الفلك

كيفية التحويل بين مقادير AB و Vega؟

كيفية التحويل بين مقادير AB و Vega؟

قد يكون هذا سخيفًا بعض الشيء ، لكنني أعاني حقًا من التحويل. لدي مقادير واضحة من AB: $$ m_ {AB} = -2.5 log_ {10} (f_ nu [ mu Jy]) + 25 $$ أود تحويلها إلى مقادير Vega ، لأنني أحاول أن أجعل رقمًا مشابهًا للرقم أدناه من Stern et al. 2005. لقد استخدمت التحويلات من هذا الموقع: http://www.astronomy.ohio-state.edu/~martini/usefuldata.html ، لكنها جاءت كلها خاطئة. هل يجب علي عدم استخدام هذه؟ نظرًا لأن المحاور تحتوي على ألوان ، أفترض أنه لا داعي للقلق بشأن وحدات $ f_ nu $، لأن هذا سيخلق معادلة تلغي عندما تطرح قدرين ، أليس كذلك؟ لكني أجد أن تحويل لون واحد يجب أن يكون إيجابيًا ، لأنه $$ [3.6] _ {AB} - [4.5] _ {AB} = [3.6] _ {Vega} + 0.79 - [4.5] _ {Vega} - (-0.09) = [3.6] _ {Vega} - [4.5] _ {Vega} + 0.88 $$ بينما الآخر سلبي لأن $$ [5.8] _ {AB} - [8.0] _ {AB} = [5.8] _ {Vega} +0.02 - [8.0] _ {Vega} - 0.45 = [5.8] _ {Vega} - [8.0 ] _ {Vega} - 0.43 $$ ولكن إذا نظرت إلى هذا الشكل أدناه ، ترى أنك بحاجة إلى تصحيحين لهما نفس العلامة. أي أفكار حول محاولتي التحويل؟ شكرا لك.


أشياء قليلة:

  • يعتمد التحويل بين المقادير على المرشحات المستخدمة ، يمكنك رؤيتها على الجداول من موقع الويب الذي قمت بربطه. ومع ذلك ، فإن التحويلات المتاحة هناك لن تكون مفيدة لك إذا كنت تحاول تكرار Stern et al 2005 ، لأنها تستخدم احمرار المرشحات (في موقع الويب الذي يحتوي على تحويلات ، يبلغ أطول طول موجي متاح 2.19 ميكرون ، بينما الأقصر في Stern et al 2005 هو 3.6 ميكرون). إذا تمكنت من العثور على العلاقات المناسبة ، يجب أن تحصل على النتائج المتوقعة.
  • تنص الورقة على أنهم استخدموا بيانات IRAC ، لذلك من الجيد البدء في البحث هناك. في الواقع ، يمكنك العثور على بعض العلاقات في النقطة 7 هنا ويمكنك أيضًا إلقاء نظرة على النقطة 3 ، التي قد تكون ضرورية (لا أعرف ما هي البيانات التي تعمل بها). إذا كنت لا تستخدم بيانات IRAC ، فقد تبحث أيضًا عن مصدر مختلف للتحويلات.
  • هل ربما تستخدم كتالوج UltraVISTA؟ إذا لم يكن الأمر كذلك ، فقد يكون من الجيد أيضًا التحقق من ذلك. يحتوي README الخاص بهم على بعض التفاصيل حول القياس الضوئي والمراجع حول كيفية حصولهم على البيانات (بما في ذلك IRAC) ، والتي يمكن أن تعطيك بعض التلميحات.

التحولات بين مقادير SDSS والأنظمة الأخرى

كانت هناك العديد من الجهود لحساب التحولات بين ugriz (أو u'g'r'i'z ') و UBVRجأناج. هنا ، نلخص سبع جهود من هذا القبيل. نلاحظ أن أي تحويل يعتمد على معرفة المعايرة المطلقة ، وهو غير مؤكد بطبيعته.

لاحظ أن Jester et al. (2005) معادلات التحويل المشتقة للنجوم و z & lt = 2.1 كوازارات Jordi et al. (2006) ، للنجوم ، بما في ذلك تلك الخاصة بالسكان الأول والسكان الفقراء المعدني الثاني ، نجوم كارالي وآخرون. (2005) للنجوم Bilir et al. (2005) للنجوم القزمة West et al. (2005) ، للنجوم القزمة M و L ، رودجرز وآخرون. (2006) للنجوم المتسلسلة الرئيسية ولوبتون (2005) للنجوم.

لا توجد حاليًا معادلات تحول صريحة للمجرات ، لكن معادلات تحويل Jester et al. (2005) و Lupton (2005) للنجوم يجب أن توفر أيضًا نتائج معقولة للمجرات العادية (بمعنى آخر.، مجرات بدون خطوط انبعاث قوية).

تحذير: لاحظ أن معادلات التحويل هذه تخص مقادير SDSS ugriz (u'g'r'i'z ') حسب القياس، ليس لـ SDSS ugriz (u'g'r'i'z ') المصحح لإزاحات AB. إذا كنت بحاجة إلى مقادير AB ugriz ، فيرجى تذكر التحويل من SDSS ugriz إلى AB ugriz باستخدام إزاحات AB الموضحة هنا).


كيفية التحويل بين مقادير AB و Vega؟ - الفلك

أدخل رقمًا في أحد الحقول النصية أدناه ، ثم اضغط على Tab أو Return.

للتحويل من عدد GALEX في الثانية (CPS) إلى التدفق:

FUV: الجريان [erg sec -1 سم -2 & Aring -1] = 1.40 × 10-15 × CPS
NUV: الجريان [erg sec -1 سم -2 & Aring -1] = 2.06 × 10-16 × CPS

للتحويل من عدد GALEX في الثانية (CPS) إلى مقادير في نظام AB (Oke 1990):

FUV: مAB = -2.5 × سجل10(CPS) + 18.82
NUV: مAB = -2.5 × سجل10(CPS) + 20.08.0000

لهذا الغرض ، أخذنا الاستجابة النسبية لجميع المواقع على الكاشف على أنها 1. التقديرات الحالية هي أن نقاط الصفر المحددة هنا دقيقة في حدود & plusmn 10٪ (1 سيجما).

للتحويل من التدفق إلى مقادير AB:

FUV: مAB = -2.5 × سجل10(تدفقFUV / 1.40 x 10-15 erg sec -1 سم -2 & Aring -1) + 18.82
NUV: مAB = -2.5 × سجل10(تدفقNUV / 2.06 x 10-16 erg sec -1 سم -2 & Aring -1) + 20.08

لاحظ أن عدد GALEX واحد يتوافق مع فوتون "متوسط" تم اكتشافه لممر النطاق (المعني). نظرًا لأن خلفية الكاشف صغيرة جدًا (أقل من 1٪) ، يمكن استخدام تعداد GALEX في إحصائيات بواسون لحساب نسبة الإشارة إلى الضوضاء للمصادر أو خلفية السماء.

لتحديد خلفية الكاشف:

  • صورة "جرعة" ، وهي صورة لما رآه الكاشف أثناء الكسوف (على سبيل المثال ، كعك صغير من صور مصدر مبعثر). تم تطبيق تصحيحات "wiggle" و "walk" على هذه الصور ، والتي يتم حسابها ولكن لا يتم قياسها. تحتوي صورة "الجرعة" على 3 وحدات بكسل.
  • صورة "cnt" ، حيث تبدو النجوم مثل النجوم ، ولكنها لا تزال بدون مقياس. هذه الخريطة لا تزال في وحدات عد الكاشف. الصورة "cnt" بها 1.5-arcsec بكسل.
  • الصورة "int" ، التي تم طي تصحيح الاستجابة النسبي فيها ، وبالتالي فإن الإشارة المجمعة لمصدر معين في هذه الصورة هي الكمية المناسبة لاستخدامها في تحديد حجم GALEX (على سبيل المثال ، خذ السجل والقياس). الصورة "int" بها 1.5-arcsec بكسل.

تبلغ خلفية GALEX النموذجية في FUV 2000 cps للحقل بأكمله ، وهو ما يتوافق مع 3 x 10 -4 cps / pixel (حيث يكون بكسل خط الأنابيب 1.5 arcsec). هذه هي الإشارة الإجمالية النموذجية ، وحوالي 1/2 منها عبارة عن خلفية كاشف ، لذلك خذ خلفية كاشف FUV لتكون كذلك

10-4 cps / pixel للتبسيط. خلفية كاشف NUV أعلى بمقدار 10 مرات ، أو

10 -3 cps / بكسل. إذا كان مصدر FUV نموذجي (19 ماج ، أو 1 cps) يغطي 9 بكسل (5 "FWHM) ، فإن خلفية الكاشف تبلغ حوالي 0.001 cps / مصدر ، مقارنة بـ 1 cps للإشارة. وبالتالي ، ستكون الخلفية

0.1٪ من الكمية النموذجية للـ FUV. في NUV ، بالنسبة لمصدر 20 mag (1 cps) ، ستكون خلفية الكاشف 10 -3 cps / pixel ، أو 0.01 cps / مصدر لـ 5 "FWHM ، وفي هذه الحالة ، تكون خلفية NUV

لتقدير التكرار الضوئي مقابل المقادير بناءً على عدد GALEX:

FUV: دلتا_مAB = -2.5 س (سجل10(CPS) - سجل10(CPS + (CPS x Exp_time + (0.050 x CPS x Exp_time) 2) 1/2 / Exp_time))
NUV: دلتا_مAB = -2.5 س (سجل10(CPS) - سجل10(CPS + (CPS x Exp_time + (0.027 x CPS x Exp_time) 2) 1/2 / Exp_time))

بالنسبة للنجوم الساطعة غير المشبعة ، فإن الدقة الضوئية لـ GALEX محدودة بالمجال المسطح إلى دلتا بأحجام +/- 0.050 و +/- 0.027 لـ FUV و NUV على التوالي. (انظر الشكل 5 Morrissey et al.2007). المصادر الخافتة محدودة بضوضاء بواسون. يظهر التكرار الضوئي كدالة من حيث الحجم على أنه 3 سيغما في الشكلين 6 و 7 في Morrissey et al. 2007.


المرشحات الفلكية

اكتشف علماء الفلك بسرعة أنه يكاد يكون من المستحيل مقارنة القياسات التي أجراها مراقبون مختلفون بمعدات مختلفة وأجهزة كشف مختلفة. لذلك ، حددوا سلسلة من نطاقات المرور القياسية ، وحاولوا ترتيب أجهزتهم بحيث تقترب دائمًا من أحد نطاقات المرور هذه. في الحياة الواقعية ، كانت نطاقات المرور دالة لكل هذه العوامل

  • الغلاف الجوي للأرض
  • البصريات التلسكوب
  • المرشحات
  • أجهزة الكشف (مستحلب فوتوغرافي ، أنابيب مضاعفة ضوئية ، أقراص متوازنة ، إلخ.)

من أجل البساطة ، سنأخذ في الاعتبار النتيجة النهائية فقط ، ونتظاهر بأنه من الممكن إعادة إنتاج نطاق مرور مرغوب ببساطة عن طريق اختيار المرشح المناسب. سأستخدم الكلمات & quotfilter & quot و & quotpassband & quot بالتبادل في المناقشة التالية.

يمكن تقسيم نطاقات المرور الضوئية إلى ثلاث مجموعات رئيسية:

مرشحات النطاق العريض

تغطي هذه المرشحات العريضة أجزاء كبيرة من النافذة البصرية بأكملها. المجموعة الأكثر استخدامًا هي نظام Johnson-Cousins ​​UBVRI ، الذي وصفه هارولد جونسون في الخمسينيات من القرن الماضي وتم تعديله بعد بضعة عقود بواسطة A.W.J. بنات العم.

في عام 1990 ، نشر مايكل بيسيل مجموعة من الفلاتر الزجاجية الضوئية الرخيصة التي من شأنها إعادة إنتاج نطاقات مرور Johnson-Cousins ​​الكلاسيكية بشكل جيد.

تتمثل ميزة مرشحات النطاق العريض في أنها تنقل الكثير من الضوء مما يعني أنه يمكن للمرء أن يكتشف الأجسام الباهتة بأوقات تعريض قصيرة وتلسكوبات صغيرة.

مرشحات وسيطة النطاق

تغطي هذه المرشحات نطاقًا أصغر من الأطوال الموجية ، مع عروض مكافئة تبلغ بضع مئات فقط بدلاً من بضعة آلاف من الأنجستروم. أحد أكثرها شيوعًا هو نظام سترومغرن:

منحنيات الإرسال أدناه مأخوذة من مجموعة مرشح Kitt Peak. لقد قمت بتسوية المنحنيات بحيث تكون قيمة الذروة 1.0.

على الرغم من أن هذه المجموعة تتطلب أوقات تعريض أطول (أو تلسكوبات أكبر) للوصول إلى نفس الإشارة إلى الضوضاء مثل المرشحات الأوسع ، فقد تم تصميمها بعناية بحيث يقوم كل مرشح بتجميع جزء إعلامي مادي من طيف نجم حقيقي. ال ش و الخامس على سبيل المثال ، تقع نطاقات المرور على يسار ويمين الفاصل القوي في الطيف النجمي (& quotBalmer jump & quot) ، وتعتبر نسبة الضوء المتجمع من خلال نطاقي المرور تشخيصًا جيدًا لدرجة الحرارة النجمية.

مرشحات ضيقة النطاق

تغطي هذه المرشحات جزءًا صغيرًا جدًا من الطيف البصري ، عادةً أقل من 100 أنجستروم. زوج شائع هو & quoton-H & alpha & quot و & quotoff-H & alpha & quot مرشحات ، مثل هذه من مجموعة مرشحات Kitt Peak.

لقد قمت بتسوية المنحنيات بحيث تكون قيمة الذروة 1.0. يرجى ملاحظة أن المرشحات الضيقة جدًا لا تتبع أي وصفة طبية معينة: فهي عادة ما تكون مصنوعة خصيصًا لبعض الوظائف. قد لا تكون مجموعة من مرشحات H-alpha للتشغيل / الإيقاف في مرصد واحد هي نفسها الموجودة في مرصد آخر.

عادة ما يتم تصميم مرشحات النطاق الضيق في أزواج ، بحيث يتضمن أحدهما خطًا طيفيًا معينًا (في هذه الحالة ، ميزة H-alpha) ، والآخر يتضمن فقط السلسلة المتصلة إلى جانب واحد من الخط.

التدفقات والفوتونات والمقادير عبر نطاقات المرور القياسية

لنفترض أننا استقرنا على نطاق مرور - على سبيل المثال Johnson-Cousins ​​V-band. من أجل معرفة مدى سطوع النجم عند ملاحظته من خلال نطاق المرور هذا ، نحتاج إلى ربط طيف الجسم بمنحنى الإرسال.

لاحظ أن ذروة الطيف الملتف تكمن في اللون الأزرق لمنحنى انتقال المرشح ، لأن الطيف النجمي يتجه نحو اللون الأزرق.

& quotarea تحت منحنى & quot من الالتفاف مرتبط بـ طاقة التي يجب أن تقاس بأداة. ستكون هذه هي الكمية الصحيحة للمقارنة بالقياسات إذا كان لدى المرء جهاز سجل بالفعل طاقة الحادث. على سبيل المثال ، يمكن للمرء أن يصنع مقياس ضغط من قطعة صغيرة من المعدن المطلي باللون الأسود. ركز ضوء النجوم على المعدن وسوف يمتص كل الطاقة ويسخن. تتناسب الكمية التي ترتفع بها درجة حرارتها مع الطاقة التي تصطدم بها.

لكن معظم أجهزة الكشف الضوئية الشائعة لا تقيس الطاقة بشكل مباشر بدلاً من ذلك ، هم عد الفوتونات الذي يضرب الكاشف. كل فوتون يضرب CCD ، على سبيل المثال ، يقرع إلكترونًا واحدًا. هكذا،

الطول الموجي للفوتون (أنجسترومس) طاقة الفوتون (ergs) يقرع الحرة كم عدد الإلكترونات؟
4000 4.95 E-12 1
6000 3.30 E-12 1
8000 2.48 E-12 1

بمعنى آخر ، إخراج الكاشف لا يتناسب مع كمية الطاقة التي تضربه. من أجل حساب القياس بشكل صحيح من جهاز عد الفوتون ، نحتاج إلى ذلك

  1. التواء طيف نجمي مع نطاق التمرير
  2. تفتيت الطيف الناتج إلى قطع صغيرة
  3. احسب الطاقة في كل قطعة صغيرة.
  4. . وتحويلها إلى فوتونات باستخدام الطول الموجي للقطعة
  5. اجمع كل الفوتونات

على مدى النطاق الضيق نسبيًا للنافذة البصرية ، يمكن أن يصبح الفرق بين & quotenergy المكتشفة & quot و & quot عدد الفوتونات المكتشفة & quot كبيرًا. إذا كنت تحاول التنبؤ بقياس ضوئي بدقة تصل إلى نسبة مئوية قليلة ، فيجب أن تمر بهذه المضاعفات.

حسنًا ، افترض أنك خضت كل هذه الحسابات الفوضوية. كيف تتطابق التدفقات الناتجة ، أو عدد الفوتونات ، مع مقادير النظام القياسي؟ لتقريب معقول ، يتم ترتيب مقياس الحجم بطريقة بسيطة من الناحية المفاهيمية: النجم Vega

يُعرَّف بأنه يحتوي على مقدار صفر في جميع نطاقات المرور.

الوضع الحقيقي هو فوضى تاريخية ، والطريقة معقدة للغاية بالنسبة لهذه الدورة.

لذا ، إذا أخذنا الطيف المرصود من Vega - خارج الغلاف الجوي للأرض! - ولفها مع نطاقات مرور Johnson-Cousins ​​، نحصل على تدفق الطاقة التالي والفوتون & quotflux & quot:

Passband تدفق الطاقة (erg / sq.cm / sec) الفوتون و quflux & quot (فوتونات / متر مربع سم / ثانية)
يو 2.96e-06 550,000
ب 5.27e-06 1,170,000
الخامس 3.16e-06 866,000
ر 3.39e-06 1,100,000
أنا 1.68e-06 675,000

رقم بسيط يجب تذكره لحسابات ترتيب الحجم هو أن نجمًا بحجم صفر سينتج ما يقرب من مليون فوتون في الثانية لكل سم مربع من خلال مرشح عريض النطاق فوق الغلاف الجوي للأرض.


كيفية التحويل بين مقادير AB و Vega؟ - الفلك

يُعطى سطوع المصدر الفلكي عادةً إما بمصطلحات نسبية - مقياس الحجم ، أو من حيث القيمة المطلقة - مقياس التدفق. الأول مقياس سطوع لوغاريتمي ، بينما الأخير مقياس سطوع خطي. ستكون قد صادفت بالفعل تدفقات ومقادير خلال دورة علم الفلك للسنة الأولى في شيفيلد ، لكن من المفيد إعادة النظر في المفاهيم الأساسية هنا.

قبل تحديد التدفق ، من المهم تحديد اللمعان. ال اللمعان ، L ، يُعرَّف المصدر على أنه المقدار الإجمالي للطاقة المشعة المنبعثة عبر جميع الأطوال الموجية لكل وحدة زمنية في جميع الاتجاهات. وحدات اللمعان هي جول في الثانية (J s -1) أو واط (W) ، لذلك يمكنك التفكير في اللمعان على أنه قوة المصدر.

بالطبع ، من المستحيل اعتراض كل الطاقة المنبعثة من مصدر فلكي وقياسها. في الممارسة العملية ، يتم اكتشاف جزء صغير فقط من الطاقة على الإطلاق ، ويعتمد الجزء على مساحة المجمع ومسافة المجمع من المصدر. تُعرف هذه الكمية المجمعة باسم تدفق, F، وبها وحدات واط لكل متر مربع (W · m -2). جزء اللمعان الذي تم جمعه بواسطة كل متر مربع من الكاشف الموجود على مسافة د m من المصدر هو ببساطة اللمعان مقسومًا على مساحة سطح كرة نصف قطرها د والتي تتمحور حول المصدر ، أي

مما يدل على أن التدفق يخضع لقانون التربيع العكسي مع المسافة.

يمتد الإشعاع الكهرومغناطيسي من معظم المصادر الفلكية على عدة أوامر من أطوال الموجات ولا يمكن قياس التدفق في جميع الأطوال الموجية باستخدام نفس المعدات. ومن ثم يقاس التدفق غالبًا ضمن نطاق طول موجي محدود ويقتبس من حيث وحدة الطول الموجي ، F& لامدا (بوحدات W m -2 nm -1) ، أو فاصل تردد الوحدة ، F (بوحدات W m -2 Hz -1). كلاهما F& لامدا و F يشار إليها عادة باسم تدفق أحادي اللون (أو كثافة التدفق) وبما أن التدفقات أحادية اللون للمصادر الفلكية صغيرة ، فإن jansky (Jy) غالبًا ما تستخدم الوحدة ، حيث 1 Jy = 10 -26 W m -2 Hz -1. F و F& لامدا ترتبط بالمعادلة:

التدفق F، في المعادلة أعلاه يشار إليها أحيانًا باسم التدفق البوليومتري ، Fبول (أيضًا بوحدات W m -2) ، حيث يمثل التدفق الكلي المنبعث عبر جميع الأطوال الموجية أو الترددات.

التحويل بين F& لامدا و F يمكن تحقيقه باستخدام العلاقات F د = F.& لامدا د& لامدا (الذي يتبع التفريق بين التكامل أعلاه) و ج = & لامدا، يؤدي إلى

يجب أن تكون حريصًا مع الوحدات عند استخدام معادلات تحويل التدفق أعلاه. على سبيل المثال ، عند التحويل من F& لامدا بوحدات W m -2 nm -1 إلى F بوحدات W m -2 Hz -1 ، تحتاج إلى إدخال & lambda بوحدات nm و ج بوحدات نانومتر / ثانية. بدلا من ذلك ، يمكنك التحويل F& لامدا إلى وحدات W m -2 m -1 عن طريق الضرب في 10 9 ثم أدخل & lambda و ج بوحدات م و م / ث ، على التوالي.

تحويل F& لامدا أو F لتدفق الفوتون ، ن& لامدا أو ن يمكن تحقيقه باستخدام العلاقة E = h = hc / & lambda، يؤدي إلى

N = F / E = F & لامدا / ساعة ج، بوحدات الفوتونات s -1 م -2 هرتز -1 ، و

المقادير: التعريف

يُنسب عادةً إلى عالم الفلك اليوناني هيبارخوس أصل مقياس الحجم. لقد خصص ألمع النجوم التي يمكن أن يراها بعينه بحجم 1 وأضعفها حجم 6. ومع ذلك ، من حيث كمية الطاقة المتلقاة ، فإن النجم السادس الحجم ليس أخف 6 مرات من نجم من الدرجة الأولى ، ولكن أكثر خفوتًا بمقدار 100 مرة ، بسبب استجابة العين غير الخطية للضوء. أدى هذا إلى قيام عالم الفلك الإنجليزي نورمان بوجسون بإضفاء الطابع الرسمي على نظام القدر في عام 1856. واقترح أن يكون النجم سادس الحجم على وجه التحديد أضعف 100 مرة من النجم الأول ، بحيث يتوافق كل حجم مع تغيير في السطوع بمقدار 100 1/5 = 2.512. على سبيل المثال ، نجم بحجم 2 هو 2.512 1 = 2.512 مرة أخف من نجم بحجم 1 ، ونجم بحجم 6 2.512 2 = 6.3 مرة أخف من نجم بحجم 4 ، ونجم بحجم 25 هو 2.512 5 = 100 مرة أخف من نجم من حيث الحجم 20. لاحظ كيف أن فرق الحجم فقط هو الذي يحدد نسبة السطوع لنجمين ، وليس القيم المطلقة لمقاديرهما.

لذلك، نسبة بوجسون 2.512 يقودنا إلى معادلة بوغسون:

أين F1 و F2 هي تدفقات نجمتين ، م1 و م2 هي مقاديرها ، وعلامة الطرح الموجودة أمام الأس تشير إلى حقيقة أن المقادير الأكبر عدديًا تشير إلى نجوم أضعف. من المهم ملاحظة أن التدفق ، F، في المعادلة أعلاه ، وجميع المعادلات الواردة أدناه ، تشير إلى أي خطي قياس سطوع نجم ، على سبيل المثال عدد الجولات والفوتونات وما إلى ذلك ، المتلقاة.

بأخذ لوغاريتمات معادلة بوجسون ، نحصل على:

أكثر ملاءمة ، يمكننا أن نكتب:

لاحظ أن العامل 2.5 في المعادلة الأخيرة لا يساوي 2.512 مقربًا للأسفل. إنها قيمة دقيقة ، بسبب حقيقة أن السجل10(2.512) = سجل10(100 1/5) = 0.2 سجل10(100) = 0.2 × 2 = 0.4 = 1 / 2.5 بدقة.

المقادير: الظاهر والمطلق

حجم المصدر ، مالمعرف أعلاه يُعرف باسم الحجم الظاهر، حيث إنها القيمة المقاسة من الأرض ولا تأخذ في الاعتبار مسافة المصدر: قد يكون النجم في جوهره أكثر إشراقًا من نجم آخر ومع ذلك يكون له حجم ظاهر أعلى لأنه بعيد عن الأرض. لتمثيل السطوع الجوهري للنجم ، فإن الحجم المطلق, م، والذي يُعرَّف بأنه الحجم الظاهري للنجم إذا كان على بعد 10 فرسخ (كمبيوتر) من الأرض ، في حالة عدم وجود أي انقراض بين النجوم. ومن ثم ، نظرًا لحقيقة أن تدفق المصدر ينخفض ​​باعتباره المربع العكسي للمسافة ، ديمكننا الكتابة

Fد/F10 قطعة = [L / 4 d 2] / [L / 4 10 2] = 1 / (d / 10) 2 ,

تتعلق هذه المعادلة بالقدر الظاهر والمطلق للمصدر مع بعده ، أين د في الفرسخ. على سبيل المثال ، النجم الأكثر لمعانًا في السماء ، نجم الشعرى اليمانية ، له حجم واضح م = -1.5 ومسافة د = 2.6 جهاز كمبيوتر ، لذلك فإن الحجم المطلق هو م = 1.4. الكمية مم يُعرف باسم معامل المسافة. إذا مم = 0 ، 5 ، 10 ، 15 ، 20 ، 25 درجة ، إذن د = 10 قطعة ، 100 قطعة ، 1 قطعة ، 10 قطعة ، 100 قطعة و 1 مليون قطعة ، حيث 1 قطعة = 3.26 سنة ضوئية.

المقادير: صفر نقطة

يمكن ملاحظة أن مقياس الحجم هو مقياس نسبي يعتمد على نسبة تدفقات نجمين. من المنطقي ، بالتالي ، تحديد نقطة الصفر ، أي اختيار نجم يمثل مقدار 0. يمكننا بعد ذلك قياس مقادير جميع النجوم الأخرى فيما يتعلق بهذا النجم. تم اختيار نجمة A0V Vega كما يسمى المعيار الأساسي نظرًا لأنه يحتوي بالفعل على حجم قريب من الصفر كما هو محدد بواسطة نظام Hipparchos الخام ، فإنه يمكن ملاحظته بسهولة في نصف الكرة الشمالي لأكثر من 6 أشهر من السنة ، وهو غير متغير وقريب نسبيًا (وبالتالي غير محمر بواسطة الغبار بين النجوم ) ، ولها طيف بصري مسطح وسلس بشكل معقول. ومع ذلك ، نظرًا لأن Vega شديدة السطوع بحيث لا يمكن ملاحظتها باستخدام التلسكوبات والأدوات الحديثة دون تشبع أجهزة الكشف الخاصة بها ، ولأنها لا يمكن ملاحظتها دائمًا ، فهي شبكة باهتة بالكامل المعايير الثانوية تم أيضًا تحديد حجم كل نجم بالنسبة إلى Vega بدقة. على مر السنين ، أدت التحسينات في التعريف ودقة القياس وعددها للمعايير الأولية والثانوية إلى أن الحجم الظاهري لـ Vega أصبح الآن 0.03 في الخامس-band ، ويُعتقد أيضًا أن Vega قد تكون متغيرة قليلاً ، ولكن لأغراض هذه الدورة ، يمكننا تجاهل هذه الإزاحة القليلة في المائة ونفترض أنها 0 في جميع النطاقات.

إذا قمنا بقياس تدفق نجم قياسي ، Fالأمراض المنقولة جنسيا، ونعرف حجم كتالوجها ، مالأمراض المنقولة جنسيا، يمكننا تحديد حجم نجم آخر ، م1، الذي تدفق ، F1، كما قمنا بقياس ما يلي:

إعادة ترتيب هذه المعادلة ، نحصل على:

يمكن جمع المصطلحين الأولين على الجانب الأيمن من المعادلة أعلاه معًا في ما يعرف باسم نقطة الصفر, مzp = مالأمراض المنقولة جنسيا + 2.5 سجل10Fالأمراض المنقولة جنسيا، إعطاء

هناك طريقة مفيدة للتفكير في نقاط الصفر وهي ملاحظة أنه يمكن إعادة كتابة المعادلة أعلاه على النحو التالي:

هذا يعني أنه إذا F1 هو عدد الفوتونات أو الجول المستلمة في الثانية من نجم من حيث الحجم م1، إذن نقطة الصفر هي حجم النجم الذي سيعطي واحد العد ، الفوتون أو الجول في الثانية عند القياس بنفس المعدات.

المقادير: حكم التجربة

  • يتوافق الحجم 1 تقريبًا مع تغيير بنسبة 100٪ في السطوع (بالمعنى الدقيق للكلمة ، إنه عامل 2.512 ، أي 151.2٪)
  • يتوافق حجم 0.1 تقريبًا مع تغيير بنسبة 10٪ في السطوع (بالمعنى الدقيق للكلمة ، إنه عامل 1.096 ، أي 9.6٪)
  • 0.01 يتوافق الحجم مع 1٪ تغيير في السطوع (بالمعنى الدقيق للكلمة ، هو عامل من 1.009 ، أي 0.9٪)
  • 0.001 حجم (أي 1 مليمتر) يتوافق مع تغيير بنسبة 0.1٪ في السطوع (بالمعنى الدقيق للكلمة ، إنه عامل 1.0009 ، أي 0.09٪)

من المفيد أيضًا الشعور بأحجام الأجسام الفلكية المختلفة المعروفة:


المقادير والألوان

يقيس علماء الفلك عادةً تدفق جسم ما عن طريق جمع الضوء باستخدام تلسكوب ، وإرساله عبر مرشح معروف ، ثم تحديد القدرة. التدفق هو الطاقة لكل وحدة مساحة ، ويتم تحديد المساحة بحجم التلسكوب. بعد معايرة الكاشف باستخدام النجوم القياسية ، وتصحيح الامتصاص في الغلاف الجوي ، يُعرف التدفق في نطاق المرشح. تُعرف هذه العملية بالقياس الضوئي.

الحجم

لكن علماء الفلك عادة ما يعطون نتائجهم الضوئية من حيث الحجم. يتم تحديد حجم الكائن من حيث "السجل" هو اللوغاريتم المشترك أو اللوغاريتم الأساسي 10 ، و F0 هو التدفق القياسي للقيمة الصفرية للمرشح المختار. إذا كان المرشح عبارة عن مرشح أزرق ، فسيتم الإشارة إلى المقدار على أنه B. بالنسبة لمرشح أصفر-أخضر ، بالقرب من حساسية الذروة للعين ، يُشار إلى الحجم على أنه V للبصر. يعطي مرشح الأشعة فوق البنفسجية مقادير U. مجموعة أخرى شائعة من المرشحات القياسية ، مع نطاقات مرور أضيق من مرشحات UBV ، هي uvby للأشعة فوق البنفسجية والبنفسجية والأزرق والأصفر.

الأجسام الساطعة لها مقادير سلبية أكثر من الأجسام الباهتة. ألمع نجم هو نجم الشعرى اليمانية ، حيث تبلغ قوته -1.6. أضعف النجوم التي يمكن رؤيتها بالعين المجردة من موقع مظلم تبلغ قوتها السادسة تقريبًا. أضعف الأجسام المرئية باستخدام تلسكوب هابل الفضائي تبلغ قوتها 28 درجة تقريبًا ، مما يعني أن تدفقًا أصغر بحوالي تريليون مرة من تدفق سيريوس.

اللون

عندما يقيس علماء الفلك تدفق جسم عند طولين موجيين أو أكثر ، يمكنهم أخذ نسب التدفقات. نظرًا لأن لوغاريتم النسبة هو الاختلاف في اللوغاريتمات ، يتم تحديد نسب التدفق هذه بطرح المقادير في نطاقات المرشح المختلفة: مثل U-B أو B-V. في نظام UBV ، يتم تحديد تدفقات المقادير الصفرية لنجم قريب لامع بدرجة حرارة 10000 كلفن [Vega]. وهكذا فإن B-V = 0 يتوافق مع درجة حرارة 10000 كلفن ، في حين أن النجم بدرجة حرارة الشمس (5770 كلفن) له لون B-V يبلغ 0.65.

القدر المطلق

إذا كان النجم بعيدًا ، فهو خافت وله حجم كبير. تؤدي الزيادة في المسافة بمقدار عشرة أضعاف إلى انخفاض في التدفق بمقدار 100 عامل ، وهو زيادة بمقدار 5 مقادير. يحدد علماء الفلك المقدار المطلق المستقل عن مسافة النجم ويعتمد فقط على الخصائص الجوهرية للجسم: الحجم المطلق هو الحجم الذي يمكن أن يكون للنجم إذا كان على بعد 10 فرسخ فلكي من الأرض. العلاقة بين المقدار المطلق M والقدر الظاهري م والمسافة د هي


محتويات

α ليراي (لاتيني إلى ألفا ليراي) هي تسمية باير للنجم. الاسم التقليدي فيجا (سابقا ويغا [14]) يأتي من نقل حرفي للكلمة العربية واقي تعني "السقوط" أو "الهبوط" ، عبر العبارة النصر الواقي"النسر الساقط". [25] في عام 2016 ، نظم الاتحاد الفلكي الدولي فريق عمل معني بأسماء النجوم (WGSN) [26] لفهرسة وتوحيد الأسماء المناسبة للنجوم. تضمنت النشرة الأولى لفريق WGSN في يوليو 2016 [27] جدولًا بالدفعتين الأوليين من الأسماء المعتمدة من قبل WGSN والتي تضمنت فيجا لهذا النجم. تم إدخاله الآن في كتالوج IAU لأسماء النجوم. [28]

غالبًا ما يمكن رؤية Vega بالقرب من ذروة خطوط العرض الشمالية الوسطى أثناء المساء في نصف الكرة الشمالي في الصيف. [29] من خطوط العرض الجنوبية الوسطى ، يمكن رؤيتها منخفضة فوق الأفق الشمالي خلال فصل الشتاء في نصف الكرة الجنوبي. مع انحراف + 38.78 درجة ، لا يمكن رؤية Vega إلا عند خطوط العرض شمال 51 درجة جنوبا ، لذلك ، لا ترتفع على الإطلاق في أي مكان في القارة القطبية الجنوبية أو في الجزء الجنوبي من أمريكا الجنوبية ، بما في ذلك بونتا أريناس ، تشيلي (53 درجة جنوبًا) ). عند خطوط العرض إلى الشمال من 51 درجة شمالاً ، يظل فيجا باستمرار فوق الأفق كنجم محيطي. في حوالي 1 يوليو ، يصل Vega إلى ذروته في منتصف الليل عندما يعبر خط الزوال في ذلك الوقت. [30]

يبدو أن مواقع النجوم تتغير كل ليلة مع دوران الأرض. ومع ذلك ، عندما يقع النجم على طول محور دوران الأرض ، فإنه سيبقى في نفس الموضع وبالتالي يسمى النجم القطبي. يتغير اتجاه محور دوران الأرض تدريجيًا بمرور الوقت في عملية تُعرف باسم بداية الاعتدالات. تتطلب الدورة الاستباقية الكاملة 25770 سنة ، [31] وخلال هذه الفترة يتبع قطب دوران الأرض مسارًا دائريًا عبر الكرة السماوية يمر بالقرب من عدة نجوم بارزة. في الوقت الحاضر ، نجم القطب هو Polaris ، ولكن حوالي 12000 قبل الميلاد ، تم توجيه القطب على بعد خمس درجات فقط من Vega. من خلال الاستباقية ، سيمر القطب مرة أخرى بالقرب من فيجا حوالي 14000 ميلادي. [٣٢] فيغا هو ألمع نجوم القطب الشمالي المتعاقبة. [14]

يقع هذا النجم في قمة مجموعة نجمية متباعدة على نطاق واسع تسمى مثلث الصيف ، والتي تتكون من فيجا بالإضافة إلى نجمين من الدرجة الأولى Altair ، في Aquila ، و Deneb في Cygnus. [29] هذا التشكيل هو الشكل التقريبي للمثلث القائم ، حيث يقع Vega في الزاوية اليمنى. يمكن التعرف على المثلث الصيفي في السماء الشمالية لوجود عدد قليل من النجوم الساطعة الأخرى في المنطقة المجاورة. [33]

بدأ التصوير الفلكي ، وهو تصوير الأجرام السماوية ، في عام 1840 عندما التقط جون ويليام دريبر صورة للقمر باستخدام عملية داجيروتايب. في 17 يوليو 1850 ، أصبح فيجا أول نجم (بخلاف الشمس) يتم تصويره ، عندما تم تصويره من قبل ويليام بوند وجون آدامز ويبل في مرصد كلية هارفارد ، أيضًا بنمط daguerreotype. [14] [19] [34] التقط هنري درابر أول صورة لطيف نجم في أغسطس 1872 عندما التقط صورة فيغا ، وأصبح أيضًا أول شخص يظهر خطوط امتصاص في طيف نجم. [20] تم تحديد خطوط مماثلة بالفعل في طيف الشمس. [35] في عام 1879 ، استخدم ويليام هوجينز صورًا لأطياف فيغا ونجوم مماثلة لتحديد مجموعة من اثني عشر "خطًا قويًا جدًا" كانت شائعة في هذه الفئة النجمية. تم تحديد هذه فيما بعد كخطوط من سلسلة Hydrogen Balmer. [36] منذ عام 1943 ، خدم طيف هذا النجم كأحد نقاط الارتكاز المستقرة التي يتم تصنيف النجوم الأخرى من خلالها. [37]

يمكن تحديد المسافة إلى Vega عن طريق قياس انزياحها في اختلاف المنظر مقابل نجوم الخلفية حيث تدور الأرض حول الشمس. كان فريدريش جي دبليو فون ستروف أول شخص ينشر اختلاف المنظر للنجم ، عندما أعلن عن قيمة 0.125 ثانية قوسية (0.125 ″) لـ Vega. [38] كان فريدريك بيسيل متشككًا في بيانات ستروف ، وعندما نشر بيسل اختلافًا نظريًا قدره 0.314 ″ للنظام النجمي 61 Cygni ، راجع ستروف قيمته لمنظر فيجا لمضاعفة التقدير الأصلي تقريبًا. يلقي هذا التغيير مزيدًا من الشك على بيانات Struve. وبالتالي ، فإن معظم علماء الفلك في ذلك الوقت ، بما في ذلك ستروف ، نسبوا الفضل إلى بيسيل في أول نتيجة منشورة عن اختلاف المنظر. ومع ذلك ، كانت النتيجة الأولية لستروف في الواقع قريبة من القيمة المقبولة حاليًا وهي 0.129 ″ ، [39] [40] كما حددها القمر الصناعي Hipparcos للقياس الفلكي. [4] [41] [42]

يُقاس سطوع النجم ، كما يُرى من الأرض ، بمقياس لوغاريتمي معياري. هذا المقدار الظاهري هو قيمة عددية تتناقص قيمتها مع زيادة سطوع النجم. أضعف النجوم التي يمكن رؤيتها بالعين المجردة هي السادسة ، بينما ألمع النجوم في سماء الليل ، سيريوس ، تبلغ قوته 1.46. لتوحيد مقياس الحجم ، اختار علماء الفلك Vega لتمثيل مقدار الصفر في جميع الأطوال الموجية. وهكذا ، لسنوات عديدة ، تم استخدام Vega كخط أساس لمعايرة مقاييس السطوع الضوئية المطلقة. [43] ومع ذلك ، لم يعد هذا هو الحال ، حيث يتم الآن تعريف نقطة الصفر ذات الحجم الظاهري بشكل شائع من حيث التدفق المحدد عدديًا. يعتبر هذا النهج أكثر ملاءمة لعلماء الفلك ، نظرًا لأن Vega غير متاح دائمًا للمعايرة ويختلف في السطوع. [44]

يقيس نظام القياس الضوئي UBV حجم النجوم من خلال مرشحات الأشعة فوق البنفسجية والأزرق والأصفر يو, ب، و الخامس القيم ، على التوالي. Vega هي واحدة من ستة نجوم A0V تم استخدامها لتعيين القيم المتوسطة الأولية لهذا النظام الضوئي عندما تم تقديمه في الخمسينيات من القرن الماضي. تم تعريف متوسط ​​مقادير هذه النجوم الستة على النحو التالي: يوب = بالخامس = 0. في الواقع ، تمت معايرة مقياس الحجم بحيث يكون حجم هذه النجوم هو نفسه في الأجزاء الصفراء والأزرق والأشعة فوق البنفسجية من الطيف الكهرومغناطيسي. [45] وهكذا ، تمتلك Vega طيفًا كهرومغناطيسيًا مسطحًا نسبيًا في المنطقة المرئية - مدى الطول الموجي 350-850 نانومتر ، يمكن رؤية معظمها بالعين البشرية - لذا فإن كثافة التدفق تساوي تقريبًا 2000 - 4000 جي. [46] ومع ذلك ، فإن كثافة تدفق Vega تنخفض بسرعة في الأشعة تحت الحمراء ، وتقترب من 100 Jy عند 5 ميكرومتر. [47]

يبدو أن القياسات الضوئية لـ Vega خلال الثلاثينيات من القرن الماضي تُظهر أن النجم كان له تباين منخفض الحجم بترتيب ± 0.03 حجم (حوالي ± 2.8٪ [ملاحظة 2] لمعان). كان هذا النطاق من التباين قريبًا من حدود القدرة على الملاحظة في ذلك الوقت ، وبالتالي كان موضوع تباين فيغا مثيرًا للجدل. تم قياس حجم Vega مرة أخرى في عام 1981 في مرصد David Dunlap وأظهر بعض التباين الطفيف. وهكذا تم اقتراح أن Vega أظهرت نبضات عرضية منخفضة السعة مرتبطة بمتغير Delta Scuti. [48] ​​هذه فئة من النجوم تتذبذب بطريقة متماسكة ، مما ينتج عنه نبضات دورية في لمعان النجم. [49] على الرغم من أن فيجا تناسب المظهر المادي لهذا النوع من المتغيرات ، لم يجد مراقبون آخرون مثل هذا الاختلاف. وبالتالي كان يعتقد أن التباين ربما يكون نتيجة لأخطاء منهجية في القياس. [50] [51] ومع ذلك ، قامت مقالة عام 2007 بمسح هذه النتائج وغيرها ، وخلصت إلى أن "التحليل المحافظ للنتائج السابقة يشير إلى أن فيجا متغير على الأرجح في نطاق 1-2٪ ، مع احتمال حدوث رحلات عرضية إلى نفس القدر 4٪ من المتوسط ​​". [52] أيضًا ، تؤكد مقالة عام 2011 أنه "تم تأكيد التباين طويل المدى (من سنة إلى أخرى) لـ Vega". [53]

أصبح فيجا أول نجم وحيد في التسلسل الرئيسي وراء الشمس معروف بأنه باعث للأشعة السينية عندما لوحظ في عام 1979 من تلسكوب تصوير بالأشعة السينية أطلق على Aerobee 350 من White Sands Missile Range. [54] في عام 1983 ، أصبح فيجا أول نجم يتم العثور عليه بقرص من الغبار. اكتشف القمر الصناعي الفلكي بالأشعة تحت الحمراء (IRAS) فائضًا من الأشعة تحت الحمراء القادمة من النجم ، ويعزى ذلك إلى الطاقة المنبعثة من الغبار الذي يدور حوله أثناء تسخينه بواسطة النجم. [55]

فئة طيف فيجا هي A0V ، مما يجعلها نجم تسلسل رئيسي أبيض اللون أزرق اللون يدمج الهيدروجين في الهيليوم في قلبه. نظرًا لأن النجوم الأكثر ضخامة تستخدم وقودها الاندماجي بسرعة أكبر من النجوم الأصغر ، فإن عمر تسلسل فيجا الرئيسي هو ما يقرب من مليار سنة ، أي عُشر عمر الشمس. [56] يبلغ العمر الحالي لهذا النجم حوالي 455 مليون سنة ، [11] أو ما يصل إلى حوالي نصف إجمالي عمر التسلسل الرئيسي المتوقع. بعد مغادرة التسلسل الرئيسي ، سيصبح Vega عملاقًا أحمر من الفئة M وسيتخلص من الكثير من كتلته ، ليصبح أخيرًا قزمًا أبيض. في الوقت الحاضر ، تمتلك Vega أكثر من ضعف كتلة الشمس [21] كما يبلغ لمعانها البوليومتري حوالي 40 ضعف كتلة الشمس. نظرًا لأنه يدور بسرعة ويُرى تقريبًا في القطب ، فإن لمعانه الظاهري ، المحسوب على افتراض أنه كان نفس السطوع في كل مكان ، يبلغ حوالي 57 ضعفًا للشمس. [12] إذا كان Vega متغيرًا ، فقد يكون من نوع Delta Scuti لمدة حوالي 0.107 يومًا. [48]

يتم توليد معظم الطاقة المنتجة في قلب Vega من خلال دورة الكربون والنيتروجين والأكسجين (دورة CNO) ، وهي عملية اندماج نووي تجمع البروتونات لتشكيل نوى الهيليوم من خلال نوى وسيطة من الكربون والنيتروجين والأكسجين. تصبح هذه العملية مهيمنة عند درجة حرارة حوالي 17 مليون كلفن ، [57] وهي أعلى بقليل من درجة الحرارة الأساسية للشمس ، ولكنها أقل كفاءة من تفاعل اندماج سلسلة تفاعل البروتون والبروتون. تعتبر دورة CNO حساسة للغاية لدرجة الحرارة ، مما ينتج عنه منطقة حرارية حول اللب [58] والتي توزع بالتساوي "الرماد" من تفاعل الاندماج داخل منطقة اللب. الغلاف الجوي العلوي في حالة توازن إشعاعي. هذا على عكس الشمس ، التي لديها منطقة إشعاع متمركزة في اللب مع منطقة الحمل الحراري. [59]

تم قياس تدفق الطاقة من Vega بدقة مقابل مصادر الضوء القياسية. عند 5480 ، تكون كثافة التدفق 3،650 Jy بهامش خطأ 2٪. [60] يهيمن على الطيف المرئي لـ Vega خطوط امتصاص الهيدروجين على وجه التحديد بواسطة سلسلة Balmer الهيدروجين مع الإلكترون في n = 2 رقم كم رئيسي. [61] [62] خطوط العناصر الأخرى ضعيفة نسبيًا ، أقوىها هي المغنيسيوم المتأين والحديد والكروم. [63] انبعاث الأشعة السينية من Vega منخفض جدًا ، مما يدل على أن الهالة لهذا النجم يجب أن تكون ضعيفة جدًا أو غير موجودة.[64] ومع ذلك ، نظرًا لأن قطب Vega يواجه الأرض وقد يكون هناك ثقب إكليلي قطبي ، [54] [65] تأكيدًا لإكليل كمصدر محتمل للأشعة السينية المكتشفة من Vega (أو المنطقة القريبة جدًا إلى Vega) قد يكون صعبًا لأن معظم الأشعة السينية الإكليلية لن تنبعث على طول خط البصر. [65] [66]

باستخدام القياس الطيفي ، تم اكتشاف مجال مغناطيسي على سطح Vega بواسطة فريق من علماء الفلك في Observatoire du Pic du Midi. هذا هو أول اكتشاف من نوعه لمجال مغناطيسي على نجم من الدرجة الطيفية A ليس نجمًا غريبًا كيميائيًا لـ Ap. تبلغ شدة متوسط ​​خط الرؤية في هذا المجال −0.6 ± 0.3 G. [67] هذا مشابه لمتوسط ​​المجال المغناطيسي على الشمس. [68] تم الإبلاغ عن مجالات مغناطيسية تبلغ حوالي 30 جاوس لـ Vega ، مقارنةً بحوالي 1 جاوس للشمس. [54] في عام 2015 ، تم اكتشاف بقع نجمية ساطعة على سطح النجم - أول اكتشاف من هذا القبيل لنجم عادي من النوع A ، وتظهر هذه الميزات دليلًا على تعديل الدوران خلال فترة 0.68 يومًا. [69]

تحرير التناوب

تبلغ مدة دوران Vega 12.5 ساعة. [70]

عندما تم قياس نصف قطر Vega بدقة عالية باستخدام مقياس التداخل ، نتج عن ذلك قيمة تقديرية كبيرة بشكل غير متوقع تبلغ 2.73 ± 0.01 مرة من نصف قطر الشمس. هذا أكبر بنسبة 60٪ من نصف قطر نجم الشعرى اليمانية ، بينما أشارت النماذج النجمية إلى أنه يجب أن يكون أكبر بنسبة 12٪ فقط. ومع ذلك ، يمكن تفسير هذا التناقض إذا كان Vega نجمًا سريع الدوران يتم عرضه من اتجاه قطب دورانه. أكدت الملاحظات التي أجرتها مجموعة CHARA في 2005–06 هذا الاستنتاج. [12]

لا يميل قطب Vega - محور دورانه - بأكثر من خمس درجات من خط الرؤية إلى الأرض. في النهاية العليا لتقديرات سرعة الدوران لـ Vega هي 236.2 ± 3.7 كم / ثانية [11] على طول خط الاستواء ، وهي أعلى بكثير من سرعة الدوران الملحوظة (أي المسقطة) لأن Vega يُرى تقريبًا قطبًا. هذا هو 88٪ من السرعة التي من شأنها أن تجعل النجم يبدأ في الانهيار من تأثيرات الطرد المركزي. [11] ينتج عن هذا الدوران السريع لفيغا انتفاخًا استوائيًا واضحًا ، وبالتالي فإن نصف قطر خط الاستواء أكبر بنسبة 19٪ من نصف القطر القطبي. (نصف القطر القطبي المقدر لهذا النجم هو 2.362 ± 0.012 نصف قطر شمسي ، بينما نصف القطر الاستوائي هو 2.818 ± 0.013 نصف قطر شمسي. [11]) من الأرض ، يُنظر إلى هذا الانتفاخ من اتجاه قطبه ، مما ينتج عنه حجم كبير جدًا تقدير نصف القطر.

تكون جاذبية السطح المحلي عند القطبين أكبر منها عند خط الاستواء ، مما ينتج عنه تباين في درجة الحرارة الفعالة فوق النجم: درجة الحرارة القطبية قريبة من 10000 كلفن ، بينما تبلغ درجة الحرارة الاستوائية حوالي 8152 كلفن. [11] هذا الاختلاف الكبير في درجة الحرارة بين القطبين وخط الاستواء ينتج عنه تأثير سواد بقوة الجاذبية. كما يُرى من القطبين ، ينتج عن هذا طرف أغمق (أقل كثافة) مما هو متوقع عادة لنجم متماثل كرويًا. قد يعني التدرج الحراري أيضًا أن Vega لها منطقة حمل حراري حول خط الاستواء ، [12] [71] بينما من المرجح أن يكون الجزء المتبقي من الغلاف الجوي في حالة توازن إشعاعي نقي تقريبًا. [72] وفقًا لنظرية Von Zeipel ، يكون اللمعان المحلي أعلى عند القطبين. نتيجة لذلك ، إذا تم عرض Vega على طول مستوى خط الاستواء بدلاً من القطب تقريبًا ، فسيكون سطوعه الإجمالي أقل.

نظرًا لاستخدام Vega منذ فترة طويلة كنجم قياسي لمعايرة التلسكوبات ، فإن اكتشاف أنه يدور بسرعة قد يتحدى بعض الافتراضات الأساسية التي استندت إلى كونه متماثلًا كرويًا. نظرًا لأن زاوية الرؤية ومعدل الدوران لـ Vega أصبحا معروفين بشكل أفضل ، فإن هذا سيسمح بمعايرة أداة محسّنة. [73]

وفرة العنصر تحرير

في علم الفلك ، تسمى العناصر ذات الأعداد الذرية الأعلى من الهيليوم "المعادن". تبلغ نسبة المعدن في الغلاف الضوئي لفيغا حوالي 32٪ فقط من وفرة العناصر الثقيلة في الغلاف الجوي للشمس. [ملحوظة 3] (قارن هذا ، على سبيل المثال ، بوفرة معدنية بثلاثة أضعاف في نجم سيريوس المماثل مقارنة بالشمس.) للمقارنة ، تحتوي الشمس على وفرة من العناصر أثقل من الهيليوم بحوالي Zسول = 0.0172 ± 0.002. [74] وبالتالي ، من حيث الوفرة ، يتكون حوالي 0.54٪ فقط من Vega من عناصر أثقل من الهيليوم.

إن المعادن المنخفضة بشكل غير عادي لـ Vega تجعلها نجمة Lambda Boötis ضعيفة. [75] [76] ومع ذلك ، لا يزال سبب وجود مثل هذه النجوم الطيفية الغريبة من الفئة A0-F0 غير واضح. أحد الاحتمالات هو أن الخاصية الكيميائية قد تكون ناتجة عن الانتشار أو فقدان الكتلة ، على الرغم من أن النماذج النجمية تُظهر أن هذا يحدث عادة فقط بالقرب من نهاية عمر احتراق الهيدروجين للنجم. والاحتمال الآخر هو أن النجم قد تشكل من وسط بين نجمي من الغاز والغبار كان فقيرًا بالمعادن بشكل غير عادي. [77]

نسبة الهيليوم إلى الهيدروجين المرصودة في Vega هي 0.030 ± 0.005 ، وهي أقل بنسبة 40٪ من الشمس. قد يكون هذا بسبب اختفاء منطقة حمل الهيليوم بالقرب من السطح. يتم إجراء نقل الطاقة بدلاً من ذلك عن طريق العملية الإشعاعية ، والتي قد تسبب شذوذًا في الوفرة من خلال الانتشار. [78]

تحرير الحركية

السرعة الشعاعية لـ Vega هي أحد مكونات حركة هذا النجم على طول خط الرؤية إلى الأرض. ستؤدي الحركة بعيدًا عن الأرض إلى تحول الضوء من Vega إلى تردد أقل (باتجاه الأحمر) ، أو إلى تردد أعلى (باتجاه اللون الأزرق) إذا كانت الحركة باتجاه الأرض. وهكذا يمكن قياس السرعة من مقدار انزياح طيف النجم. تعطي القياسات الدقيقة لهذا التحول الأزرق قيمة 13.9 ± 0.9 كم / ثانية. [9] تشير علامة الطرح إلى حركة نسبية تجاه الأرض.

تتسبب الحركة المستعرضة لخط البصر في تغيير موضع Vega فيما يتعلق بالنجوم الخلفية البعيدة. يسمح القياس الدقيق لموضع النجم بحساب هذه الحركة الزاوية ، المعروفة باسم الحركة المناسبة. الحركة الصحيحة لفيغا هي 202.03 ± 0.63 مللي ثانية قوسية (ماس) في السنة في الصعود الأيمن - المكافئ السماوي لخط الطول - و 287.47 ± 0.54 mas / y في الانحراف ، وهو ما يعادل التغير في خط العرض. صافي الحركة المناسبة لـ Vega هو 327.78 mas / y ، [79] مما ينتج عنه حركة زاوية بمقدار درجة كل 11000 سنة.

في نظام الإحداثيات المجرة ، تكون مكونات السرعة الفضائية لـ Vega (U ، V ، W) = (16.1 ± 0.3 ، −6.3 ± 0.8 ، −7.7 ± 0.3) كم / ثانية ، لسرعة فضاء صافية تبلغ 19 كم / س . [80] المكون الشعاعي لهذه السرعة - في اتجاه الشمس - هو 13.9 km / s ، بينما السرعة المستعرضة 9.9 km / s. على الرغم من أن فيجا في الوقت الحالي هو فقط خامس ألمع نجم في سماء الليل ، فإن النجم يضيء ببطء لأن الحركة المناسبة تجعله يقترب من الشمس. [81] سوف تقوم Vega بأقرب نهج لها خلال 264000 سنة تقريبًا على مسافة الحضيض 13.2 لي (4.04 قطعة). [82]

بناءً على الخصائص الحركية لهذا النجم ، يبدو أنه ينتمي إلى رابطة نجمية تسمى Castor Moving Group. ومع ذلك ، قد يكون Vega أقدم بكثير من هذه المجموعة ، لذلك تظل العضوية غير مؤكدة. [11] تحتوي هذه المجموعة على حوالي 16 نجمة ، بما في ذلك Alpha Librae و Alpha Cephei و Castor و Fomalhaut و Vega. يتحرك جميع أعضاء المجموعة في نفس الاتجاه تقريبًا بسرعات فضائية مماثلة. تشير العضوية في مجموعة متحركة إلى أصل مشترك لهذه النجوم في كتلة مفتوحة أصبحت منذ ذلك الحين غير مرتبطة بالجاذبية. [83] العمر التقديري لهذه المجموعة المتحركة هو 200 ± 100 مليون سنة ، ومتوسط ​​سرعة الفضاء لديهم 16.5 كم / ثانية. [الملاحظة 4] [80]

نظام الكواكب فيغا [24]
رفيق
(بالترتيب من نجمة)
كتلة نصف المحور الرئيسي
(أستراليا)
المداري
(أيام)
غرابة ميل نصف القطر
ب (غير مؤكد) ≥21.9 ± 5.1 م 0.045 55 ± 0.000 53 2.429 77 ± 0.000 16 0.25 ± 0.15
قرص الحطام 86-815 الاتحاد الأفريقي 6.2?°

تحرير فائض الأشعة تحت الحمراء

كانت إحدى النتائج المبكرة من ساتل علم الفلك بالأشعة تحت الحمراء (IRAS) هي اكتشاف التدفق الزائد للأشعة تحت الحمراء القادم من Vega ، بما يتجاوز ما يمكن توقعه من النجم وحده. تم قياس هذا الفائض بأطوال موجية 25 و 60 و 100 ميكرومتر ، وجاء من داخل نصف قطر زاوي من 10 ثوانٍ قوسية (10 ″) متمركزة على النجم. على مسافة قياس فيغا ، يتوافق هذا مع نصف قطر فعلي قدره 80 وحدة فلكية (AU) ، حيث الاتحاد الأفريقي هو متوسط ​​نصف قطر مدار الأرض حول الشمس. تم اقتراح أن هذا الإشعاع جاء من مجال من الجسيمات التي تدور حول أبعادها بترتيب المليمتر ، حيث سيتم في النهاية إزالة أي شيء أصغر من النظام بضغط الإشعاع أو سحبه إلى النجم عن طريق سحب Poynting – Robertson. [84] هذا الأخير هو نتيجة الضغط الإشعاعي الذي يخلق قوة فعالة تعارض الحركة المدارية لجسيم الغبار ، مما يتسبب في دورانه نحو الداخل. يكون هذا التأثير أكثر وضوحًا بالنسبة للجسيمات الصغيرة الأقرب إلى النجم. [85]

أظهرت القياسات اللاحقة لـ Vega عند 193 ميكرومتر تدفقًا أقل من المتوقع للجسيمات المفترضة ، مما يشير إلى أنها يجب أن تكون في حدود 100 ميكرومتر أو أقل. للحفاظ على هذه الكمية من الغبار في مدار حول فيجا ، ستكون هناك حاجة إلى مصدر مستمر للتجديد. كانت الآلية المقترحة للحفاظ على الغبار عبارة عن قرص من الأجسام المدمجة التي كانت في طور الانهيار لتشكيل كوكب. [84] تشير النماذج المجهزة لتوزيع الغبار حول Vega إلى أنه عبارة عن قرص دائري نصف قطره 120 وحدة فلكية يُنظر إليه من قطب تقريبًا. بالإضافة إلى ذلك ، يوجد ثقب في وسط القرص بنصف قطر لا يقل عن 80 AU. [86]

بعد اكتشاف الأشعة تحت الحمراء الزائدة حول فيجا ، تم العثور على نجوم أخرى تظهر شذوذًا مشابهًا يُعزى إلى انبعاث الغبار. اعتبارًا من عام 2002 ، تم العثور على حوالي 400 من هذه النجوم ، وقد أطلق عليها اسم "Vega-like" أو "Vega-extra" النجوم. يُعتقد أن هذه قد توفر أدلة على أصل النظام الشمسي. [23]

تحرير أقراص الحطام

بحلول عام 2005 ، أنتج تلسكوب سبيتزر الفضائي صورًا عالية الدقة بالأشعة تحت الحمراء للغبار حول فيجا. تبين أنه يمتد إلى 43 ″ (330 AU) بطول موجة يبلغ 24 ميكرومتر ، 70 (543 AU) عند 70 ميكرومتر و 105 (815 AU) عند 160 ميكرومتر. تم العثور على هذه الأقراص الأوسع نطاقًا لتكون دائرية وخالية من التكتلات ، ويتراوح حجم جزيئات الغبار فيها من 1 إلى 50 ميكرومتر. الكتلة الإجمالية المقدرة لهذا الغبار هي 3 × 10 - 3 أضعاف كتلة الأرض (حوالي 7.5 مرة كتلة حزام الكويكبات). سيتطلب إنتاج الغبار اصطدامًا بين الكويكبات في مجموعة مناظرة لحزام كايبر حول الشمس. وبالتالي ، يُرجح أن يكون الغبار ناتجًا عن قرص حطام حول فيجا ، وليس من قرص كوكبي أولي كما كان يعتقد سابقًا. [22]

تم تقدير الحدود الداخلية لقرص الحطام بـ 11 ″ ± 2 ″ ، أو 70-100 AU. يتم إنتاج قرص الغبار عندما يدفع ضغط الإشعاع الصادر عن Vega الحطام الناتج عن اصطدام الأجسام الأكبر حجمًا إلى الخارج. ومع ذلك ، فإن الإنتاج المستمر لكمية الغبار التي لوحظت على مدار حياة فيجا تتطلب كتلة انطلاق هائلة - تقدر بمئات أضعاف كتلة كوكب المشتري. ومن ثم فمن الأرجح أنه قد نتج عن تفكك حديث نسبيًا لمذنب أو كويكب متوسط ​​الحجم (أو أكبر) ، والذي تم تجزؤه بعد ذلك نتيجة التصادم بين المكونات الأصغر والأجسام الأخرى. سيكون هذا القرص المليء بالغبار صغيرًا نسبيًا وفقًا للمقياس الزمني لعمر النجم ، وسيُزال في النهاية ما لم توفر أحداث الاصطدام الأخرى المزيد من الغبار. [22]

الملاحظات ، أولاً باستخدام مقياس التداخل في اختبار Palomar بواسطة David Ciardi و Gerard van Belle في عام 2001 [87] ثم تم تأكيدها لاحقًا باستخدام مصفوفة CHARA في جبل. ويلسون في عام 2006 ومجموعة التلسكوب البصري بالأشعة تحت الحمراء في جبل. كشف هوبكنز في عام 2011 ، [88] دليلًا على وجود رباط غبار داخلي حول فيجا. نشأ هذا الغبار الخارجي داخل 8 وحدات فلكية من النجم ، وقد يكون دليلاً على اضطرابات ديناميكية داخل النظام. [89] قد يكون سبب ذلك قصف مكثف للمذنبات أو الشهب ، وقد يكون دليلاً على وجود نظام كوكبي. [90]

تحرير الكواكب الممكنة

كشفت الملاحظات من تلسكوب جيمس كليرك ماكسويل في عام 1997 عن "منطقة مركزية متطاولة لامعة" بلغت ذروتها عند 9 (70 AU) إلى الشمال الشرقي من Vega. تم افتراض هذا على أنه إما اضطراب في قرص الغبار من قبل كوكب أو كائن يدور حوله الغبار. ومع ذلك ، فقد استبعدت الصور بواسطة تلسكوب Keck وجود رفيق يصل إلى حجم 16 ، وهو ما يتوافق مع جسم تزيد كتلته عن 12 ضعف كتلة المشتري. [91] اقترح علماء الفلك في مركز علم الفلك المشترك في هاواي وجامعة كاليفورنيا في لوس أنجلوس أن الصورة قد تشير إلى نظام كوكبي لا يزال قيد التكوين. [92]

لم يكن تحديد طبيعة الكوكب أمرًا سهلاً ، حيث افترضت ورقة بحثية صدرت عام 2002 أن التكتلات ناتجة عن كوكب تقارب كتلة كوكب المشتري في مدار غريب الأطوار. سوف يتجمع الغبار في مدارات لها صدى متوسط ​​الحركة مع هذا الكوكب - حيث تشكل فتراتها المدارية كسورًا صحيحة مع فترة الكوكب - مما ينتج عنه التكتل الناتج. [93]

في عام 2003 ، تم الافتراض أن هذه الكتل يمكن أن تكون ناتجة عن كوكب تقارب كتلة نبتون قد هاجر من 40 إلى 65 وحدة فلكية على مدار 56 مليون سنة ، [94] وهو مدار كبير بما يكفي للسماح بتكوين كواكب صخرية أصغر أقرب إلى فيجا. من المحتمل أن تتطلب هجرة هذا الكوكب تفاعلًا جاذبيًا مع كوكب آخر أعلى كتلة في مدار أصغر. [95]

باستخدام فقرة على تلسكوب سوبارو في هاواي عام 2005 ، تمكن علماء الفلك من تقييد حجم كوكب يدور حول فيغا بحيث لا تزيد كتلته عن 5-10 أضعاف كتلة كوكب المشتري. [96] تمت إعادة النظر في مسألة التكتلات المحتملة في قرص الحطام في عام 2007 باستخدام أجهزة أحدث وأكثر حساسية على مقياس التداخل Plateau de Bure. أظهرت الملاحظات أن حلقة الحطام ناعمة ومتناسقة. لم يتم العثور على أي دليل على النقط التي تم الإبلاغ عنها سابقًا ، مما يلقي بظلال من الشك على الكوكب العملاق المفترض. [97] تم تأكيد الهيكل الأملس في ملاحظات المتابعة بواسطة Hughes et al. (2012) [98] وتلسكوب هيرشل الفضائي. [99]

على الرغم من أنه لا يزال يتعين رصد كوكب حول فيجا بشكل مباشر ، إلا أنه لا يمكن استبعاد وجود نظام كوكبي. وبالتالي يمكن أن تكون هناك كواكب أرضية أصغر تدور بالقرب من النجم. من المرجح أن يكون ميل مدارات الكواكب حول فيجا متوافقا بشكل وثيق مع المستوى الاستوائي لهذا النجم. [100]

من منظور مراقب على كوكب افتراضي حول فيجا ، ستظهر الشمس كنجم خافت قوته 4.3 درجة في كوكبة كولومبا. [الملاحظة 5]

في عام 2021 ، اكتشفت ورقة بحثية تحلل 10 سنوات من أطياف فيغا إشارة مرشحة مدتها 2.43 يومًا حول فيجا ، يقدر إحصائيًا أن لديها فرصة بنسبة 1 ٪ فقط لتكون إيجابية كاذبة. [24] بالنظر إلى اتساع الإشارة ، قدر المؤلفون الحد الأدنى للكتلة بـ 21.9 ± 5.1 من كتلة الأرض ، ولكن بالنظر إلى الدوران المائل جدًا لفيغا نفسه البالغ 6.2 درجة فقط من منظور الأرض ، فقد يكون الكوكب محاذيًا لهذا المستوى أيضًا ، مما يعطيها كتلة فعلية تبلغ 203 ± 47 كتلة أرضية. [24] اكتشف الباحثون أيضًا حالة إغماء 196.4 +1.6
إشارة 1.9 يومًا يمكن أن تترجم إلى كتلة أرضية 80 ± 21 (740 ± 190 عند ميل 6.2 درجة) ولكنها باهتة جدًا بحيث لا يمكن اعتبارها إشارة حقيقية مع البيانات المتاحة. [24]

يعتقد أن الاسم مشتق من المصطلح العربي النسر الواكي النسر الواقع التي ظهرت في فهرس نجوم "العشصي الموكت" وترجمت إلى اللاتينية باسم Vultur Cadens، "النسر الساقط / النسر". [101] [note 6] تم تمثيل الكوكبة على شكل نسر في مصر القديمة ، [102] وكنسر أو نسر في الهند القديمة. [103] [104] ظهر الاسم العربي بعد ذلك في العالم الغربي في جداول ألفونسين ، [105] والتي تم وضعها بين 1215 و 1270 بأمر من ألفونسو العاشر. [106] استخدم الإسطرلاب في العصور الوسطى في إنجلترا وأوروبا الغربية الأسماء Wega و Alvaca ، وصوروها و Altair كطيور. [107]

بين شعب بولينيزيا الشمالي ، عُرف فيجا باسم ما إذا كان س تي تاونجم العام. لفترة من التاريخ ، كانت بداية العام الجديد عندما تكون الأرض جاهزة للزراعة. في النهاية تم الإشارة إلى هذه الوظيفة من قبل الثريا. [108]

أطلق الآشوريون على نجم القطب دايان نفسه ، "قاضي السماء" ، بينما في الأكادية أطلق عليه اسم تير آنا ، "حياة الجنة". في علم الفلك البابلي ، ربما كان فيغا أحد النجوم المسماة Dilgan ، "رسول النور". بالنسبة إلى الإغريق القدماء ، تشكلت كوكبة ليرا من قيثارة أورفيوس ، وكان فيغا مقبضها. [15] بالنسبة للإمبراطورية الرومانية ، استندت بداية الخريف إلى الساعة التي يقع فيها فيغا أسفل الأفق. [14]

في الصينية 織女 (تشو نو)، المعنى فتاة النسيج (asterism)، يشير إلى علامة نجمية تتكون من Vega و Lyrae و ζ 1 Lyrae. [109] وبالتالي فإن الاسم الصيني لفيغا هو 織女 一 (تشو نو يو، الإنجليزية: النجمة الأولى لفتاة النسيج) [110] في الأساطير الصينية ، هناك قصة حب لـ Qixi (七夕) يفصل فيها Niulang (牛郎 ، Altair) وطفليه (β Aquilae و γ Aquilae) عن والدتهما Zhinü (織女 ، أشعلت "فتاة weaver" ، Vega) التي تقع على الجانب الآخر من النهر ، درب التبانة. [111] ومع ذلك ، في يوم واحد في السنة في اليوم السابع من الشهر السابع من التقويم القمري الصيني ، يصنع طائر العقعق جسرًا بحيث يمكن أن يجتمع Niulang و Zhinü معًا مرة أخرى في لقاء قصير. مهرجان تاناباتا الياباني ، والذي يُعرف فيه فيجا باسم أوريهيمي (織 姫) ، يستند أيضًا إلى هذه الأسطورة. [112]

في الزرادشتية ، ارتبط فيجا أحيانًا بـ Vanant ، وهو إله ثانوي يعني اسمه "الفاتح". [113]

أطلق عليها سكان Boorong الأصليون في شمال غرب فيكتوريا اسمها نيلوان، [114] "قرض الطيران". [115]

في Srimad Bhagavatam ، أخبر شري كريشنا أرجونا ، أنه من بين Nakshatras هو Abhijit ، مما يشير إلى ميمونة Nakshatra. [116]

اعتبر المنجمون في العصور الوسطى فيجا كأحد النجوم الباهينية [117] وربطوه بالكريسوليت ولذيذ الشتاء. أدرجت كورنيليوس أغريبا علامتها الكابالية تحتها Vultur cadens، وهي ترجمة لاتينية حرفية للاسم العربي. [118] أدرجت مخططات النجوم في العصور الوسطى أيضًا الأسماء البديلة واغي وفاجية وفيكا لهذا النجم. [30]

هل. افتتحت قصيدة أودن عام 1933 بعنوان "ليلة صيفية (لجيفري هويلاند)" [119] بشكل مشهور مع المقطع المزدوج ، "في الخارج على العشب أستلقي على السرير ، / فيغا واضح فوق الرأس"

أصبحت فيجا أول نجمة تحمل اسم سيارة باسمها مع خط سيارات Facel Vega الفرنسي من عام 1954 فصاعدًا ، وفي وقت لاحق ، في أمريكا ، أطلقت شيفروليه سيارة فيجا في عام 1971. [120] السيارات الأخرى التي سميت باسم فيجا تشمل فيجا ESA's Vega نظام الإطلاق [121] وطائرة لوكهيد فيجا. [122]

  1. ^ درجة الحرارة القطبية أعلى بحوالي 2000 كلفن منها عند خط الاستواء بسبب الدوران السريع لفيغا
  2. ^ من كوكس ، آرثر ن. ، أد. (1999). صفات ألين الفيزيائية الفلكية (الطبعة الرابعة). نيويورك: Springer-Verlag. ص. 382. ISBN 978-0-387-98746-0. : مبول = −2.5 سجل إل/ ل + 4.74 أين مبول هو مقدار البوليمتر ، إل هو لمعان النجم ، و L. هو اللمعان الشمسي. أ مبول تباين ± 0.03 يعطي مبول2مبول1 = 0.03 = 2.5 سجل إل1/إل2 ل إل1/إل2 = 10 0.03 / 2.5 1.028 ، أو ± 2.8٪ اختلاف لمعان.
  3. ^ بالنسبة لمعدنية −0.5 ، يتم إعطاء نسبة المعادن بالنسبة للشمس بمقدار 10 - 0.5 = 0.316 < displaystyle 10 ^ <- 0.5> = 0.316>. يرى:
  4. ماتيوتشي ، فرانشيسكا (2001). التطور الكيميائي للمجرة. مكتبة الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء. 253. Springer Science & amp Business Media. ص. 7. ISBN 978-0792365525.
  5. ^ مكونات سرعة الفضاء في نظام إحداثيات المجرة هي: U = −10.7 ± 3.5 ، V = −8.0 ± 2.4 ، W = −9.7 ± 3.0 كم / ثانية. UVW هو نظام إحداثيات ديكارتي ، لذلك تنطبق صيغة المسافة الإقليدية. ومن ثم ، فإن السرعة الصافية هي v sp = 10.7 2 + 8.0 2 + 9.7 2 = 16.5 km / s. > = < sqrt <10.7 ^ <2> + 8.0 ^ <2> + 9.7 ^ <2> >> = 16.5
  1. ^
  2. "فيجا". قاموس أوكسفورد الإنكليزية (محرر عبر الإنترنت). مطبعة جامعة أكسفورد. (يلزم الاشتراك أو عضوية المؤسسة المشاركة.)
  3. ^ أب
  4. "فيجا". قاموس ميريام وبستر.
  5. ^
  6. كونيتسش ، بول سمارت ، تيم (2006). معجم أسماء النجوم الحديثة: دليل قصير لأسماء 254 نجمة واشتقاقاتها (الطبعة الثانية). كامبريدج ، ماساتشوستس: Sky Pub. ردمك 978-1-931559-44-7.
  7. ^ أبجدهF
  8. فان ليوين ، ف. (نوفمبر 2007). "المصادقة على تخفيض Hipparcos الجديد". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 474 (2): 653-664. arXiv: 0708.1752. بيب كود: 2007A & ampA. 474. 653 فولت. دوى: 10.1051 / 0004-6361: 20078357. S2CID18759600.
  9. ^
  10. Bohlin، R.C Gilliland، R. L. (2004). "تلسكوب هابل الفضائي قياس الطيف الضوئي المطلق لفيغا من الأشعة فوق البنفسجية البعيدة إلى الأشعة تحت الحمراء". المجلة الفلكية. 127 (6): 3508–3515. بيب كود: 2004AJ. 127.3508 ب. دوى: 10.1086 / 420715.
  11. ^ أب
  12. ساموس ، إن.ن. دورليفيتش ، أو.في وآخرون. (2009). "كتالوج بيانات VizieR على الإنترنت: الكتالوج العام للنجوم المتغيرة (Samus + 2007-2013)". كتالوج البيانات على الإنترنت VizieR: B / GCVS. نُشرت أصلاً في: 2009yCat. 102025S. 1: 02025. بيب كود: 2009 yCat. 102025S.
  13. ^
  14. جراي ، آر أو كوربالي ، سي جيه جاريسون ، آر إف ماكفادين ، إم تي روبنسون ، بي إي (2003). "المساهمات في مشروع النجوم القريبة (NStars): التحليل الطيفي للنجوم قبل M0 في غضون 40 فرسًا فلكيًا: العينة الشمالية I". المجلة الفلكية. 126 (4): 2048. arXiv: astro-ph / 0308182. بيب كود: 2003AJ. 126.2048 م. دوى: 10.1086 / 378365. S2CID119417105.
  15. ^ أب
  16. دوكاتي ، جي آر (2002). "كتالوج بيانات VizieR على الإنترنت: كتالوج القياس الضوئي النجمي في نظام جونسون المكون من 11 لونًا". مجموعة CDS / ADC من الفهارس الإلكترونية. 2237. بيب كود: 2002 yCat.2237. 0 د.
  17. ^ أب
  18. إيفانز ، دي إس (20-24 يونيو ، 1966). "مراجعة الكتالوج العام للسرعات الشعاعية". وقائع من ندوة IAU رقم. 30. تحديد السرعات الشعاعية وتطبيقاتها. 30. لندن، إنجلترا. ص. 57. بيب كود: 1967IAUS. 30. 57 هـ.
  19. ^
  20. جاتوود ، جورج (2008). "الدراسات الفلكية لألدبران ، أركتوروس ، فيجا ، الهايدز ، ومناطق أخرى". المجلة الفلكية. 136 (1): 452-460. بيب كود: 2008AJ. 136.452G. دوى: 10.1088 / 0004-6256 / 136/1/452.
  21. ^ أبجدهFزحأنايكل
  22. يون وجينمي وآخرون. (يناير 2010). "نظرة جديدة لتكوين فيجا والكتلة والعمر". مجلة الفيزياء الفلكية. 708 (1): 71-79. بيب كود: 2010 ApJ. 708. 71Y. دوى: 10.1088 / 0004-637X / 708/1/71.
  23. ^ أبجد
  24. Aufdenberg ، جي بي وآخرون. (2006). "النتائج الأولى من مصفوفة CHARA: 7. قياسات التداخل ذات الخط الأساسي الطويل لـ Vega المتسقة مع القطب المنطلق ، النجم الذي يدور بسرعة؟". مجلة الفيزياء الفلكية. 645 (1): 664-675. arXiv: أسترو فتاه / 0603327. بيب كود: 2006 ApJ. 645. 664 أ. دوى: 10.1086 / 504149. S2CID13501650.
  25. ^ أبج
  26. كينمان ، ت. وآخرون. (2002). "تصميم تيإف للنجوم من النوع A الفقير بالمعادن باستخدام مقادير V و 2MASS J و H و K ". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 391 (3): 1039-1052. بيب كود: 2002 A & ampA. 391.1039 ك. دوى: 10.1051 / 0004-6361: 20020806.
  27. ^ أبجده
  28. ألين وريتشارد هينكلي (1963). أسماء النجوم: علمهم ومعناهم . منشورات ساعي دوفر. ردمك 978-0-486-21079-7.
  29. ^ أب
  30. كيندال ، إي أوتيس (1845). Uranography: أو ، وصف للسماء المصممة للأكاديميين والمدارس مصحوبة بأطلس السماء. فيلادلفيا: مطبعة جامعة أكسفورد.
  31. ^
  32. العاملين. "V * alf Lyr - نجمة متغيرة". سيمباد . تم الاسترجاع 2007-10-30. - استخدم خيار "عرض جميع القياسات" لعرض معلمات إضافية.
  33. ^
  34. جاليفر ، أوستن ف وآخرون. (1994). "Vega: نجم ذو قطب سريع الدوران". مجلة الفيزياء الفلكية. 429 (2): L81 – L84. بيب كود: 1994 ApJ. 429 لترًا 81 جرامًا. دوى: 10.1086 / 187418.
  35. ^
  36. "الحساب بواسطة ستيلاريوم إصدار التطبيق 0.10.2 ". تم الاسترجاع 2009-07-28.
  37. ^ أب
  38. بارجر ، م.سوزان وآخرون. (2000) [نشر لأول مرة عام 1991]. The Daguerreotype: تكنولوجيا القرن التاسع عشر والعلوم الحديثة. الصحافة JHU. ص. 88. ISBN 978-0-8018-6458-2.
  39. ^ أب
  40. باركر ، جورج ف. (1887). "على صور هنري دريبر التذكارية للأطياف النجمية". وقائع الجمعية الفلسفية الأمريكية. 24: 166–172.
  41. ^ أب
  42. بيترسون ، دي إم وآخرون. (2006). "Vega نجم يدور بسرعة". طبيعة. 440 (7086): 896-899. arXiv: أسترو فتاه / 0603520. بيب كود: 2006 Natur.440..896P. دوى: 10.1038 / nature04661. بميد16612375. S2CID533664.
  43. ^ أبج
  44. Su، K. Y.L et al. (2005). "The Vega Debris Disk: مفاجأة من سبيتزر". مجلة الفيزياء الفلكية. 628 (1): 487-500. arXiv: أسترو فتاه / 0504086. بيب كود: 2005 ApJ. 628..487S. دوى: 10.1086 / 430819. S2CID18898968.
  45. ^ أب
  46. Song ، Inseok et al. (2002). "M-Type Vega-like Stars". المجلة الفلكية. 124 (1): 514-518. arXiv: أسترو فتاه / 0204255. بيب كود: 2002AJ. 124..514S. دوى: 10.1086 / 341164. S2CID3450920.
  47. ^ أبجده
  48. هيرت ، سبنسر أ.كوين ، صامويل ن.لاثام ، ديفيد دبليو فاندربيرج ، أندرو إسكيردو ، جيلبرت أ.كالكنز ، مايكل ل.بيرليند ، بيري أنجوس ، روث لاثام ، كريستيان أ.زو ، جورج (21 يناير 2021). "عقد من رصد السرعة الشعاعية للفيغا وحدود جديدة على وجود الكواكب". المجلة الفلكية. 161 (4): 157. arXiv: 2101.08801. بيب كود: 2021AJ. 161..157 هـ. دوى: 10.3847 / 1538-3881 / abdec8. S2CID231693198.
  49. ^
  50. جلاسي ، سيريل (2008). الموسوعة الجديدة للإسلام. سلسلة المراجع والمعلومات والموضوعات متعددة التخصصات (الطبعة الثالثة). رومان وأمبير ليتلفيلد. ص. 75. ردمك 978-0-7425-6296-7.
  51. ^
  52. "مجموعة عمل IAU المعنية بأسماء النجوم (WGSN)". الاتحاد الفلكي الدولي. تم الاسترجاع 22 مايو 2016.
  53. ^
  54. "نشرة مجموعة عمل IAU حول أسماء النجوم ، رقم 1" (PDF). IAU القسم C: التعليم والتواصل والتراث (WGSN). يوليو 2016. تم الاسترجاع 28 يوليو 2016.
  55. ^
  56. "كتالوج IAU لأسماء النجوم". IAU القسم C: التعليم والتواصل والتراث (WGSN). 21 أغسطس 2016. تم الاسترجاع 28 يوليو 2016.
  57. ^ أب
  58. باساتشوف ، جاي م. (2000). دليل ميداني للنجوم والكواكب (الطبعة الرابعة). أدلة هوتون ميفلين الميدانية. ردمك 978-0-395-93431-9.
  59. ^ أب
  60. بورنهام ، روبرت جيه آر (1978). كتيب بورنهام السماوي: دليل المراقب للكون خارج النظام الشمسي . 2. منشورات ساعي دوفر. ردمك 978-0-486-23568-4.
  61. ^
  62. تشيكين ، أندرو ل. (1990). بيتي ، ج.ك.بيترسن ، سي سي (محرران). النظام الشمسي الجديد (الطبعة الرابعة). كامبريدج ، إنجلترا: مطبعة جامعة كامبريدج. ردمك 978-0-521-64587-4.
  63. ^
  64. روي ، أرشي إي وآخرون. (2003). علم الفلك: المبادئ والممارسات. اضغط CRC. ردمك 978-0-7503-0917-2.
  65. ^
  66. أبجرين ، آرثر ر. (1998). الليل له ألف عين: دليل بالعين المجردة إلى السماء وعلومها وتقاليدها. كتب أساسية. بيب كود: 1998 nhte.book. الولايات المتحدة ISBN 978-0-306-45790-6.
  67. ^
  68. هولدن ، إدوارد س وآخرون. (1890). "صور فينوس وعطارد وألفا ليرو في وضح النهار". منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ. 2 (10): 249-250. بيب كود: 1890 PASP. 2/249 هـ. دوى: 10.1086 / 120156.
  69. ^
  70. "التحليل الطيفي وولادة الفيزياء الفلكية". أدوات علم الكونيات. المعهد الأمريكي للفيزياء. تم الاسترجاع 2007-11-15.
  71. ^
  72. هنتشل ، كلاوس (2002). رسم خرائط الطيف: تقنيات التمثيل المرئي في البحث والتدريس. مطبعة جامعة أكسفورد. ردمك 978-0-19-850953-0.
  73. ^
  74. Garrison ، R.F (ديسمبر 1993). "نقاط الارتكاز لنظام MK للتصنيف الطيفي". نشرة الجمعية الفلكية الأمريكية. 25: 1319. بيب كود: 1993AAS. 183.1710G.
  75. ^
  76. بيري ، آرثر (1899). تاريخ قصير لعلم الفلك. نيويورك: أبناء تشارلز سكريبنر. ردمك 978-0-486-20210-5.
  77. ^
  78. ديباربات ، سوزان (1988). "المحاولات الأولى الناجحة لتحديد الاختلافات النجمية في ضوء مراسلات Bessel / Struve". رسم خرائط السماء: التراث الماضي والاتجاهات المستقبلية. سبرينغر. ردمك 978-90-277-2810-4.
  79. ^
  80. مجهول (2007-06-28). "قياسات المنظر الأولى". أستروبروف. تم الاسترجاع 2007-11-12.
  81. ^
  82. بيريمان ، إم إيه سي وآخرون. (1997). "كتالوج هيباركوس". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 323: L49 – L52. بيب كود: 1997 A & ampA. 323 لتر 49 ص.
  83. ^
  84. بيريمان ، مايكل (2010). صنع أعظم خريطة نجوم في التاريخ. عالم الفلكيين. هايدلبرغ: Springer-Verlag. بيب كود: 2010mhgs.book. ص.دوى: 10.1007 / 978-3-642-11602-5. ردمك 978-3-642-11601-8.
  85. ^
  86. غارفينكل ، روبرت أ. (1997). Star-Hopping: تأشيرتك لمشاهدة الكون. صحافة جامعة كامبرج. ردمك 978-0-521-59889-7.
  87. ^
  88. كوكران ، أ.ل. (1981). "قياس الطيف الضوئي بمصفوفة السليكون الضوئي ذاتي المسح الضوئي. II - النجوم القياسية الثانوية". سلسلة ملحق مجلة الفيزياء الفلكية. 45: 83-96. بيب كود: 1981 ApJS. 45. 83 ج. دوى: 10.1086 / 190708.
  89. ^
  90. جونسون ، إتش إل وآخرون. (1953). "القياس الضوئي النجمي الأساسي لمعايير النوع الطيفي في النظام المعدل لأطلس يركيس الطيفي". مجلة الفيزياء الفلكية. 117: 313–352. بيب كود: 1953ApJ. 117/313 ج. دوى: 10.1086 / 145697.
  91. ^
  92. والش ، ج. (2006-03-06). "Alpha Lyrae (HR7001)". النجوم القياسية الضوئية والطيفية فوق البنفسجية. ESO. مؤرشفة من الأصلي في 2007-02-09. تم الاسترجاع 2007-11-15. - التدفق مقابل الطول الموجي لـ Vega.
  93. ^
  94. مكماهون ، ريتشارد ج. (23 نوفمبر 2005). "ملاحظات على فيغا والمقادير" (نص). جامعة كامبريدج . تم الاسترجاع 2007-11-07.
  95. ^ أب
  96. فيرني ، ج.د. (1981). "على تنوع فيغا". منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ. 93 (2): 333 - 337. بيب كود: 1981 PASP. 93. 333F. دوى: 10.1086 / 130834.
  97. ^
  98. Gautschy، A. et al. (1995). "النبضات النجمية عبر مخطط الموارد البشرية: الجزء 1". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية. 33 (1): 75-114. بيب كود: 1995 ARA & ampA..33. 75 جرام. دوى: 10.1146 / annurev.aa.33.090195.000451.
  99. ^
  100. I.A. ، Vasil'yev وآخرون. (1989/03/17). "على تقلب فيغا". اللجنة 27 من IA.U. تم الاسترجاع 2007-10-30.
  101. ^
  102. هايز ، دي إس (24-29 مايو 1984). "التدفقات النجمية المطلقة وتوزيعات الطاقة من 0.32 إلى 4.0 ميكرون". وقائع الندوة معايرة الكميات النجمية الأساسية. معايرة الكميات النجمية الأساسية. 111. ص 225 - 252. بيب كود: 1985IAUS..111..225H.
  103. ^
  104. جراي ، ريمون (2007). "مشاكل فيغا". مستقبل التوحيد القياسي الضوئي والقياسي الطيفي والقطبي ، سلسلة مؤتمرات ASP ، وقائع مؤتمر عقد في الفترة من 8 إلى 11 مايو 2006 في بلانكنبرج ، بلجيكا. 364: 305–. بيب كود: 2007 ASPC..364..305G.
  105. ^
  106. بوتكوفسكايا ، فارفارا (2011). "تقلب فيغا على المدى الطويل". علم الفلك Nachrichten. 332 (9-10): 956-960. بيب كود: 2011 AN. 332..956 ب. دوى: 10.1002 / asna.201111587.
  107. ^ أبج
  108. توبكا ، ك وآخرون. (1979). "الكشف عن الأشعة السينية اللينة من Alpha Lyrae و Eta Bootis مع تلسكوب تصوير بالأشعة السينية". مجلة الفيزياء الفلكية. 229: 661. بيب كود: 1979 ApJ. 229..661T. دوى: 10.1086 / 157000.
  109. ^
  110. هارفي ، بول إي وآخرون. (1984). "على فائض الأشعة تحت الحمراء البعيدة لـ Vega". طبيعة. 307 (5950): 441-442. بيب كود: 1984 Natur.307..441H. دوى: 10.1038 / 307441a0. S2CID4330793.
  111. ^
  112. منجل ، ج. ج وآخرون. (1979). "التطور النجمي من التسلسل الرئيسي لعمر الصفر". سلسلة ملحق مجلة الفيزياء الفلكية. 40: 733-791. بيب كود: 1979 ApJS. 40.733 م. دوى: 10.1086 / 190603. —من الصفحات 769-778: للنجوم في النطاق 1.75 & lt م & lt 2.2، 0.2 & lt Y & lt 0.3 و 0.004 & lt ض & lt 0.01 ، تعطي النماذج النجمية نطاقًا عمريًا (0.43 - 1.64) × 10 9 سنوات بين نجم ينضم إلى التسلسل الرئيسي وينطفئ إلى الفرع العملاق الأحمر. مع كتلة أقرب إلى 2.2 ، فإن العمر المحرف لـ Vega أقل من مليار.
  113. ^
  114. سالاريس وماوريتسيو وآخرون. (2005). تطور النجوم والسكان النجميين . جون وايلي وأولاده. ص. 120. ردمك 978-0-470-09220-0.
  115. ^
  116. براوننج ، ماثيو وآخرون. (2004). "محاكاة الحمل الحراري الأساسي في دوران النجوم من النوع A: الدوران التفاضلي والتجاوز". مجلة الفيزياء الفلكية. 601 (1): 512-529. arXiv: أسترو فتاه / 0310003. بيب كود: 2004 ApJ. 601..512 ب. دوى: 10.1086 / 380198. S2CID16201995.
  117. ^
  118. بادمانابان ، ثانو (2002). الفيزياء الفلكية النظرية. صحافة جامعة كامبرج. ردمك 978-0-521-56241-6.
  119. ^
  120. Oke ، J.B et al. (1970). "التوزيع الطيفي المطلق للطاقة لألفا ليراي". مجلة الفيزياء الفلكية. 161: 1015-1023. بيب كود: 1970 ApJ. 161.1015O. دوى: 10.1086 / 150603.
  121. ^
  122. ريتشموند ، مايكل. "معادلة بولتزمان". معهد روتشستر للتكنولوجيا. تم الاسترجاع 2007-11-15.
  123. ^
  124. كلايتون ، دونالد د. (1983). مبادئ التطور النجمي والتركيب النووي . مطبعة جامعة شيكاغو. ردمك 978-0-226-10953-4.
  125. ^
  126. ميشيلسون ، إي (1981). "الأطياف النجمية القريبة من الأشعة فوق البنفسجية لألفا ليراي وبيتا أوريونيس". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 197: 57-74. بيب كود: 1981 MNRAS.197. 57 م. دوى: 10.1093 / منراس / 197.1.57.
  127. ^
  128. شميت ، جي إتش إم إم (1999). "الاكليل على النجوم الشبيهة بالشمس". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 318: 215-230. بيب كود: 1997 A & ampA. 318..215S.
  129. ^ أب
  130. فايانا ، جي إس (1980). إيه ك.دوبري (محرر). "Stellar Coronae - نظرة عامة على Einstein / CFA Stellar Survey In: النجوم الرائعة والأنظمة النجمية والشمس". تقرير خاص SAO. 389 (389): 195-215. بيب كود: 1980 SAOSR.389..195V.
  131. ^
  132. مونرو ، آر إتش وآخرون. (مايو 1977). "الخصائص الفيزيائية لثقب إكليلي قطبي من 2 إلى 5 أنصاف أقطار شمسية". مجلة الفيزياء الفلكية. 213 (5): 874-86. بيب كود: 1977 ApJ. 213..874 م. دوى: 10.1086 / 155220.
  133. ^
  134. Lignières ، F. et al. (2009). "أول دليل على مجال مغناطيسي في فيغا". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 500 (3): L41-L44. arXiv: 0903.1247. بيب كود: 2009A & ampA. 500 لتر 41 لتر. دوى: 10.1051 / 0004-6361 / 200911996. S2CID6021105.
  135. ^
  136. طاقم العمل (26 يوليو 2009). "المجال المغناطيسي على برايت ستار فيجا". علم يوميا . تم الاسترجاع 2009-07-30.
  137. ^
  138. بوم ، ت وآخرون. (مايو 2015). "اكتشاف نجوم النجوم على Vega. أول اكتشاف طيفي للهياكل السطحية على نجم عادي من النوع A". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 577: 12. arXiv: 1411.7789. بيب كود: 2015A & ampA. 577 أ. 64 ب. دوى: 10.1051 / 0004-6361 / 201425425. S2CID53548120. أ 64.
  139. ^
  140. "NOAO Press Release 06-03: Star Vega تدور بسرعة ذات خط إستواء مظلم بارد".
  141. ^
  142. طاقم العمل (2006-01-10). "نجمة فيجا سريعة الدوران لها خط استواء مظلم بارد". المرصد الوطني لعلم الفلك البصري. تم الاسترجاع 2007-11-18.
  143. ^
  144. أدلمان ، شاول ج. (8-13 يوليو 2004). "الخصائص الفيزيائية للنجوم العادية". نجم اللغز (بي دي إف) . وقائع الاتحاد الفلكي الدولي. 2004. بوبراد ، سلوفاكيا. ص 1 - 11. بيب كود: 2004IAUS..224. 1 أ. دوى: 10.1017 / S1743921304004314. تم الاسترجاع 2007-11-22.
  145. ^
  146. كويرنباخ ، أندرياس (2007). "رؤية سطوح النجوم". علم. 317 (5836): 325-326. دوى: 10.1126 / العلوم .1145599. بميد17641185. S2CID118213499.
  147. ^
  148. أنتيا ، هـ.م وآخرون. (2006). "تحديد وفرة الطاقة الشمسية باستخدام علم الشمس". مجلة الفيزياء الفلكية. 644 (2): 1292-1298. arXiv: أسترو فتاه / 0603001. بيب كود: 2006 ApJ. 644.1292A. دوى: 10.1086 / 503707. S2CID15334093.
  149. ^
  150. رينسون ، ب. وآخرون. (1990). "كتالوج لامبدا بوتيس المرشحين". Bulletin d'Information du Centre de Données Stellaires. 38: 137 - 149. بيب كود: 1990 BICDS..38..137R. —إدخال HD 172167 في الصفحة. 144.
  151. ^
  152. كيو ، هـ.م وآخرون. (2001). "أنماط وفرة سيريوس وفيغا". مجلة الفيزياء الفلكية. 548 (2): 77-115. بيب كود: 2001 ApJ. 548..953Q. دوى: 10.1086 / 319000.
  153. ^
  154. مارتينيز ، بيتر وآخرون. (1998). "نجم لامدا Bootis النابض HD 105759". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 301 (4): 1099 - 1103. بيب كود: 1998 MNRAS.301.1099M. دوى: 10.1046 / j.1365-8711.1998.02070.x.
  155. ^
  156. أدلمان ، شاول ج وآخرون. (1990). "تحليل وفرة عنصري لنجم فيغا الطبيعي السطحي". مجلة الفيزياء الفلكية ، الجزء الأول. 348: 712-717. بيب كود: 1990 ApJ. 348..712A. دوى: 10.1086 / 168279.
  157. ^
  158. ماجوسكي ، ستيفن ر. (2006). "ستيلر موشنز". جامعة فيرجينيا. مؤرشفة من الأصلي في 2012-01-25. تم الاسترجاع 2007-09-27. - يتم إعطاء الحركة الصحيحة الصافية بواسطة: μ = μ δ 2 + μ α 2 ⋅ cos 2 ⁡ δ = 327.78 mas / y mu = < sqrt << mu _ < delta >> ^ <2> + < mu _ < alpha >> ^ <2> cdot cos ^ <2> delta >> = 327.78 < نص> النهاية>> حيث μ α > و μ δ > هي مكونات الحركة المناسبة في R.A. والانحراف على التوالي ، و δ هو الانحراف.
  159. ^ أب
  160. Barrado y Navascues، D. (1998). "مجموعة Castor المتحركة. عصر Fomalhaut و VEGA". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 339: 831-839. arXiv: أسترو فتاه / 9905243. بيب كود: 1998A & ampA. 339..831 ب.
  161. ^
  162. مولتون ، فورست راي (1906). مقدمة في علم الفلك. شركة ماكميلان. ص. 502.
  163. ^
  164. ^ Bailer-Jones ، C.A L. (مارس 2015). "لقاءات قريبة من النوع النجمي". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 575: 13. arXiv: 1412.3648. بيب كود: 2015A & ampA. 575 أ. 35 ب. دوى: 10.1051 / 0004-6361 / 201425221. S2CID59039482. أ 35.
  165. ^
  166. إنجليس ، مايك (2003). دليل المراقب لتطور النجوم: ولادة النجوم وحياتها وموتها. سبرينغر. ردمك 978-1-85233-465-9.
  167. ^ أب
  168. هاربر ، دي إيه وآخرون. (1984). "حول طبيعة المواد المحيطة بـ VEGA". مجلة الفيزياء الفلكية ، الجزء الأول. 285: 808-812. بيب كود: 1984 ApJ. 285/808 هـ. دوى: 10.1086 / 162559.
  169. ^
  170. روبرتسون ، إتش بي (أبريل 1937). "التأثيرات الديناميكية للإشعاع في النظام الشمسي". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 97 (6): 423-438. بيب كود: 1937 MNRAS..97..423R. دوى: 10.1093 / mnras / 97.6.423.003.
  171. ^
  172. دنت ، دبليو آر إف وآخرون. (2000). "نماذج من هياكل الغبار حول نجوم فيجا الزائدة". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 314 (4): 702-712. بيب كود: 2000 MNRAS.314..702D. دوى: 10.1046 / j.1365-8711.2000.03331.x.
  173. ^
  174. Ciardi ، David R. et al. (2001). "على حجم الأشعة تحت الحمراء القريبة من Vega". مجلة الفيزياء الفلكية. 559 (1): 237 - 244. arXiv: أسترو فتاه / 0105561. بيب كود: 2001 ApJ. 559.1147 ج. دوى: 10.1086 / 322345. S2CID15898697.
  175. ^
  176. Defrère ، D. et al. (2011). "الغبار الخارجى الساخن يتحلل حول Vega باستخدام IOTA / IONIC". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 534: A5. arXiv: 1108.3698. بيب كود: 2011A & ampA. 534 أ. 5 د. دوى: 10.1051 / 0004-6361 / 201117017. S2CID8291382.
  177. ^
  178. أبسيل ، أو.آخرون. (2006). "المادة النجمية في نظام Vega الداخلي تم الكشف عنها بواسطة CHARA / FLUOR". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 452 (1): 237 - 244. arXiv: أسترو فتاه / 0604260. بيب كود: 2006A & ampA. 452. 237 أ. دوى: 10.1051 / 0004-6361: 20054522. S2CID2165054.
  179. ^
  180. جيرولت ريم ، ماريون (صيف 2006). "فيجا ستاردست". مجلة CNRS الدولية. تم الاسترجاع 2007-11-19.
  181. ^
  182. هولاند ، واين إس وآخرون. (1998). "صور بمقاس أقل من المليمتر لحطام مترب حول النجوم القريبة". طبيعة. 392 (6678): 788-791. بيب كود: 1998 Natur 392..788H. دوى: 10.1038 / 33874. S2CID4373502.
  183. ^
  184. طاقم العمل (1998-04-21). "يكتشف علماء الفلك أنظمة شمسية جديدة محتملة في حالة تكوّن حول نجمي Vega و Fomalhaut القريبين". مركز علم الفلك المشترك. مؤرشفة من الأصلي في 16 ديسمبر 2008. تم الاسترجاع 2007-10-29.
  185. ^
  186. ويلنر ، د. وآخرون. (2002). "هيكل في الحطام المترب حول فيجا". مجلة الفيزياء الفلكية. 569 (2): L115 – L119. arXiv: أسترو فتاه / 0203264. بيب كود: 2002 ApJ. 569 لترًا. دوى: 10.1086 / 340691. S2CID36818074.
  187. ^
  188. وايت ، م. (2003). "اصطياد الكواكب الرنانة عن طريق هجرة الكوكب: كتل قرص الحطام وتشابه فيجا مع النظام الشمسي". مجلة الفيزياء الفلكية. 598 (2): 1321-1340. arXiv: أسترو فتاه / 0308253. بيب كود: 2003 ApJ. 598.1321 واط. دوى: 10.1086 / 379064. S2CID10755059.
  189. ^
  190. جيلكريست ، إي وآخرون. (2003-12-01). "دليل جديد لنظام كوكبي شبيه بالطاقة الشمسية حول نجم قريب". المرصد الملكي ، ادنبره. تم الاسترجاع 2007-10-30.
  191. ^
  192. إيتوه ، يويتشي وآخرون. (2006). "البحث التاجي عن الكواكب خارج المجموعة الشمسية حول Eri و Vega". مجلة الفيزياء الفلكية. 652 (2): 1729-1733. arXiv: أسترو فتاه / 0608362. بيب كود: 2006 ApJ. 652.1729I. دوى: 10.1086 / 508420. S2CID119542260.
  193. ^
  194. بيتو ، ف. وآخرون. (يوليو 2011). "بحث عالي الحساسية عن الكتل في حزام Vega Kuiper. ملاحظات PdBI جديدة 1.3 مم". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 531: L2. arXiv: 1105.2586. بيب كود: 2011A & ampA. 531 لتر. 2P. دوى: 10.1051 / 0004-6361 / 201116796. S2CID55674804.
  195. ^
  196. هيوز ، أ. ميريديث وآخرون. (2012). "تأكيد الهيكل السلس بشكل أساسي لقرص Vega Debris عند الأطوال الموجية المليمترية". مجلة الفيزياء الفلكية. 750 (1): 82. arXiv: 1203.0318. بيب كود: 2012 ApJ. 750. 82 هـ. دوى: 10.1088 / 0004-637X / 750/1/82. S2CID118553890. 82.
  197. ^
  198. سيبثورب ، ب. وآخرون. (2010). "قرص الحطام فيجا: منظر من هيرشل". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 518: L130. arXiv: 1005.3543. بيب كود: 2010A & ampA. 518 لترًا. دوى: 10.1051 / 0004-6361/201014574. S2CID6461181. L130.
  199. ^
  200. كامبل ، ب. وآخرون. (1985). "حول ميل مدارات الكواكب خارج الشمس". منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ. 97: 180-182. بيب كود: 1985 PASP. 97/180 ج. دوى: 10.1086 / 131516.
  201. ^
  202. كنوبل ، إي ب. (يونيو ١٨٩٥). "العشصي الموكت على كتالوج النجوم في تقويم محمد العشسي الموكت". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 55 (8): 429-438. بيب كود: 1895 MNRAS..55..429K. دوى: 10.1093 / mnras / 55.8.429.003.
  203. ^
  204. ماسي ، جيرالد (2001). مصر القديمة: نور العالم. شركة Adamant Media Corporation. ردمك 978-1-60206-086-9.
  205. ^
  206. أولكوت ، ويليام تايلر (1911). تقاليد النجوم من جميع الأعمار: مجموعة من الأساطير والأساطير والحقائق المتعلقة بأبراج نصف الكرة الشمالي. ج. أبناء بوتنام. بيب كود: 1911slaa.book. O. ISBN 978-0-7873-1096-7.
  207. ^
  208. هولدينج ، ديبوراه (ديسمبر 2005). "ليرا: القيثارة". سكتسكريبت. تم الاسترجاع 2007-11-04.
  209. ^
  210. كونيتسش ، بول (1986). "كتالوج النجوم عادة ما يتم إلحاقه بجداول ألفونسين". مجلة لتاريخ علم الفلك. 17 (49): 89-98. بيب كود: 1986 JHA. 17. 89 ك. دوى: 10.1177 / 002182868601700202. S2CID118597258.
  211. ^
  212. حوتسما ، م. وآخرون. (1987). أول موسوعة للإسلام لـ E.J.Bill ، 1913-1936. سابعا. إي. بريل. ص. 292.
  213. ^
  214. جينجيرش ، أو. (1987). "الإسطرلاب الزومورفي وإدخال أسماء النجوم العربية في أوروبا". حوليات أكاديمية نيويورك للعلوم. 500 (1): 89-104. بيب كود: 1987 NYASA.500. 89 جرام. دوى: 10.1111 / j.1749-6632.1987.tb37197.x. S2CID84102853.
  215. ^
  216. سميث ، س.بيرسي (1919). "الوطن الأم للبولينيزيين - نقاط الاتصال الآرية والبولينيزية". مجلة الجمعية البولينيزية. 28: 18–20.
  217. ^
  218. 陳久 金 (2005). 中國 星座 神話.五 南 圖書 出版 股份有限公司. ردمك 978-986-7332-25-7.
  219. ^
  220. "天文 教育 資訊 網" [AEEA (أنشطة المعرض والتعليم في علم الفلك)] (بالصينية). 2006-07-03. تم الاسترجاع 2019/01/06.
  221. ^
  222. وي ، ليمينغ وآخرون. (2005). المهرجانات الصينية. مطبعة انتركونتيننتال الصينية. ردمك 978-7-5085-0836-8.
  223. ^
  224. كيباكس ، جون روبرت (1919). نداء النجوم: مقدمة شعبية لمعرفة السماء المرصعة بالنجوم من خلال الرومانسية والأسطورة. أبناء جي بي بوتنام.
  225. ^
  226. بويس ، ماري (1996). تاريخ الزرادشتية ، المجلد الأول: الفترة المبكرة. نيويورك: إي جيه بريل. ردمك 978-90-04-08847-4.
  227. ^
  228. هاماتشر ، دوان دبليو وآخرون. (2010). "سجل أسترالي أصلي للثوران العظيم لإيتا كارينا". مجلة التاريخ الفلكي والتراث. 13 (3): 220–34. arXiv: 1010.4610. بيب كود: 2010 JAHH. 13..220 هـ.
  229. ^
  230. ستانبريدج ، وليام إدوارد (1857). "في علم الفلك والأساطير للسكان الأصليين في فيكتوريا". وقائع المعهد الفلسفي في فيكتوريا. 2: 137. بيب كود: 1857PPIVT. 2..137S.
  231. ^
  232. "ŚB 11.16.27". vedabase.io . تم الاسترجاع 2021-03-29.
  233. ^
  234. تايسون ، دونالد وآخرون. (1993). ثلاثة كتب من فلسفة السحر. Llewellyn في جميع أنحاء العالم. ردمك 978-0-87542-832-1.
  235. ^
  236. أغريبا ، هاينريش كورنيليوس (1533). دي أوكولتا فلسفة. ردمك 978-90-04-09421-5.
  237. ^
  238. "دبليو إتش أودن - ليلة صيفية (لجيفري هويلاند)". تم الاسترجاع 2019/01/06.
  239. ^
  240. فرومرت ، هارتموت. "فيغا ، ألفا ليراي". بذور. مؤرشفة من الأصلي في 24 أكتوبر 2007. تم الاسترجاع 2007-11-02.
  241. ^
  242. طاقم العمل (2005-05-20). "مركبات الإطلاق - فيجا". وكالة الفضاء الأوروبية . تم الاسترجاع 2007-11-12.
  243. ^
  244. روممان ، جودي (2003). "لوكهيد فيغا وطياريها". الذكرى المئوية للجنة الطيران الأمريكية. مؤرشفة من الأصلي في 18 أكتوبر 2007. تم الاسترجاع 2007-11-12.
  • مجهول. "فيجا". سولستيشن. شركة سول. تم الاسترجاع 2005-11-09.
  • جيلكريست وإلينور وآخرون. (2003-12-01). "دليل جديد لنظام كوكبي شبيه بالطاقة الشمسية حول نجم قريب". مركز علم الفلك المشترك. مؤرشفة من الأصلي في 23 سبتمبر 2009. تم الاسترجاع 2007-11-10.
  • هيل وجاي يي وآخرون. (2005-01-10). "سبيتزر يرى آثارا متربة بعد اصطدام بحجم بلوتو". ناسا / تلسكوب سبيتزر الفضائي. مؤرشفة من الأصلي في 18 مايو 2007. تم الاسترجاع 2007-11-02.

80 مللي ثانية 7.4٪ 60 مللي ثانية 5.6٪ Scribunto_LuaSandboxCallback :: match 60 مللي ثانية 5.6٪ Scribunto_LuaSandboxCallback :: اعثر على 60 مللي ثانية 5.6٪ تحقق من البيانات 60 مللي ثانية 5.6٪ key_to_lower 40 مللي ثانية 3.7٪ gsub 40 مللي ثانية 3.7٪ init 40 مللي ثانية 3.7٪ [آخرون] 360 مللي ثانية 33.3 النسبة المئوية لعدد كيانات Wikibase التي تم تحميلها: 1/400 ->


التحولات بين مقادير SDSS و UBVRجأناج

كانت هناك العديد من الجهود في حساب معادلات التحويل بين ugriz (أو u'g'r'i'z ') و UBVRجأناج. هنا ، نركز على ستة من أحدث الجهود:

    مهرج آل. (2005) ، الذي اشتق معادلات التحويل للنجوم و z UBVRجأناج التحويلات هي استخدام لونين في كل معادلة ، وهو أمر مفيد بشكل خاص لتحويل u-g.

بيلير وكارالي وتونسل (2005)

ظهرت معادلات التحول هذه في Bilir و Karaali و Tuncel (2005). وهي تستند إلى 195 نجمًا قزمًا لها كل من قياس الضوء ugriz والقياس الضوئي Landolt UBV.

الغرب والوكويكز وهاولي (2005)

ظهرت معادلات التحول هذه في West و Walkowicz و Hawley (2005 ، PASP ، تحت الطبع). وهي تستند إلى القياس الضوئي للنجوم القزمية M و L من SDSS Data Release 3.

رودجرز وآخرون. (2005)

هذه المعادلات مأخوذة من Rodgers et al. (2005، AJ، مقدم). وهي تستند إلى مجموعة من النجوم المتسلسلة الرئيسية من Smith et al. (2002) شبكة النجوم القياسية u'g'r'i'z التي تحتوي أيضًا على Landolt UBVRجأناج قياس الضوء. لاحظ أن هذه المعادلات ، بالمعنى الدقيق للكلمة ، تتحول من UBVRجأناج إلى u'g'r'i'z 'وليس إلى ugriz. ومع ذلك ، فإن التحول من u'g'r'i'z إلى ugriz صغير نوعًا ما. لاحظ أيضًا ، كما هو الحال مع تحويلات Karaali و Bilir و Tuncel (2005) المذكورة أعلاه ، يتم استخدام لونين في معادلات u'-g 'و g'-r' لتحسين النوبات. يعد استخدام لونين في النوبات مفيدًا بشكل خاص لـ u'-g '، والذي يتأثر بشدة بانقطاع Balmer.

لوبتون (2005)

هذه المعادلات التي اشتقها روبرت لوبتون من خلال مطابقة قياس الضوء DR4 مع القياس الضوئي للنجوم الذي نشره بيتر ستيتسون.

إليك استعلام CAS SQL الذي استخدمه روبرت لإجراء تطابق قياس الضوء DR4 مع Stetson:

تقديرات لألوان ugriz في Vega والشمس

بافتراض أن V = + 0.03 و U-B = B-V = V-Rج = صج-أناج = 0.00 ، نجد لنجم A0V Vega ما يلي:

حيث استخدمنا تحويل Bilir و Karaali و Tuncel (2005) لـ g و Rodgers et al. (2005) التحولات (بالإضافة إلى تحويلات u'g'r'i'z'-to-ugriz) للألوان u-g و g-r و r-i و i-z. أشرطة الخطأ بين الأقواس هي تقديرات تقريبية للأخطاء النظامية بناءً على القيم المختلفة التي تنتجها مجموعات مختلفة من معادلات التحويل.

بافتراض M (V) = + 4.82 ، U-B = + 0.195 ، B-V = + 0.650 ، V-Rج= + 0.36 و R.ج-أناج= + 0.32 نجد للشمس ما يلي:

حيث ، مرة أخرى ، استخدمنا تحويل Bilir و Karaali و Tuncel (2005) لـ g و Rodgers et al. (2005) التحولات (بالإضافة إلى تحويلات u'g'r'i'z'-to-ugriz) للألوان u-g و g-r و r-i و i-z. كما هو مذكور أعلاه ، فإن أشرطة الخطأ بين الأقواس هي تقديرات تقريبية للأخطاء النظامية بناءً على القيم المختلفة التي تنتجها مجموعات مختلفة من معادلات التحويل.


نظرة عامة على المعايرة الضوئية في SDSS

المعايرة الضوئية لبيانات تصوير SDSS هي عملية متعددة الخطوات ، نظرًا لحقيقة أن الصور من التلسكوب 2.5 متر مشبعة عند r = 14 تقريبًا ، أضعف من معايير القياس الطيفي النموذجية ، جنبًا إلى جنب مع حقيقة أن كفاءة المراقبة ستكون إلى حد كبير تتأثر إذا احتاج 2.5 متر إلى مقاطعة المسح الروتيني من أجل مراقبة حقول المعايرة المنفصلة.

تضمنت الخطوة الأولى إنشاء شبكة نجوم معيارية أساسية تتكون من 158 نجمًا موزعة حول السماء الشمالية. تم اختيار هذه النجوم من مجموعة متنوعة من المصادر وتمتد على نطاق في اللون والكتلة الهوائية والصعود الأيمن. تمت ملاحظتها مرارًا وتكرارًا على مدار عامين باستخدام تلسكوب المرصد البحري الأمريكي 40 بوصة الموجود في فلاغستاف ، أريزونا. ترتبط هذه الملاحظات بنظام التدفق المطلق بواسطة النجم القزم الفردي F0 BD + 17_4708 ، الذي تم أخذ تدفقاته المطلقة في مرشحات SDSS من Fukugita et al. 1996 كما ذكرنا سابقًا ، يُطلق على نظام القياس الضوئي الذي تحدده هذه النجوم نظام u'g'r'i'z. يمكنك إلقاء نظرة على الجدول الذي يحتوي على مقادير المعايرة لهذه النجوم القياسية.

معظم هذه المعايير الأولية لها سطوع في النطاق r = 8 - 13 ، وستشبع كاميرا التصوير التي يبلغ قطرها 2.5 مترًا في العمليات العادية. لذلك ، تم وضع مجموعة من 1520 41.5x41.5 من حقول النقل arcmin 2 ، تسمى التصحيحات الثانوية ، في جميع أنحاء منطقة المسح. يتم ملاحظة هذه التصحيحات الثانوية مع PT. يتم ضبط حجمها بواسطة مجال رؤية كاميرا PT. يتم تجميع هذه التصحيحات الثانوية في مجموعات من أربعة. تمتد كل مجموعة على المجموعة الكاملة المكونة من 12 خط مسح لشريط مسح على طول عرض الشريط ، ويتم تباعد المجموعات على طول الشريط بفواصل زمنية تبلغ 15 درجة تقريبًا. تم ملاحظة التصحيحات بواسطة PT بالتوازي مع ملاحظات المعايير الأولية ومعالجتها باستخدام خط أنابيب تلسكوب المراقبة (mtpipe). تتم معايرة البقع أولاً إلى نظام USNO 40-in u'g'g'r'i'z ، ثم يتم تحويلها إلى نظام 2.5m ugriz معايرة أولية لنظام u'g'r'i'z والتحويل لنظام ugriz يحدث داخل mtpipe. ثم تُستخدم رقع ugriz المعايرة لمعايرة بيانات التصوير التي يبلغ قطرها 2.5 مترًا عبر خط أنابيب المعايرة النهائية (nfcalib).

لدى PT وظيفتان رئيسيتان: يقيس انقراض الغلاف الجوي في كل ليلة صافية بناءً على ملاحظات المعايير الأولية في مجموعة متنوعة من الكتل الهوائية ، ويقوم بمعايرة البقع الثانوية من أجل تحديد النقطة الصفرية الضوئية لمسح التصوير 2.5 متر. يجب قياس الانقراض في كل ليلة يتم فيها مسح 2.5 متر ، ولكن يمكن ملاحظة البقع الثانوية المقابلة في أي ليلة قياس ضوئي ، ولا يلزم أن تتزامن مع عمليات مسح الصور التي سيتم معايرتها.

يقوم خط أنابيب تلسكوب المراقبة (mtpipe) ، الذي يسمى لأسباب تاريخية ، بمعالجة بيانات PT. يؤدي ثلاث وظائف أساسية:

  1. إنها تحيز تطرح الصور وتفسدها ، وتنفذ قياس ضوئي للفتحة
  2. يحدد المعايير الأساسية في حقول النجوم القياسية الأولية ويحسب التحول من قياس الضوء للفتحة إلى النظام الأساسي القياسي للنجوم u'g'r'i'z
  3. يطبق المحلول الضوئي على النجوم في حقول الرقعة الثانوية ، مما ينتج عنه مقادير نجمة رقعة معايرة ، ثم يحول هذه المقادير الكبيرة إلى SDSS 2.5 نظام م ugriz.

خط أنابيب المعايرة النهائية

يعمل خط أنابيب المعايرة النهائي (nfcalib) إلى حد كبير مثل mtpipe ، حيث يحسب التحول بين قياس ضوئي psf (أو قياس ضوئي آخر) كما لوحظ بواسطة تلسكوب 2.5 متر ونظام SDSS الضوئي النهائي. يتطابق خط الأنابيب مع النجوم بين عمود كاميرا 2.5 متر من البيانات وتصحيح ثانوي متداخل. تتم معايرة كل عمود كاميرا 2.5 متر من البيانات بشكل فردي. يوجد ترتيب 100 نجمة في كل رقعة باللون المناسب ونطاق الحجم في التداخل.

معادلات التحويل هي شكل مبسط من تلك المستخدمة بواسطة mtpipe. منذ mtpipe يسلم نجوم التصحيح التي تم معايرتها بالفعل لنظام 2.5m ugriz ، فإن معادلات تحويل nfcalib لها الشكل التالي:
معامل التصفية(2.5 م) = ممنقي(تصحيح) + أمنقي + كمنقيX ،
حيث ، لمرشح معين ، معامل التصفية(2.5 م) هو الحجم الآلي للنجم في بيانات 2.5 م [-2.5 لوغاريتمات 10 (التهم / exptime)] ، ممنقي(التصحيح) هو حجم نفس النجم في التصحيح الثانوي PT ، أمنقي هي نقطة الصفر الضوئية ، كمنقي هو معامل الانقراض من الدرجة الأولى ، و X هي الكتلة الهوائية للرصد 2.5 متر. تم أخذ معامل الانقراض من ملاحظات PT في نفس الليلة ، محرفًا خطيًا في الوقت الذي تتوفر فيه قرارات انقراض متعددة. (بشكل عام ، ومع ذلك ، تحسب mtpipe قيمة k واحدة فقطمنقي لكل مرشح في الليلة ، لذلك فإن الاستيفاء الخطي عادة ما يكون غير ضروري.) نقطة صفرية واحدة أمنقي يتم حسابه لكل مرشح من النجوم على جميع الرقع التي تتداخل مع CCD معين في جولة معينة. يتم ترجيح الملاحظات من خلال أخطائها المقدرة ، ويستخدم قص سيجما لرفض القيم المتطرفة. في وقت من الأوقات ، كان يُعتقد أن نقطة الصفر التي تعتمد على الوقت قد تكون ضرورية لمراعاة حقيقة أن الكاميرا 2.5 متر وعدسات المصحح تدور بالنسبة لمرايا التلسكوب والهيكل البصري ، ولكن يبدو الآن أن أي اختلافات في الإنتاجية صغيرة مقارنة للتقلبات المتأصلة في معايرة الرقع نفسها. عادةً ما يكون الخطأ الإحصائي في النقطة الصفرية أقل من 1.35 بالمائة في u و z و 0.9 بالمائة في gri.

تقييم المعايرة الضوئية

مع إصدار البيانات 1 (DR1) ، نلبي الآن بشكل روتيني متطلباتنا من التوحيد الضوئي بنسبة 2٪ في r و g-r و r-i و 3٪ في u-g و i-z (rms).

يعد هذا تحسينًا كبيرًا على التوحيد الضوئي الذي تم تحقيقه في الإصدار المبكر للبيانات (EDR) ، حيث كانت القيم المقابلة حوالي 5 ٪ في r و g-r و r-i و 5 ٪ في u-g و i-z.

يمكن تتبع التحسينات بين المعايرة الضوئية لـ EDR و DR1 في المقام الأول إلى استخدام معادلات قياس ضوئي أكثر قوة وثباتًا بواسطة mtpipe و nfcalib ولإدخال تحسينات على خوارزمية تركيب PSF ومنهجية الحقل المسطح في خط الأنابيب الضوئي (الصورة).

ملحوظة أن هذا التوحيد الضوئي يقاس بناءً على النجوم الساطعة نسبيًا التي ليست أكثر احمرارًا من M0 وبالتالي ، فإن هذه القياسات لا تشمل تأثيرات التسرب الأحمر للنطاق u (انظر التحذيرات أدناه) أو خطأ حجم النموذج.

كيف تنتقل من الأعداد في ملف fpC إلى مقادير ugriz المعايرة؟

أولاً ، لاحظ أن جميع صور SDSS (& quot ؛ الإطارات المصححة & quot ، ملفات fpC * .fit) بها "انحياز ناعم" من 1000 رقم بيانات (DN) مضافة بحيث يمكن تخزينها كأرقام صحيحة بدون إشارة. ثانيًا ، منذ DR1 ، لم يتم طرح السماء من الإطارات المصححة ، ولكن تم تخزينها في الكلمة الرئيسية للرأس sky في وحدات DN. تخزن tsObj * .fit والجداول ذات الصلة وقاعدة بيانات CAS قيم السماء مثل سطوع السطح (maggies / sq. arcsec. ، حيث تقابل maggie 0 مقدارًا / مربعًا قوسيًا).

مقادير آسينه وبوجسون

جميع الأقدار التي تمت معايرتها في الفهارس الضوئية معطاة ليس كمقادير فلكية تقليدية لبوغسون ، ولكن كمقادير غير متوقعة. نوضح كيفية الحصول على كلا النوعين من المقادير من معدلات العد المرصودة من صور SDSS والعكس صحيح.

انظر إلى أسفل لمزيد من تحويل مقادير SDSS إلى تدفقات مادية. لكلا النوعين من الأحجام ، هناك طريقتان للحصول على معلومات النقطة الصفرية للتحويل.

أبطأ قليلاً ، لكنه يعطي المعايرة النهائية ويعمل مع جميع إصدارات البيانات

هنا تحتاج أولاً إلى المعلومات التالية من ملفات tsField:

للحصول على حجم معاير ، تحتاج أولاً إلى تحديد النسبة المصححة للانقراض لمعدل العد المرصود إلى معدل عد النقاط الصفرية:

  • قم بتحويل عدد الأعداد المرصودة إلى معدل تعداد باستخدام وقت التعرض للضوء = 53.907456 ثانية ،
  • التهم الصحيحة لانقراض الغلاف الجوي باستخدام معامل الانقراض kk والكتلة الهوائية ، و
  • اقسم على معدل عد النقاط الصفرية ، والذي يعطى بواسطة f0 = 10 -0.4 * عدد aa / ثانية لكل من مقادير asinh والتقليدية.

ثم احسب إما الحجم التقليدي ("Pogson") أو SDSS asinh من f / f0 :

بوجسون mag = -2.5 * log10 (f / f0)
خطأ (ماج) = 2.5 / ln (10) * خطأ (التهم) / التهم
للحصول على الخطأ في التهم ، راجع الملاحظة الخاصة بأخطاء العد الحسابية أدناه. أسينه mag = - (2.5 / ln (10)) * [asinh ((f / f0) / 2 ب) + ln (b)]
خطأ (ماج) = 2.5 / ln (10) * خطأ (عدد) / exptime * 1 / 2b *
10 0.4 * (aa + kk * airmass) / sqrt (1 + [(f / f0) / 2 ب] 2) ،
أين ب هو تليين المعلمة للفرقة الضوئية المعنية والمذكورة في جدول معاملات b أدناه (للحصول على تفاصيل حول مقادير asinh ، راجع مقالة Lupton و Gunn و Szalay 1999 [AJ 118 ، 1406]).

معلمات التليين asinh (معاملات b)
فرقة ب حجم التدفق الصفري [م (f / f 0 = 0)] م (f / f 0 = 10 ب)
ش 1.4 × 10 -10 24.6322.12
ز 0.9 × 10 -10 25.1122.60
ص 1.2 × 10 -10 24.8022.29
أنا 1.8 × 10 -10 24.3621.85
ض 7.4 × 10 -10 22.8320.32

ملحوظة: تم ضبط قيم معلمة التليين b على 1-sigma تقريبًا من ضوضاء السماء ، وبالتالي فإن القياسات المنخفضة لنسبة الإشارة إلى الضوضاء هي فقط التي تتأثر بالفرق بين مقادير asinh و Pogson. يعطي العمود الأخير مقدار asinh المرتبط بجسم يكون الفرق بين قيمتي f / f 0 = 10 b أقل من 1٪ للكائنات الأكثر سطوعًا من هذا.

يتم إعطاء مقادير asinh التي تمت معايرتها في ملفات tsObj. للحصول على تعدادات من حجم asinh ، تحتاج أولاً إلى حساب f / f0 عن طريق عكس علاقة آسينه أعلاه. يمكنك بعد ذلك تحديد عدد الأعداد من f / f0 باستخدام نقطة الصفر ومعامل الانقراض والكتلة الهوائية ووقت التعرض.

المعادلات أعلاه هي بالضبط بالنسبة لـ DR1 والإصدارات اللاحقة. بالمعنى الدقيق للكلمة ، بالنسبة للقياس الضوئي EDR ، يجب أن تتضمن الأعداد المصححة مصطلح اللون cc * (color-color0) * (X-X0) (راجع المعادلة 15 في القسم 4.5 في ورقة EDR) ، ولكن اتضح أنه بشكل عام ، cc * (color-color0) * (X-X0) ملف tsField ، يمكنك تحديد تدفق نقطة الصفر المصحح

ثم تابع حساب المقدار من f / f0 على النحو الوارد أعلاه.

العلاقة تقريبية فقط لأن معلومات المعايرة النهائية (المقدمة بواسطة nfcalib) غير متوفرة في الوقت الذي يتم فيه إنشاء الإطارات المصححة. نتوقع أن يكون الخطأ هنا (مقارنة بالحجم النهائي المُعاير) بترتيب 0.1 ماج أو نحو ذلك ، كما هو مقدر من بضع حالات اختبار قمنا بتجربتها.

في ملاحظة ذات صلة ، في DR1 يمكن للمرء أيضًا استخدام علاقات مشابهة لما ورد أعلاه لتقدير مستوى السماء بالمقادير لكل ثانية قوسية مربعة (1 بكسل = 0.396 قوس ثانية). إما أن تستخدم الكلمة الأساسية "sky" في ملفات fpC ، أو تذكر أن تطرح أولاً "softbias" (= 1000) من أعداد الخلفية الأولية في ملفات fpC. لاحظ أن مستوى السماء يرد أيضًا في ملفات tsField. تنطبق هذه الملاحظة فقط على DR1 وإصدارات البيانات الأحدث. لاحظ أيضًا أن سطوع السماء المُعاير المُبلغ عنه في قيم tsField قد تم تصحيحه لانقراض الغلاف الجوي.

أخطاء حسابية في التهم (تحويل الأعداد إلى إلكترونات ضوئية)

تقوم ملفات fpC (الإطارات المصححة) و fpObjc (جداول الكائنات مع عدد لكل كائن بدلاً من المقادير) بالإبلاغ عن الأعداد (أو & quotdata أرقام & quot ، DN). ومع ذلك ، فإن عدد الإلكترونات الضوئية هو الذي يتم حسابه بالفعل بواسطة أجهزة كشف CCD ، وبالتالي يخضع لإحصائيات Poisson. يرتبط عدد الإلكترونات الضوئية بعدد التهم من خلال الكسب (وهو حقًا مكسب عكسي):

يتم الإبلاغ عن الكسب في رؤوس ملفات tsField و fpAtlas (وبالتالي أيضًا في جدول الحقول في CAS). تم الإبلاغ أيضًا عن الضوضاء الإجمالية التي يساهم بها التيار المظلم وضوضاء القراءة (بوحدات DN 2) في ملفات tsField في تباين الكلمة الرئيسية dark_variance (وبالمقابل كـ darkVariance في جدول الحقل في CAS) ، وأيضًا كـ dark_var في رأس fpAtlas .

وبالتالي ، يتم إعطاء الخطأ في DN بالتعبير التالي:

حيث التهم هو عدد العناصر التي تعدادها ، والسماء هي عدد السماء مجمعة على نفس المساحة التي يحسبها الكائن، Npix هي المنطقة التي يغطيها الكائن بالبكسل ، والكسب والتباين المظلم و skyErr هما الكسب والتباين المظلم والخطأ في تقدير متوسط ​​مستوى السماء في الرتل ، على التوالي ، من ملف tsField المقابل.


الموضوع: maggies، nanomaggies، janskies، etc

أبيض. ويجب أن تكون نقطة الصفر ثابتة عند قيمة ما ، والتي ستكون عشوائية على أي حال.

& quotAB magnitude & quot و & quotJansky & quot مرتبطة بـ & quotper Hz & quot (كان من الممكن تحديد المقادير على أساس & quotper nm & quot ، لكن أعتقد أن علماء الفلك الراديوي فازوا أو كانوا محظوظين فقط)

إذن ، كيف تم التوصل إلى القيمة 3631؟ أربعة أرقام معنوية لماذا لا يتم تقريب 3630 أو 3600؟

شكرا ngc3314!

Gunn كما في James Gunn ، من الذي رعى (تطوير) كاميرا SDSS طوال تلك السنوات الطويلة؟

& مثللقد أدخلوا بالفعل نظام مقدار AB ، مرتبطًا بالتدفق لكل وحدة تردد (مثل Janskys)& quot: إذن ، هل تم تدريبهم في الأصل على علم الفلك الراديوي ، أو فعلوا دافعهم لـ & quotper Hz & quot (over & quotper m & quot ، ليكونوا عفا عليه الزمن ويستخدمون SI / MKS بدلاً من cgs) يأتي من شيء آخر تمامًا ، مثل عملة تقذف فوق بيرة ، في وقت مبكر من صباح أحد الأيام بعد ليلة صعبة الملاحظة؟ -)

راجع للشغل ، استغرق الأمر جدا القراءة عن كثب (والاستخدام المتعدد للبحث ، الحمد لله أن الورقة يمكن قراءتها بالنص وليست - مثل العديد من الأوراق القديمة - مجرد صورة ممسوحة ضوئيًا) لتجعد معاني & quotAB69& quot، & quotAB77& quot و & quotAB79& مثل! لكنني أعتقد أن الجريدة لم يكن من المفترض أن يقرأها أمثالي أبدًا.


شاهد الفيديو: أسهل طريقه لتحويل العدد من النظام الثنائي الى النظام العشرى أو العكس (شهر اكتوبر 2021).