Astronomie

Comment identifier la composante de vitesse d'une étoile à partir de son décalage vers le rouge ?

Comment identifier la composante de vitesse d'une étoile à partir de son décalage vers le rouge ?


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.

Lorsqu'un télescope observe une étoile lointaine, il ne voit que la lumière émise par l'étoile. En observant la longueur d'onde de cette lumière, nous déterminons la vitesse de l'étoile. Si la longueur d'onde est décalée vers le rouge (plus longue), alors l'étoile s'éloigne de nous, et si la longueur d'onde est décalée vers le bleu (plus courte), alors l'étoile se déplace vers nous.

Mais comment savons-nous que la longueur d'onde que nous voyons n'est pas la longueur d'onde décalée vers le rouge mais la longueur d'onde d'origine émise par l'étoile ? Savons-nous déjà quelle longueur d'onde de lumière l'étoile est censée émettre (si oui, comment ?)

De plus, en utilisant cette méthode, nous devrions être en mesure d'identifier uniquement la composante radiale de la vitesse. Parce que la composante tangentielle de la vitesse de l'étoile n'aurait aucun effet sur la longueur d'onde que l'on observe ? Alors, comment déterminons-nous la vitesse réelle (y compris la bonne direction) de l'étoile ?


La première partie de cette question est déjà répondue à Comment connaissons-nous le redshift ?

Concernant la deuxième partie, la mesure de la vitesse tangentielle est beaucoup plus difficile, voire impossible pour les étoiles éloignées. Fondamentalement, la méthode consiste à observer très précisément la position de l'étoile par rapport à des étoiles très éloignées qui sont supposées ne pas bouger, puis à l'observer à nouveau quelques années plus tard. Après ajustement pour les effets connus comme l'aberration et la parallaxe, ce qui reste est le "mouvement correct".

Le télescope actuel le plus sensible pour ce type de mesure est la mission Gaia, qui est capable de mesurer le mouvement des étoiles jusqu'à quelques milliers d'années-lumière avec une précision raisonnable.


Effet Doppler

Dans cet article, nous étudierons l'effet Doppler en cas d'ondes sonores et une brève idée de l'effet Doppler en cas de lumière.

Effet Doppler:

Le changement apparent de la fréquence du son entendu par un observateur, dû au mouvement relatif entre la source du son et l'observateur, est appelé effet Doppler.

Cas – I: Lorsqu'un train en mouvement soufflant des sifflets s'approche de l'observateur se tenant sur la plate-forme ferroviaire, l'observateur entend le son d'une fréquence plus élevée que la fréquence réelle du sifflet.

Cas – II: Lorsque le train en mouvement soufflant des sifflets s'éloigne de l'observateur se tenant sur la plate-forme ferroviaire, l'observateur entend le son d'une fréquence inférieure à la fréquence réelle du sifflet. Notons ici que la fréquence du son émis par le sifflet ne change pas. C'est l'observateur qui entend différentes fréquences. Cet effet est connu sous le nom d'effet Doppler.

Explication:

Lorsque la locomotive est au repos, alors le nombre d'ondes atteignant l'observateur est constant et égal à la fréquence réelle du klaxon soufflé par la locomotive.

Cas – I : Considérons le cas où l'observateur est stationnaire sur une plate-forme de chemin de fer et un sifflet de train s'approche de lui. De ce fait, le nombre d'ondes atteignant l'observateur par seconde augmente. En raison de quoi la fréquence apparente entendue par l'observateur est supérieure à la fréquence réelle du son.

Le même effet est observé dans tous les cas suivants. Observateur stationnaire et la source se déplace vers l'observateur ou la source est stationnaire et l'observateur se déplace vers la source ou la source et l'observateur se déplacent l'un vers l'autre

Cas – II: Considérons le cas où l'observateur est stationnaire sur une plate-forme de chemin de fer et un sifflet de train s'éloigne de lui. De ce fait, le nombre d'ondes atteignant l'observateur par seconde diminue. En raison de quoi la fréquence apparente entendue par l'observateur est inférieure à la fréquence réelle du son.

Le même effet est observé dans tous les cas suivants. Observateur Stationnaire et la source s'éloigne de l'observateur ou La source est stationnaire et l'observateur s'éloigne de la source ou la source et l'observateur s'éloignent l'un de l'autre

Applications de l'effet Doppler :

  • En échographie Doppler couleur, les ondes ultrasonores réfractées par les tissus corporels peuvent donner des informations sur le débit de divers fluides, y compris le sang.
  • RADAR (RAdio détection UNEsd Rinstrument de mesure) est utilisé pour localiser des objets en mouvement comme des navires, des avions, des chars. En utilisant l'instrument, la distance et la vitesse de l'objet en mouvement peuvent être déterminées.
  • L'effet Doppler est utilisé pour déterminer la vitesse et la vitesse de rotation d'objets astronomiques comme une étoile.
  • Il est utilisé pour déterminer la vitesse de rotation du soleil.
  • Une police de la circulation utilise un instrument de détection de vitesse, qui fonctionne sur le principe de l'effet Doppler et est utilisé pour déterminer les véhicules en mouvement rapide.

Limites de l'effet Doppler :

  • L'effet Doppler est applicable lorsque les vitesses de la source du son et de l'observateur sont bien inférieures à la vitesse du son.
  • Le mouvement de l'observateur et de la source suit la même ligne droite.
  • Le milieu tel que l'air, dans lequel l'observateur et la source sont situés au repos. Si la direction du mouvement est différente ou si le vent souffle, une modification des formules est nécessaire.

Différentes formules utilisées dans l'effet Doppler :

VL = Vitesse de l'auditeur/observateur

Le signe (+) dans le numérateur et le signe (-) dans le dénominateur indiquent que la source et l'auditeur se rapprochent l'un de l'autre.

Le signe (-) dans le numérateur et le signe (+) dans le dénominateur indiquent que la source et l'auditeur s'éloignent l'un de l'autre.

Condition – I : l'auditeur est en mouvement et la source au repos (VS = 0)

Auditeur se dirigeant vers (s'approchant) de la source :

Auditeur s'éloignant (reculant) de la source :

Condition – II : la source est en mouvement et l'auditeur au repos (VL = 0)

Source se dirigeant vers (s'approchant) de l'Auditeur :

Source s'éloignant (reculant) de l'auditeur :

Condition – III : La source et l'auditeur Déplacement :

Source et auditeur se rapprochant :

Source et écoute s'éloignant l'une de l'autre :

Compensation pour la vitesse du vent :

Si la direction du vent est la même que la direction du son, alors la quantité ‘v’ dans la formule doit être remplacée par (v + vw)

Si la direction du vent est opposée à celle du son, alors la quantité ‘v’ dans la formule doit être remplacée par (v – vw)

Où vw est la vitesse du vent.

Si la direction du vent fait un certain angle avec la direction du son, alors la composante de la vitesse du vent dans la direction du son doit être prise en compte.

Effet Doppler en lumière :

Le changement apparent de la fréquence de la lumière observée par un observateur, dû au mouvement relatif entre la source de lumière et l'observateur, est appelé effet Doppler.

Une différence majeure entre l'effet Doppler présenté par le son et la lumière est la suivante. Dans le cas du son, le changement de fréquence dépend du mouvement de la source ou de l'observateur, même si leurs vitesses relatives sont les mêmes. Dans le cas de la lumière, l'effet Doppler ne dépend que de la vitesse relative de la source et de l'observateur, quel que soit celui des deux qui se déplace. Par conséquent, l'effet Doppler présenté par la lumière est symétrique.

Décalage rouge et décalage bleu de la lumière :

Lorsque la source et l'observateur s'éloignent l'un de l'autre, la longueur d'onde au milieu du spectre sera décalée vers le rouge. Ce phénomène est appelé redshift en raison de l'effet Doppler. Lorsque la source et l'observateur s'éloignent l'un de l'autre, l'observateur observe la fréquence inférieure à la fréquence réelle de la lumière (vers le rouge).

Lorsque la source et l'observateur se rapprochent, la longueur d'onde au milieu du spectre sera décalée vers le bleu. Ce phénomène est appelé le décalage vers le bleu dû à l'effet Doppler. Lorsque la source et l'observateur se rapprochent, l'observateur observe la fréquence plus élevée que la fréquence réelle de la lumière (vers le bleu).

La mesure du décalage Doppler aide à l'étude des mouvements des étoiles et des galaxies.


1 réponse 1

Tout d'abord, Hubble et ses collaborateurs mesuraient les vitesses des galaxies, chacune composée d'environ un milliard d'étoiles ou plus. Leurs mesures n'ont pas fait de distinction entre le décalage vers le rouge cosmologique et le décalage vers le rouge dû à la « vitesse particulière », c'est-à-dire les mouvements des étoiles non dus à l'expansion. Ils ont eu la chance, cependant, que l'expansion de l'Univers soit suffisamment rapide pour que le décalage vers le rouge cosmologique soit beaucoup plus important que le décalage vers le rouge particulier de la plupart des galaxies qu'ils pouvaient mesurer à l'époque. La propagation typique des vitesses des étoiles au sein des galaxies qu'elles regardaient est de 100-300$,< m km>,< m s>^<-1>$ , cela contribue principalement à un élargissement des raies spectrales de la galaxie car les lignes de nombreuses étoiles individuelles avec des vitesses légèrement différentes se chevauchent. Les galaxies elles-mêmes peuvent avoir des vitesses particulières de quelques centaines de $< m km>,< m s>^<-1>$ , ou légèrement plus pour celles des amas de galaxies, jusqu'à $2000,< m km> ,< m s>^<-1>$ environ dans les cas les plus extrêmes.

Les vitesses sur le diagramme distance-vitesse d'origine de Hubble vont jusqu'à environ 1 000 $,< m km>,< m s>^<-1>$ , et ont une tendance assez claire avec la distance. Le facteur limitant de la vitesse maximale indiquée sur le graphique n'était en fait pas les vitesses, mais les distances qu'ils avaient déjà mesurées des vitesses de près de 4 000 $,< m km>,< m s>^<-1>$ . Ils soupçonnaient que ces galaxies à grande vitesse étaient plus éloignées en raison de leur taille et de leur luminosité, mais n'avaient aucun moyen à l'époque de faire des mesures de distance plus précises pour ces objets. Si vous lisez les articles originaux, le ton est assez provisoire - il était clair qu'il serait assez étrange que les galaxies s'éloignent de nous dans toutes les directions par hasard, et la possibilité d'un lien avec la "théorie de de Sitter" était clair, mais ils ont averti qu'ils pensaient que plus de mesures étaient nécessaires pour solidifier le résultat. Pour résumer, ils soupçonné que ce qu'ils voyaient était dû à l'expansion cosmologique, et que c'était le dominant composante de leurs vitesses mesurées, c'est-à-dire que les vitesses particulières sont "négligeables", pour parler librement.

Vous avez raison de dire que pour mesurer le décalage vers le rouge, vous devez d'abord connaître la longueur d'onde intrinsèque de la raie spectrale en question. Les articles originaux sont étonnamment un peu vagues sur les raies spécifiques utilisées, disant seulement qu'il s'agissait de raies d'absorption stellaires et qu'ils en utilisaient plus d'une par galaxie. Les mesures de vitesses à partir de lignes étaient assez routinières à ce moment-là, donc je suppose qu'ils n'ont pas ressenti le besoin d'élaborer sur tous les détails, les mesures de distance étant la partie la plus pointue du travail, ils élaborent beaucoup plus sur ceux-ci. Vraisemblablement, ils utiliseraient les lignes les plus fortes, peut-être des lignes de calcium, de sodium ou de magnésium. Les gens avaient déjà déterminé à partir du spectre solaire et des spectres d'étoiles de notre galaxie quelles lignes étaient typiques des étoiles, et puisque les galaxies sont constituées d'étoiles, on s'attendait à ce qu'elles aient plus ou moins les mêmes caractéristiques spectrales. Compte tenu de 2 à 3 lignes qui devraient faire partie d'une petite poignée de lignes fortes typiques, il n'est pas trop difficile de les identifier en fonction des longueurs d'onde relatives, leurs longueurs d'onde de repos étant alors connues à partir des mesures de lampes à arc en laboratoire.

Les références pour ce qui précède sont l'article original de Hubble et un article connexe de Humason, qui a effectué de nombreuses mesures spectrales.


Comment identifier la composante de vitesse d'une étoile à partir de son décalage vers le rouge ? - Astronomie

Les études de Minkowski sur les radiogalaxies ont culminé avec l'identification de 3C 295 avec un membre d'un amas de galaxies au décalage vers le rouge sans précédent de 0,46 (Minkowski 1960). Allan Sandage du mont. Les observatoires Wilson et Palomar et Maarten Schmidt du California Institute of Technology (Caltech) se sont alors lancés dans la quête des identifications optiques et des décalages vers le rouge des radiogalaxies. Tous deux ont travaillé avec Thomas A. Matthews, qui a obtenu des positions radio précises avec le nouvel interféromètre de l'observatoire radio d'Owens Valley exploité par Caltech. En 1960, Sandage a obtenu une photographie de 3C 48 montrant un objet stellaire de 16 m avec une faible nébulosité. Le spectre de l'objet montrait de larges raies d'émission à des longueurs d'onde inconnues, et la photométrie montrait que l'objet était variable et avait un excès d'émission ultraviolette par rapport aux étoiles normales. Plusieurs autres images apparemment semblables à des étoiles coïncidant avec des sources radio se sont avérées montrer des raies d'émission étranges et larges. De tels objets sont devenus connus sous le nom de sources radio quasi-stellaires (QSRS), sources quasi-stellaires (QSS) ou quasars. Sandage a rapporté le travail sur 3C 48 dans un article non programmé lors de la réunion de décembre 1960 de l'AAS (résumé par les éditeurs de Ciel et télescope [Matthieu et al. 1961]). Il y avait une "possibilité éloignée qu'il s'agisse d'une lointaine galaxie d'étoiles" mais "un accord général" qu'il s'agissait "d'une étoile relativement proche avec des propriétés les plus particulières".

La percée a eu lieu le 5 février 1963, alors que Schmidt réfléchissait au spectre du quasar 3C 273. Une position précise avait été obtenue en août 1962 par Hazard, Mackey et Shimmins (1963), qui ont utilisé l'antenne de 210 pieds au Station Parkes en Australie pour observer une occultation lunaire de 3C 273. À partir du moment précis et de la manière dont la source a disparu et réapparu, ils ont déterminé que la source avait deux composants. 3C 273A avait un spectre radio de classe II assez typique, F

-0,9 et il était séparé par 20 secondes d'arc du composant "B", qui avait une taille inférieure à 0,5 seconde d'arc et un spectre "le plus inhabituel", F

0.0 . Les positions radio B et A, respectivement, coïncidaient avec celles d'un objet semblable à une étoile de 13 m et avec un faible feu follet ou jet pointant loin de l'étoile. Au début, soupçonnant l'objet stellaire d'être une étoile de premier plan, Schmidt en obtint des spectres au télescope de 200 pouces fin décembre 1962. Le spectre montrait de larges raies d'émission à des longueurs d'onde inconnues, différentes de celles de 3C 48. De toute évidence, l'objet n'était pas une star ordinaire. Schmidt a remarqué que quatre raies d'émission dans le spectre optique présentaient un schéma de force et d'espacement décroissants vers le bleu, rappelant la série de Balmer de l'hydrogène. Il a constaté que les quatre raies concordaient avec les longueurs d'onde attendues de H, H, H et H avec un décalage vers le rouge de z = 0,16. Ce décalage vers le rouge lui a à son tour permis d'identifier une raie dans la partie ultraviolette du spectre avec Mg II 2798. Schmidt a consulté ses collègues, Jesse L. Greenstein et J. B. Oke. Oke avait obtenu la spectrophotométrie photoélectrique de 3C 273 au télescope de 100 pouces, qui a révélé une raie d'émission dans l'infrarouge à 7600. Avec le décalage vers le rouge proposé, cette caractéristique était en accord avec la longueur d'onde attendue du spectre de H. Greenstein de 3C 48 avec un décalage vers le rouge de z = 0,37, soutenu par la présence de Mg II dans les deux objets. L'énigme du spectre des quasars a été résolue.

Ces résultats ont été publiés dans Nature six semaines plus tard dans des articles annexes de Hazard et al. (1963) Schmidt (1963) Oke (1963) et Greenstein et Matthews (1963). Les objets pourraient être des étoiles galactiques avec une densité très élevée, donnant un grand décalage vers le rouge gravitationnel. Cependant, cette explication était difficilement conciliable avec les largeurs des raies d'émission et la présence de raies interdites. L'explication "la plus directe et la moins répréhensible" était que les objets étaient extragalactiques, avec des décalages vers le rouge reflétant l'expansion de Hubble. Les décalages vers le rouge étaient importants mais pas sans précédent, celui de 3C 48 n'était inférieur qu'à celui de 3C 295. Les luminosités radio des deux quasars étaient comparables à celles de Cyg A et 3C 295. Cependant, les luminosités optiques étaient stupéfiantes, "10 - 30 fois plus brillantes que les elliptiques géantes les plus brillantes" et la luminosité de surface radio était plus grande que pour les radiogalaxies. Le redshift de 3C 273 impliquait une vitesse de 47 400 km s -1 et une distance d'environ 500 Mpc (pour H0 100 km s -1 Mpc -1 ). La région nucléaire aurait alors un diamètre inférieur à 1 kpc. Le jet serait éloigné d'environ 50 kpc, ce qui implique une échelle de temps supérieure à 10 5 ans et une énergie totale rayonnée d'au moins 10 59 ergs.

Avant l'annonce du décalage vers le rouge de 3C 273, Matthews et Sandage (1963) avaient soumis un article identifiant 3C 48, 3C 196 et 3C 286 avec des objets optiques stellaires. Ils ont exploré la notion populaire selon laquelle ces objets étaient une sorte d'étoile galactique, arguant de leur distribution isotrope dans le ciel et de l'absence de mouvement propre observé que la distance la plus probable du soleil était d'environ 100 pc. Les objets avaient des couleurs particulières et 3C 48 présentait des variations lumineuses de 0,4 mag. Dans une section ajoutée à la suite de la découverte des décalages vers le rouge de 3C 273 et 3C 48, ils ont souligné que la limite de taille de 0,15 pc impliquée par les variations de lumière optique était importante dans le contexte de la distance et de la luminosité énormes impliquées en prenant le décalage vers le rouge à résultat de l'expansion de Hubble.

Une analyse détaillée de 3C 48 et 3C 273 a été publiée par Greenstein et Schmidt (1964). Ils ont examiné les explications du décalage vers le rouge impliquant (1) le mouvement rapide des objets dans ou près de la Voie lactée, (2) les décalages gravitationnels vers le rouge et (3) les décalages cosmologiques. Si 3C 273 avait une vitesse transversale comparable à la vitesse radiale impliquée par son décalage vers le rouge, l'absence de mouvement propre observé impliquait une distance d'au moins 10 Mpc (bien au-delà des galaxies les plus proches). La magnitude absolue correspondante était plus proche de la luminosité des galaxies que des étoiles. Les quatre quasars avec des vitesses connues reculaient tous et accélérer un objet massif et lumineux à une fraction appréciable de la vitesse de la lumière semblait difficile. En ce qui concerne les redshifts gravitationnels, Greenstein et Schmidt ont soutenu que les largeurs des raies d'émission nécessitaient que la raie émettant du gaz soit confinée à un petit rayon fractionnaire autour de l'objet massif produisant le redshift. La symétrie observée des profils de lignes ne semblait pas naturelle dans un modèle de redshift gravitationnel. Pour un objet 1 M, le flux H observé impliquait une densité électronique Ne 10 19 cm -3 , incompatible avec la présence observée de raies interdites dans le spectre. La contrainte de raie d'émission, ainsi que l'exigence que l'objet massif ne perturbe pas les orbites stellaires de la Galaxie, nécessitait une masse de 10 9 M . La stabilité d'une telle « étoile supermassive » semblait douteuse à la lumière des travaux théoriques de Hoyle et Fowler (1963a), qui avaient examiné de tels objets comme sources possibles pour les besoins énergétiques des sources radio extragalactiques. En adoptant l'explication cosmologique du décalage vers le rouge, Greenstein et Schmidt ont dérivé des rayons pour une région de raie d'émission sphérique uniforme de 11 et 1,2 pc pour 3C 48 et 3C 273, respectivement. Ceci était basé sur les luminosités H et les densités électroniques estimées à partir des rapports des raies H, [O II] et [O III]. Invoquant des contraintes de temps de trajet de la lumière basées sur la variabilité optique observée (Matthews et Sandage 1963 Smith et Hoffleit 1963), ils ont proposé un modèle dans lequel une source centrale de continuum optique était entourée par la région de la ligne d'émission et une région d'émission radio encore plus grande. . Ils ont suggéré qu'une masse centrale d'ordre 10 9 M pourrait fournir une énergie adéquate pour la durée de vie de 10 6 ans impliquée par le jet de 3C 273 et la nébulosité de 3C 48. Cette masse était à peu près juste pour confiner la ligne émettant du gaz, ce qui se disperser rapidement s'il s'étend aux vitesses observées de 1000 km s -1 ou plus. Notant qu'une telle masse correspondrait à un rayon de Schwarzschild de

10 -4 pc, ils ont observé qu'« il serait important de savoir si l'apport continu d'énergie et de masse d'une telle région « effondrée » est possible ». Enfin, ils ont noté qu'il pourrait y avoir des galaxies autour de 3C 48 et 3C 273 cachées par l'éclat du noyau. De nombreuses caractéristiques de cette analyse sont reconnaissables dans la réflexion actuelle sur l'AGN.

Les troisième et quatrième décalages vers le rouge des quasars ont été publiés par Schmidt et Matthews (1964), qui ont trouvé z = 0,425 et 0,545 pour 3C 47 et 3C 147, respectivement. Schmidt (1965) a publié des redshifts pour 5 autres quasars. Pour 3C 254, un redshift z = 0,734, basé sur plusieurs lignées familières, a permis l'identification de C III] 1909 pour la première fois. Cela a à son tour permis de déterminer des décalages vers le rouge de 1,029 et 1,037 à partir de 1909 et 2798 dans 3C 245 et CTA 102, respectivement. (CTA est une liste de sources radio de l'observatoire radio Caltech.) Pour 3C 287, un décalage vers le rouge de 1,055 a été trouvé à partir de 1909, 2798 et une autre première, C IV 1550. Enfin, un décalage vers le rouge considérablement plus élevé de 2,012 a été déterminé pour 3C 9 sur la base de 1550 et la première détection de la raie Lyman de l'hydrogène à 1215. Les décalages vers le rouge étaient suffisamment importants pour que les luminosités absolues dépendent de manière significative du modèle cosmologique utilisé.

Sandage (1965) a rapporté la découverte d'une grande population d'objets radio silencieux qui semblaient autrement ressembler à des quasars. Matthews et Sandage (1963) avaient découvert que les quasars présentaient un "excès d'ultraviolets" par rapport aux étoiles normales sur un diagramme couleur-couleur (U-B, B-V). Cela a conduit à une technique de recherche dans laquelle les expositions en U et B ont été enregistrées sur la même plaque photographique, avec un léger décalage de position, permettant une identification rapide des objets avec de forts continuums ultraviolets. Sandage a remarqué un certain nombre de ces objets qui ne coïncidaient pas avec des sources radio connues. Il les a appelés « intrus », « objets stellaires bleus » (BSO) ou « galaxies quasi-stellaires » (QSG). 1 Sandage a découvert qu'à des magnitudes inférieures à 15, les objets en excès UV peuplaient la région occupée par les quasars sur le diagramme couleur-couleur, tandis que les objets plus brillants avaient généralement les couleurs des étoiles de la séquence principale. Le décompte des BSO en fonction de la magnitude apparente a également montré un changement de pente à

15 m , cohérent avec une population extragalactique d'objets à grand décalage vers le rouge. Les spectres ont montré que beaucoup de ces objets avaient en effet des spectres avec de grands décalages vers le rouge, y compris z = 1,241 pour BSO 1. Sandage a estimé que les QSG étaient plus nombreux que les quasars radio forts d'un facteur

500, mais cela a été réduit par des travaux ultérieurs (par exemple, Kinman 1965 Lynds et Villere 1965).

Les grands décalages vers le rouge des QSO en ont immédiatement fait des outils potentiels pour l'étude des questions cosmologiques. La similitude grossière des forces des raies d'émission des QSO avec celles observées, ou théoriquement prédites, pour les nébuleuses planétaires suggérait que les abondances chimiques étaient à peu près similaires à celles de notre Galaxie (Sklovskii 1964 Osterbrock et Parker 1966). Ainsi, ces objets, soupçonnés par de nombreux astronomes de se trouver dans les noyaux de galaxies lointaines, avaient atteint des compositions chimiques assez "normales" lorsque l'Univers était considérablement plus jeune qu'aujourd'hui.

L'importance cosmologique des redshifts suffisamment élevés pour rendre L visible a été rapidement reconnue. L'hydrogène gazeux dans l'espace intergalactique supprimerait la lumière du spectre du quasar au décalage vers le rouge cosmologique local, et le gaz distribué en continu effacerait une large bande de continuum jusqu'au côté de courte longueur d'onde de la raie d'émission L (Gunn et Peterson 1965 Scheuer 1965). Gunn et Peterson ont fixé une limite supérieure stricte à la quantité d'hydrogène neutre dans l'espace intergalactique, bien inférieure à la quantité qui retarderait considérablement l'expansion de l'Univers.

L'étude des caractéristiques d'absorption discrètes dans les spectres des quasars a également commencé à se développer. Une ligne nette non identifiée a été observée dans le spectre de 3C 48 par Greenstein et Schmidt (1964). Sandage (1965) a découvert que la raie d'émission 1550 de BSO 1 était « coupée en deux par une caractéristique d'absorption nette ». Le premier quasar trouvé avec un spectre d'absorption riche était 3C 191 (Burbidge, Lynds et Burbidge 1966 Stockton et Lynds 1966). Plus d'une douzaine de lignes nettes ont été identifiées, dont L et les lignes de C II, III et IV et Si II, III et IV. Un riche ensemble de raies d'absorption étroites a également été observé dans le spectre de PKS 0237-23, dont le décalage vers le rouge de la raie d'émission, z = 2,223, a établi un record à l'époque. Arp, Bolton et Kinman (1967) et Burbidge (1967a) ont respectivement proposé des décalages vers le rouge des raies d'absorption de z = 2,20 et 1,95 pour cet objet, mais chaque valeur a laissé de nombreuses raies sans identifications satisfaisantes. Il s'est avéré que les deux redshifts étaient présents (Greenstein et Schmidt 1967).

Tous ces systèmes d'absorption avaient zabdos < zem. Ils pourraient être interprétés comme des nuages ​​intermédiaires imposant des spectres d'absorption au décalage vers le rouge cosmologique approprié, comme cela avait été anticipé théoriquement (Bahcall et Salpeter 1965). Alternativement, ils pourraient représenter la matière expulsée du quasar, dont la vitesse de sortie est soustraite de la vitesse cosmologique du QSO. Cependant, PKS 0119-04 s'est avéré avoir zabdos > zem, impliquant un matériau qui tombait en quelque sorte dans le QSO du côté proche avec une vitesse relative de 10 3 km s -1 (Kinman et Burbidge 1967). Aujourd'hui, une grande partie des raies d'absorption étroites avec zabdos sensiblement inférieur à zem sont censés résulter d'un matériau intermédiaire. Cela inclut la soi-disant « forêt alpha de Lyman » de raies L étroites et rapprochées qui ponctuent le continuum jusqu'au côté de courte longueur d'onde de la raie d'émission L, en particulier dans les QSO à décalage vers le rouge élevé. L'étude des galaxies intermédiaires et des nuages ​​de gaz au moyen de raies d'absorption dans les spectres des QSO de fond est maintenant une branche majeure de l'astrophysique.

Un autre type d'absorption a été découvert dans le spectre de PHL 5200 par Lynds (1967). Cet objet a montré de larges bandes d'absorption sur les côtés de courte longueur d'onde des raies d'émission L, N V 1240 et C IV 1550, avec une frontière nette entre l'émission et l'absorption. Lynds a interprété cela en termes d'une enveloppe de gaz en expansion autour de l'objet central. Vues dans environ 10 pour cent des QSO radio silencieux (Weymann et al. 1991), ces larges raies d'absorption (BAL) sont parmi les nombreux aspects dramatiques mais mal compris de l'AGN.

L'énorme luminosité des QSO, la variabilité rapide et la petite taille implicite ont amené certains astronomes à remettre en question la nature cosmologique des décalages vers le rouge. Terrell (1964) a envisagé la possibilité que les objets aient été éjectés du centre de notre galaxie. Les limites supérieures du mouvement propre de 3C 273, ainsi qu'une interprétation Doppler du décalage vers le rouge, impliquaient alors une distance d'au moins 0,3 Mpc et un âge d'au moins 5 millions d'années. Arp (1966), indiquant des paires proches de galaxies particulières et de QSO dans le ciel, a plaidé en faveur de décalages vers le rouge non cosmologiques qui pourraient résulter de l'éjection des galaxies particulières à des vitesses élevées ou d'une cause inconnue. Setti et Woltjer (1966) ont noté que l'éjection du centre galactique impliquerait pour la population QSO une explosion avec une énergie d'au moins 10 60 ergs, et plus si elle était éjectée des radiogalaxies proches telles que Cen A comme suggéré par Hoyle et Burbidge (1966) . De plus, l'amplification Doppler nous ferait voir plus de décalages vers le bleu que vers le rouge si les objets étaient éjectés des galaxies voisines (Faulkner, Gunn et Peterson 1966). Gunn (1971) a fourni d'autres preuves de décalages vers le rouge cosmologiques, qui ont montré que deux amas de galaxies contenant des QSO avaient les mêmes décalages vers le rouge que les QSO. De plus, Kristian (1973) a montré que le "fuzz" entourant l'image quasi stellaire d'un échantillon de QSO était cohérent avec la présence d'une galaxie hôte.

1 Nous adoptons ici la pratique désormais courante d'utiliser le terme « objet quasi-stellaire » (QSO) pour désigner ces objets quelle que soit la luminosité radio (Burbidge et Burbidge 1967). Dos. *****


Abstrait

Les modèles cosmologiques prédisent que les galaxies qui se forment au début de l'Univers connaissent une phase chaotique d'accrétion de gaz et de formation d'étoiles, suivie d'une éjection de gaz due à des processus de rétroaction. Les renflements des galaxies peuvent s'assembler plus tard via des fusions ou une évolution interne. Nous présentons ici des observations submillimétriques (avec une résolution spatiale de 700 parsecs) d'ALESS 073.1, une galaxie en étoile à décalage vers le rouge z 5 lorsque l'Univers avait 1,2 milliard d'années. Le gaz froid de cette galaxie forme un disque en rotation régulière avec des mouvements non circulaires négligeables. La courbe de rotation de la galaxie nécessite la présence d'un renflement central en plus d'un disque de formation d'étoiles. Nous concluons que des renflements massifs et des disques en rotation régulière peuvent se former plus rapidement dans l'Univers primitif que ne le prédisent les modèles de formation des galaxies.

Il s'agit d'un article distribué selon les termes de la licence par défaut de Science Journals.


Équation de décalage de fréquence Doppler radar

Cette équation s'applique généralement à toute valeur de VCible en mouvement cependant, pour VCible en mouvement <<c, VCible en mouvement -c &rarr c et l'équation se simplifie à celles indiquées ci-dessous.

Noter: Le facteur 2 dans l'équation est dû à un décalage Doppler se produisant à la fois pour l'onde incidente et l'onde réfléchie. Lorsque
calcul du décalage Doppler d'un émetteur, comme la lumière d'une étoile ou d'un satellite, remplacez 2 par 1.

Exemple 1 : Un avion se déplaçant à Mach 1 le long de l'axe de visée d'un radar à 10 GHz crée un décalage Doppler de 22,87 kHz.

Exemple 2 : Le radar SCR-270 utilisé à Pearl Harbor lors de l'attaque japonaise du 7 décembre 1941, fonctionnait à
106 MHz et un avion d'attaque A6M Zero avaient une vitesse de plongée d'environ 400 mi/h. Cela correspond à un
Décalage Doppler d'à peine 633 Hz.


Étoiles variables

Les étoiles variables sont divisées en deux catégories, les variables intrinsèques et les variables extrinsèques.

Étoiles variables intrinsèques

Ces variables varient en luminosité en raison de changements dans les propriétés de l'étoile elle-même. Par exemple, les étoiles variables pulsantes se dilatent et se contractent, augmentant leur rayon et modifiant leur luminosité. Les types d'étoiles variables les plus connus sont :

  • Variables de céphéides sont des étoiles qui se trouvent sur la bande d'instabilité et ont une relation période-luminosité fixe. Cette relation permet de déterminer les distances aux objets et aux galaxies. De plus, les variables Céphéides pulsent via le mécanisme kappa, où si l'opacité d'une étoile augmente avec la température, plus de chaleur est piégée, provoquant l'expansion de l'étoile. Cependant, à mesure qu'il se dilate, il devient plus transparent, libérant cette chaleur et diminuant à nouveau de taille.
  • Variables RR Lyrae sont des étoiles qui sont similaires aux variables Céphéides, mais sont plus anciennes et ont des périodes plus courtes que les Céphéides.
  • Variables Mira sont des géantes rouges asymptotiques à branches géantes qui ont des amplitudes de luminosité de 2 à 11 magnitudes. Le prototype de ce type d'étoile était Omicron Ceti, également connu sous le nom de Mira. L'intégralité de l'étoile se dilate et se contracte, provoquant des fluctuations de luminosité.

Étoiles variables extrinsèques

Les étoiles variables extrinsèques changent de luminosité en raison de changements externes.

  • Étoiles variables tournantes varient en luminosité en raison de sa rotation, provoquant potentiellement l'apparition de taches solaires. Ces régions plus sombres de l'étoile réduisent la luminosité et semblent donc avoir une luminosité variable.
  • Eclipse d'étoiles variables sont des étoiles dont la luminosité varie en raison du fait que notre vue est obscurcie par un autre objet. Tout comme les astronomes peuvent détecter la différence infime de luminosité des transits d'exoplanètes en photométrie de transit, ils peuvent détecter les variations de luminosité. Au fur et à mesure que l'étoile secondaire se déplace autour de l'étoile primaire, la luminosité de l'étoile primaire semble diminuer, même si l'étoile elle-même ne subit aucun changement dans ses propriétés.

Team succeeded in precisely measuring expansion velocity of shockwave of supernova remnant W44

Figure 1) Radio wave image of the direction to the supernova remnant W44. (a) Line intensity map of HCO+ J=1-0 rotational transition, (b) Line intensity map of CO J=3-2 rotational transition, (c) Line intensity map of CO J=1-0 rotational transition, (d) Intensity map of 1.4 GHz radio continuum radiation. The red cross shows the position that the “super-high-velocity component” is detected. Credit: Keio University

A research team led by Tomoro Sashida and Tomoharu Oka (Keio University) has succeeded in precisely measuring the expansion velocity of a shockwave of the supernova remnant W44. The remnant is located in the constellation of Aquila, approximately 10,000 light-years away from our solar system. The team observed the high-temperature and high-density molecular gas in the millimeter/submillimeter wave ranges. The analysis shows that the expansion velocity of the W44 shockwave is 12.9±0.2 km/sec. In addition, it became clear that the supernova explosion released kinetic energy of (1-3)×10 50 erg into the interstellar medium. The energy emitted from the Sun is approximately 3.6 × 10 33 ergs/sec. Can you image how enormous amount of energy is released from the supernova explosion? Furthermore, other molecular gas with an extremely high velocity of higher than 100 km/sec was also detected. The origin of this super-high-velocity molecular gas remains unclear at the present time.

A star with a mass of more than eight times of the Sun releases tremendous energy when it is dying and undergoes a supernova explosion. The shockwave caused by the supernova explosion expands, having a strong impact on the composition and physical state of surrounding interstellar materials. It also emits kinetic energy into interstellar space. "Galactic winds" blasting out a large amount of gas are often observed in galaxies where explosively active star formations take place. The energy source of such galactic wind is also thought to be many supernova explosions.

Thus, supernova explosions have an immense influence on interstellar space. Nevertheless, there has been no quantitative research on the expansion velocity and kinetic energy of a supernova shockwave. This is because wide area must be observed in order to study the expansion velocity and kinetic energy of a supernova shockwave. Wide area observations with the existing equipment require quite long observation times. Therefore, observations of interstellar gas influenced by a supernova shockwave have been limited to a narrow area.

Figure 2) The relations between the distance from the center of supernova remnant and the radial velocity calculated from Doppler shift of spectrum line. (a) is the HCO+ J=1-0 spectrum line, (b) is the CO J=3-2 spectrum line, the red line represents the result of model fit. Credit: Keio University

The research team started its observations mainly with radio telescopes in late 1990s. The purpose is to study interaction of the supernova remnant W44 and the adjacent giant molecular cloud (GMC). W44 is a roughly 6,500

25,000-year-old supernova remnant located approximately 10,000 light-years away from the solar system. Attached to the remnant is a GMC with a mass of approximately 300,000 times the mass of the Sun. Since observation began, molecular spectrum lines with a wide velocity width have been detected in the W44 molecular cloud in various places. They have been interpreted to be gas that has been accelerated by the passage of the supernova shockwave.

The research team used the 45m Telescope at Nobeyama Radio Observatory (NRO), National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ), and the 10m ASTE (Atacama Submillimeter Telescope Experiment) telescope to make high-sensitivity video imaging observations of the full area of W44.

The observations revealed that spectrum lines with a wide velocity width were detected throughout the whole area where W44 overlapped the GMC. The research team calculated velocity centroids from these spectrum lines and examined their spatial distribution. From the distribution, a clear velocity gradient was found throughout from the center to the edge of W44. This can be thought as the expansion activity of shocked gas, or molecular gas affected by a shockwave. Based upon the uniform expansion model of the rotating spheroid, expansion velocity of 12.9±0.2 km/sec was estimated. The mass of shocked gas was evaluated as 1.2±0.6 times the mass of the Sun based on the spectral intensity. From these values, we were able to estimate the whole kinetic energy transmitted from the supernova remnant to interstellar materials as (1-3)×10 50 erg. This value is equal to 10

30% of the total energy of the supernova explosion (

10 51 erg), and roughly consistent with previous theoretical predictions (about 10%).

Figure 3) (a) The spatial structure, (b) position-velocity diagram, and (c) CO J=3-2 emission line spectrum of the central direction of the “super-high-velocity component." Credit: Keio University

In addition, the observations detected a molecular gas component with an extremely high velocity (>100 km/sec). These positions of super-high-velocity molecular gas are the exact locations where the sources of continuum radiation and a molecular hydrogen oscillation emission line are also detected. This indicates that very strong shockwaves existed locally. The origin of the super-high-velocity component remains a mystery at the present time.

The research team plans to plow ahead this research to uncover the nature of the mysterious component. Furthermore, the team will observe a larger number of shocked gases surrounding the supernovae to confront these observational results with theoretical models of a supernova shockwave.

The scientific paper on which this article in based will appear in the Astrophysical Journal that will be issued on August 20, 2013.


What is a tangent?

A tangent is simply a line that touches a function at only a single point. Le terme function here is used to define any non-linear curve. It represents an equation &ndash a relationship between the coordinates &ldquox&rdquo and &ldquoy&rdquo on a two-dimensional graph.

For instance, consider the curve that we&rsquore most familiar with &ndash the good ol&rsquo circle. A circle is defined by the equation . This means that for a constant radius &lsquor&rsquo, specific values of &lsquox&rsquo and &lsquoy&rsquo trace out a splendid arc that like the end of a game of Snake meets its own end.

Visualization of tracing a circle centered at the origin.

However, for simplicity, I&rsquove purposely considered an equation that describes an orthodox circle whose center lies on the origin &mdash the reference point or the coordinates (0,0), and where &lsquor&rsquo, the radius, is the distance from the origin to the edge of this circle.

As the name suggests, tangential velocity describes the motion of an object along the edge of this circle whose direction at any given point on the circle is always along the tangent to that point. However, the concept is not restricted to just uniform circular motion it also applies to all non-linear motion. If an object moves from Point A to Point B through a non-linear curve, then the red arrows represent the tangential velocity at various points on this trajectory.

Let&rsquos stick to the circle for now.


Redshifts and Classifications

For each spectrum, we estimate a redshift and perform a classification into STAR , GALAXY , QSO or UNKNOWN . In addition, we define subclasses for some of these. Here we describe the redshift and classification methods. The software used is called idlspec2d and is publicly available in our software repository.

The essential strategy for redshift fitting is to perform, at each potential redshift, a least-squares fit to each spectrum given the uncertainties, using a fairly general set of models, for galaxies, for stars, for cataclysmic variables, and for QSOs. The best fit model and redshift is chosen as the reported parameters for the object. The fits are applied without regard to the target category of the object (so that if an object targeted as a galaxy turns out to be a star, we can identify it as such). We describe the galaxy-template redshift analysis in detail here, and describe the differences of other template class analyses relative to the galaxy case.

In detail, for each spectroscopic plate, the fits are done to the spectra, with some pixels masked as untrustworthy as follows. The spreduce1d module in idlspec2d reads the calibrated spectrum flux vectors, associated inverse-variance vectors, and wavelength baseline from the spPlate file written by the two-dimensional extraction procedures. In addition to masking bad pixels within each spectrum, zero weight is given to pixels at wavelengths where the residual reduced chi-squared of the sky-subtracted sky spectra exceeds 3, and to pixels where the brightness from a sky line exceeds the sum of the extracted object flux plus ten times its associated error.

The galaxy class is defined by a rest-frame principal-component analysis (PCA) of 480 galaxies observed on SDSS plate number 306, MJD 51690, which is used to define a basis of 4 "eigenspectra" corresponding to the four most significant modes of variation in the PCA analysis. The redshifts of the galaxy PCA training sample are established by fitting each spectrum with a linear combination of two stellar template spectra and a set of narrow Gaussian profiles at the wavelengths of common nebular emission lines. The stellar template spectra used in this procedure are obtained from the first two components of a PCA analysis of 10 velocity standard stars observed on SDSS plate 321, MJD 51612. The galaxy PCA training sample redshifts are verified by visual inspection.

For all spectra, a range of trial galaxy redshifts is explored from redshift -0.01 to 1.00. Trial redshifts are separated by 138 km/s (c'est à dire., two pixels in the reduced spectra). At each trial redshift, the galaxy eigenbasis is shifted accordingly, and the error-weighted data spectrum is modeled as a minimum-chi-squared linear combination of the redshifted eigenspectra, plus a quadratic polynomial to absorb low-order calibration uncertainties. The chi-squared value for this trial redshift is stored, and the analysis proceeds to the next trial redshift. The trial redshifts corresponding to the 5 lowest chi-squared values are then redetermined locally to sub-pixel accuracy, and errors in these values are determined from the curvature of the chi-squared curve at the position of the minimum.

QSO redshifts are determined for all spectra in similar fashion to the galaxy redshifts, but over a larger range of exploration (z = 0.0333 to 7.00) and with a larger initial velocity step (276 km/s). The QSO eigenspectrum basis is defined by a PCA of 412 QSO spectra with known redshifts. Star redshifts are determined separately for each of 32 single sub-type templates (excluding CV stars) using a single eigenspectrum plus a cubic polynomial for each subtype, over a radial velocity range from -1200 to +1200 km/s. Only the single best radial velocity is retained for each stellar subtype. Because of their intrinsic emission-line diversity, CV stars are handled differently than other stellar subtypes, with a 3-component PCA eigenbasis plus a quadratic polynomial, over a radial velocity range of from -1000 to +1000 km/s.

Once the best 5 galaxy redshifts, best 5 QSO redshifts, and best stellar sub-type radial velocities for a given spectrum have been determined, these identifications are sorted in order of increasing reduced chi-squared, and the difference in reduced chi-squared between each fit and the next-best fit with a radial velocity difference of greater than 1000 km/s is computed. The model spectra for all fits are redetermined, and used to compute statistics of the distribution of data-minus-model residual values in the spectrum for each fit. Both the spectra and the models are integrated over the SDSS imaging filter band-passes to determine the implied broadband magnitudes.

The combination of redshift and template class that yields the overall best fit (in terms of lowest reduced chi-squared) is adopted as the pipeline measurement of the redshift and classification of the spectrum. Several warning flags can be set so as to indicate low confidence in this identification, which are documented in the online data model. The most common flag is set to indicate that the change in reduced chi-squared between the best and next-best redshift/classification is less than 0.01, which indicates a poorly determined redshift.

At the best galaxy redshift, the stellar velocity dispersion is also determined. This is done by computing a PCA basis of eigenspectra from the ELODIE stellar library (Prugniel & Soubiran 2001), convolved and binned to match the instrumental resolution and constant-velocity pixel scale of the reduced SDSS spectra, and broadened by Gaussian kernels of successively larger velocity width ranging from 100 to 850 km/s in steps of 25 km/s. The broadened stellar template sets are redshifted to the best-fit galaxy redshift, and the spectrum is modeled as a least-squares linear combination of the basis at each trial broadening, masking pixels at the position of common emission lines in the galaxy-redshift rest frame. The best-fit velocity dispersion is determined by fitting locally for the position of the minimum of chi-squared versus trial velocity dispersion in the neighborhood of the lowest gridded chi-squared value. Velocity-dispersion error estimates are determined from the curvature of the chi-squared curve at the global minimum, and are set to a negative value if the best value occurs at the high-velocity end of the fitting range. Reported best-fit velocity-dispersion values less than about 100 km/s are below the resolution limit of the SDSS spectrograph and are to be regarded with caution.

Flux values, redshifts, line-widths, and continuum levels are computed for common rest-frame ultraviolet and optical emission lines by fitting multiple Gaussian-plus-background models at their observed positions within the spectra. The initial-guess emission-line redshift is taken from the main redshift analysis, but is subsequently re-fit nonlinearly in the emission-line fitting routine. All lines are constrained to have the same redshift except for Lyman-alpha. Intrinsic line-widths are constrained to be the same for all emission lines, with the exception of the hydrogen Balmer series, which is given its own line-width as a free parameter, and Lyman-alpha and NV 1214, which each have their own free line-width parameters. Known 3:1 line flux ratios between the members of the [OIII] 5007 and [NII] 6583 doublets are imposed. When the signal-to-noise of the line measurements permits doing so, spectra classified as galaxies and QSOs are sub-classified into AGN and star-forming galaxies based upon measured [OIII]/H&beta and [NII]/H&alpha line ratios, and galaxies with very high equivalent width in H&alpha are sub-classified as starburst objects. See the spectro catalogs page for details on the line ratio criteria.

The output of the redshift and classification pipeline is stored in three files for each spectroscopic plate observation. The spZbest file contains the detailed results for the best-fit redshift/classification of each spectrum, and includes the best-fit model spectrum that was used to make the redshift measurement. The spZall file contains parameters from all the next-best identifications, without the full representation of the associated model spectra (although these can be reconstructed from template files and reported coefficients). The spZline file contains the results of the emission-line fits for each object.