千未満で利用可能な消費者グレードのツールよりも敏感な機器が必要になるのではないかと思います。 長期的な目標は、ハッブルの仕事を再現し、裏庭の機器から宇宙の膨張率を直接測定することです。

15 spectroscopy  redshift 

星の有効温度を決定することは、一般的に重要な作業です。これの単純な理由は、星からの電磁放射のみを調査でき、温度を直接調査できないことです。複雑さは、放射が層状の恒星大気で生成されるという事実によるものです。これは、部分的に恒星の温度によって特徴付けられるだけでなく、恒星の質量、元素の存在量、恒星の回転など、他の多くの要因によっても特徴付けられます。さらに、大気の温度は深度によって異なりますが、有効温度は単なる数値です。 一方、星を特徴付ける最も重要な量は温度と大きさです。 では、質問：スペクトルを使用して、星の温度に関する情報をどのように正確に抽出しますか？ここでの温度とは、有効温度、または大気の温度プロファイルを意味します。 注：これはかなり教科書の質問です。私は@Carlにより良い既存の答えに遭遇したので、私は以前に少し少ない教科書ディスカッションに投稿、それを作成した決定、原理的には、私たちはどうすればよいだけでなくスターの？TeffTeffT_{\textrm{eff}}。この質問は、答えのためのはるかに良い場所のようです。

12 spectroscopy  stellar-atmospheres  radiative-transfer 

高価な分光装置がなくても星の発光・吸収スペクトルを記録できるのではないかと思っていました。どういうわけか回折格子を利用することは可能でしょうか？それが役立つ場合、私は130mmの開口部を持つニュートニアンを所有しています。

11 telescope  spectroscopy  spectra 

phys.orgの記事「科学者が近くの星の巨大なデータセットを公開して公開している」では、エシェルの放射速度測定値の公開されているデータベースのリリースについて説明しています。LCES HIRES / KECK精密放射速度外惑星調査。KeckのHIRESホームページも参照してください。 20年間、これらの科学者たちはHIRESを、地球から比較的近い100パーセク、つまり325光年以内にある1,600を超える「近隣」の星に向けてきました。計測器は約61,000の観測を記録し、それぞれが30秒から20分の範囲で持続しました。これらのすべてのデータがコンパイルされると、データセット内の特定の星は、数日、数年、または10年以上の観測値を持つ可能性があります。 この部分は特に私の興味を引いた： 「最近、星を周回する6惑星システムを発見しました。これは大きな数です」とバートは言います。「3つから4つ以上の惑星を持つシステムを検出することはあまりありませんが、ホスト星に関する18年を超えるデータがあったため、このシステムで6つすべてをうまくマップすることができました。」（強調を追加） 惑星間重力相互作用が最小である1つまたは2つの惑星の非常に単純なケースでは、素敵な長く連続的な半径方向速度測定のフーリエ変換は、2つのメインピークとおそらく他のアーティファクトを示します。各惑星によって引き起こされた恒星の動きが同様の大きさである場合、分析はかなり簡単かもしれません。 しかし、引用で言及された6つの惑星のケース（それがどれであるかはわかりません）とパッチタイムの範囲（調査です）の場合、この分析はどのように行われましたか？ピークだけですか？それとも、可能なすべての組み合わせのスーパーコンピューターシミュレーションにそれを投げて、シミュレートされたアニーリングを1か月間実行させますか？ それとも、いくつかの「探偵の仕事」も含まれていましたか-仮定、フィッティング空間の制限、あるいは研究の外部からの他のデータの包含さえ？

9 exoplanet  spectroscopy 

私はガイア宇宙船に関するこの概要記事を読んでいて、次の声明を見ました。 これらのスペクトルは、天の川の運動学的および動的進化の研究に使用される半径方向の速度情報を提供します。動径速度は、849.8、854.2、および855.2 nmの3つの孤立したカルシウム線から導き出されます。847〜874 nmの範囲の他のラインは、星の組成、表面重力、および金属の存在量に関するデータを提供できます。 注：以下のコメントで指摘されているように、3行目は856.2 nmではなく866.2 nmにあります -これはタイプミスであることが示唆されています- このESAページには '855'番号も表示されます。 高解像度分光法は847〜874 nmでのみ動作しているようであり、「3つの孤立したカルシウム線」を使用して放射速度を測定します。 すべての星は、大気中に十分なカルシウムを含んでいるので、半径方向の速度を正確に測定するのに十分な強力な特徴を生み出しますか？大気中には水素とヘリウムの他にごくわずかしか存在しない恒星の個体群があると思っていました。 これらは常に輝線または吸収線ですか、それともいくつかの星と他の星のどちらかが存在しますか？星のどの部分がカルシウムを大量に含まないのでしょうか？ 上：ここからのガイアの放射速度分光計、クレジット：ESA。 上：ミラー4、5、6、プリズム、回折格子、CCDアレイを含む、Gaiaのイメージングシステム。ここから、クレジット：EADS Astrium。 上： Ravial Velocity分光計（格子）とアフォーカルフィールドコレクターを含むGaiaの光学モジュール、ここから、クレジット：SAS Astrium。

8 spectroscopy  velocity  stellar-atmospheres  metallicity  gaia 

これは天文学の基本についての質問です。私はたまたま良い議論を見たことがありません。任意の完璧な測定デバイスがあれば、それは星の有効温度をどれだけうまく測定できるかについてです。 ここにいくつかのコンテキストがあります。星のの標準的な定義は、そのボロメトリック明度（単位時間あたりに星から放射される総電磁エネルギー）とその光球半径R（半径、特定の波長での光学的深さでの半径）に基づいていますは1に等しい）。このように、定義は から。ここで、はステファンボルツマン定数です。 L T EFF L = 4 π σ R 2 T 4 EFF σTeffTeffT_{\textrm{eff}}LLLTeffTeffT_{\textrm{eff}}L = 4 πσR2T4effL=4πσR2Teff4L=4\pi \sigma R^2 T_{\textrm{eff}}^4σσ\sigma この定義は明らかに黒体法を暗示しています。私たち自身の太陽を含む多くの星には、それに従わないスペクトルがあります。このため、光球半径における恒星物質の温度であり、恒星スペクトルを調べることによって決定できる別の有効温度についてよく話します。それにはいくつかの複雑な問題がありますが、それらを脇に置いておきましょう。 決定 することは、星の特性を評価する上で非常に重要です。そのため、さまざまな測定方法があり、当然のことながら、研究者たちは可能な限り最高の精度を得ようと努力しています。TeffTeffT_{\textrm{eff}} したがって、質問：任意に完璧な楽器があったとしても、原則としてどれだけうまく測定できるでしょうか。TeffTeffT_{\textrm{eff}} 編集：私はあなたの答えの定量的な見積もりを見たいのですが。次数の最高の精度、または、またはであるか、またはそれを任意にうまく測定しますか？ 10 K 1 K 10 − 4 KTeffTeffT_{\textrm{eff}}10 K10K10\textrm{K}1 K1K1\textrm{K}10− 4K10−4K10^{-4}\textrm{K} 以下は、不確実性/恣意性のほんの一部のソースです：いくつか例を挙げると、星の対流、光球半径の波長への依存、四肢の暗化、恒星変動などです。 回答は、「不確実性の原因」-「単純な導出」-「効果の推定」の形式になるようにしてください。見積もりが少ない場合は、質問または個別の返信にそれらの概要を追加します。また、必要に応じて質問を編集してください。

8 stellar-structure  fundamental-astronomy  spectroscopy  stellar-atmospheres  radiative-transfer 

私は、H線がタイプAの星で最も顕著であり、HRダイアグラムのより極端なタイプの星ではそれほど顕著ではないことを実際に理解しています。しかし、なぜO型やF型などのより極端な型の星では目立たないのか疑問に思っていました。F型の星の場合、これは正しくない可能性があります。非常に少ないので）Hバルマーラインは多くありません。ただし、O型の星でEW Hが低い理由がよくわかりません。誰かがこれを説明してくれますか、ありがとう！δδ\deltaδδ\deltaδδ\delta

7 star  observational-astronomy  spectroscopy  stellar-evolution