الفلك

استخدام خطوط الانبعاث لتحديد الانزياح الأحمر لكوازار

استخدام خطوط الانبعاث لتحديد الانزياح الأحمر لكوازار

أحاول طرح هذا السؤال الورقي السابق ولست متأكدًا من كيفية التعامل مع هذا ، فهذا ليس واجبًا منزليًا! :)

يُظهر طيف الكوازار البعيد خطي انبعاث عريضين بأطوال موجية ملحوظة تبلغ 317.7 نانومتر و 404.7 نانومتر. من المرجح أن تكون أقوى الخطوط إما Lyman-α بطول موجة راحة 121.6 نانومتر ، أو CIV بطول موجة راحة يبلغ 154.9 نانومتر أو MgII بطول موجة راحة يبلغ 280.0 نانومتر.

(أ) ما هو الانزياح الأحمر للكوازار؟ يرجى إظهار عملك.

(ب) ما الخطان اللذان تم اكتشافهما؟

(ج) يبلغ عرض الخطين 10 نانومتر و 20 نانومتر على التوالي. إذا قمت بقياس كتلة الثقب الأسود في الكوازار لتكون 10 ^ 9Msun ، فما مدى بعد مناطق الغاز المؤين المسؤولة عن خطوط الانبعاث عن مركز الكوازار؟ يرجى تحديد أي افتراضات تقوم بها للحصول على نتيجتك.

أفترض أنه يجب أن أجد z ليكون نسبة التغير في الطول الموجي إلى الطول الموجي الباقي. ومع ذلك ، فأنا غير متأكد من كيفية تحديد هذه في السؤال.


يجيب ستيف لينتون بشكل صحيح أن نسب الخط يجب أن تكون (تقريبًا) متطابقة ، وبالتالي يحدد الخطين على أنهما ليمان $ alpha $ و C IV ، لكن ليس صحيحًا أن الانزياح الأحمر اللذين تم الحصول عليهما متشابهان بشكل مثير للريبة. في الواقع ، عند إجراء الحساب ، تحصل على (من $ z equiv lambda_ mathrm {obs} / lambda_ mathrm {rest} - 1 $), $$ start {array} {rcl} z _ { mathrm {Ly} alpha} & = & frac {317.7 ، mathrm {nm}} {125.67 ، mathrm {nm}} & simeq & 1.6134 z_ mathrm {C ، IV} & = & frac {404.7 ، mathrm {nm}} {154.9 ، mathrm {nm}} & simeq & 1.6127. نهاية {مجموعة} $$ هذا هو ، ليمان $ alpha $ إنزياح أحمر أكثر بقليل من C IV. غالبًا ما يُرى هذا ، ويرجع ذلك إلى ليمان $ alpha $ يتناثر بشكل رنان على الهيدروجين المحايد الذي يخفي الكوازار / المجرة المضيفة. يكون هذا التأثير أكثر وضوحًا كلما زاد الانزياح نحو الأحمر ، وبمرور الوقت $ z simeq6 $، اختفى الجزء الأزرق من الطيف تمامًا (هذا ما يسمى حوض غون بيترسون).

ربط العروض $ دلتا لامدا $ من خطوط الحركة حول الثقب الأسود ، يتم إعطاء سرعة الغاز المسؤول عن انبعاث الخطوط $ v / c = Delta lambda / lambda $، لذلك السرعات $$ start {array} {rcl} v _ { mathrm {Ly} alpha} & = & c frac {10 ، mathrm {nm}} {317.7 ، mathrm {nm}} & simeq & 9 ، 400 ، mathrm {km} ، mathrm {s} ^ {- 1} v_ mathrm {C ، IV} & = & c frac {20 ، mathrm {nm}} {404.7 ، mathrm {nm}} & simeq & 14 ، 800 ، mathrm {km} ، mathrm {s} ^ {- 1}. نهاية {مجموعة} $$ من الديناميكيات البسيطة ، يمكن تحويل هذا إلى مسافة $ r $ من الثقب الأسود ، ومعرفة كتلته $ M_ bullet $: $$ start {array} {rcl} r & = & frac {G M_ bullet} {v ^ 2} & Rightarrow r _ { mathrm {Ly} alpha} & simeq & 0.05 ، mathrm {pc} & simeq & 58 ، mathrm {light text {-} days} r _ { mathrm {C ، IV}} & simeq & 0.02 ، mathrm {pc} & simeq & 23 ، mathrm {light text {-} days}، end {array} $$ وهو ما يتفق مع حقيقة أن هذه الخطوط تتشكل فيما يسمى ب منطقة خط واسع التي لها أبعاد من عشرات الأيام الضوئية إلى عدة فرسخ فلكي (على النقيض من ذلك ، فإن منطقة الخط الضيق لها أبعاد من عدة مئات إلى 1000 سنة ضوئية).


لذلك يجب أن يكون الخطان المرصودان اثنان من الخطوط الثلاثة المقترحة ، مع إزاحة باللون الأحمر نفس المبلغ. هذا يعني أن نسبة لن يتغير أطوالها الموجية ، لذلك نحتاج إلى خطين من الخطوط المقترحة يكون طولها الموجي قريبًا من النسبة $404.7/317.6$. من السهل التحقق من أن الأولين فقط قريبان من هذه النسبة ، لذلك يجب أن يكونا هذين. لذا يجب أن يكون الانزياح نحو الأحمر مساويًا لـ $317.7/121.6 = 2.61$ و ل $404.7/154.9$ وهو ايضا $2.61$ (مثل هذا الاتفاق الوثيق في البيانات الحقيقية سيكون غير مرجح بعض الشيء ، ويؤدي إلى التحقق من صحة البيانات.


كم يبعد Quasar؟ استخدام التحليل الطيفي لمعرفة ذلك

من الصعب للغاية قياس المسافات في الفضاء بدقة بسبب المقاييس المتطرفة والموارد العملية المحدودة المتاحة لاستكشاف الفضاء. نتيجة لذلك ، أُجبر العلماء على تكييف طرق مختلفة لمحاولة قياس وقياس المسافات النجمية الشاسعة عبر الكون. يعد قياس المسافة إلى جسم قريب مثل القمر أمرًا سهلاً ويمكن إجراؤه بدقة عالية باستخدام الرادار. ومع ذلك ، عندما نحاول قياس المسافة إلى أقرب نجم ، Alpha Centauri ، إذا استخدمنا الرادار ، فسنحتاج إلى الانتظار أكثر من 8 سنوات حتى تصل موجات الراديو إلى هناك وتعود ، لذلك يستخدم علماء الفلك بدلاً من ذلك مفهومًا هندسيًا يسمى المنظر. من السهل تصور المنظر: أخرج إصبعك وأغلق إحدى عينيك ، ثم افتح العين الأخرى ، وأغلق الأولى. يرجع السبب في القفز في موقع إصبعك إلى تغيير منظور العين اليسرى مقابل العين اليمنى. لتوسيع هذا إلى علم الفلك ، إذا قمنا بقياس نجم قريب في يونيو ثم مرة أخرى في ديسمبر ، فيمكننا استخدام المسافة من الأرض إلى الشمس كجانب واحد في مثلثنا ، ثم حساب المسافة إلى النجم (الشكل 1).

الشكل 1. قياس المسافة: المنظر

يعمل هذا بشكل جيد ، حتى حوالي 50 عامًا ضوئيًا أو نحو ذلك ، لأنه في المسافات الأكبر يكون الجانب الأساسي من مدار الأرض ضئيلًا لدرجة تجعل الحساب غير دقيق للغاية. منذ حوالي 100 عام اكتشف علماء الفلك عدة طرق أخرى لقياس مسافات أكبر. وجدوا أنواعًا معينة من النجوم المتغيرة أو حتى انفجارات المستعرات الأعظمية التي يمكن أن تساعدهم في قياس 500 سنة ضوئية أو نحو ذلك. لكن هذا ليس كثيرًا عندما تفكر في حجم الكون الذي يبلغ 15 مليار سنة ضوئية أو أكثر!

تم اكتشاف النجوم الزائفة في عام 1960 ونعرف اليوم أن هذه الأشياء من بين أكثر المصادر نشاطًا في الكون. الكوازار النموذجي أكثر سطوعًا من شمسنا بحوالي 100 تريليون مرة! الكوازار هو في الأساس ثقب أسود له سحابة غازية سريعة الدوران بشكل لا يصدق تدور حوله والتي بدورها تضيء فائقة السطوع ، مما يجعل توهج الكوازار أكثر إشراقًا من مجرة ​​كاملة من النجوم. الثقب الأسود هو نقطة جاذبية شديدة الشدة بحيث لا يستطيع الضوء الهروب منها ، وهو [عادة] غير مرئي ولا يمكن اكتشافه إلا من خلال جاذبيته القوية. ومع ذلك ، عندما يلتهم الثقب الأسود بعض النجوم ، أو ربما يمضغ مجرة ​​بأكملها ، فإنه سيمتص المادة النجمية بهذه الضراوة بحيث تتوهج غازات النجوم بشكل شديد السطوع (الشكل 2).

الشكل 2. نجم زائف يتخيله فنان

نظرًا لأن النجوم الزائفة شديدة السطوع ، يمكن أن تكون بعيدة جدًا جدًا جدًا ، ولا يزال بإمكاننا اكتشافها باستخدام تلسكوباتنا هنا على الأرض.

كان من أوائل الكوازارات التي تم اكتشافها على الإطلاق 3C 273 في عام 1963. هذا الكائن موجود في كوكبة العذراء وقد تم تسميته في الأصل من قبل كتالوج Tycho النجمي باسم TYC 0282-0202 عندما كان يعتقد أنه مجرد نجم عادي. حتى أقوى التلسكوبات على الأرض تظهر هذا مثل نجم خافت لأنه بعيد جدًا. يستخدم علماء الفلك مقياس الحجم لقياس مدى سطوع النجوم ، وإذا كنا في مكان مظلم جدًا على الأرض ، مثل القطب الشمالي ، فيمكننا رؤية ما يصل إلى 6 درجات ، مع وجود ألمع النجوم في السماء عند حوالي 0 أو 1 ، والذي يمكننا رؤيته من مدينة نيويورك. 3C 273 هي قوته 12.9 مما يعني أنك بحاجة إلى تلسكوب جيد لرؤيته. لتصوير هذا الكائن ، استخدمت تلسكوب Celestron CPC 11 مع مخفض 0.63x للحصول على طول بؤري فعال يبلغ حوالي 1700 مم. كانت كاميرا التصوير ZWO 294mc Pro مبردة إلى -10 وتستخدم حوالي 300 ربح. كان مقضب مخطط الطيف المستخدم عبارة عن Star Analyzer 200 ، وكان متوسط ​​التعريضات دقيقة واحدة ، وقمت بتكديس حوالي 40 إطارًا. يمكن لمزيج الكاميرا والتلسكوب هذا أن يصور بسهولة ما يصل إلى 19 درجة ، لذا فإن التقاط الكوازار عادة ليس بالأمر المهم نظرًا لأنه يبلغ قوته 12.9 درجة. يوضح الشكل 3 أدناه النطاق والكاميرا. لدي أيضًا صورة مكدسة ومحصول للمنطقة المحيطة بالكوازار مع إبراز 3C 273 في وسط الإطار. يؤدي استخدام مقضب أو مطياف مشابه إلى تقليل الحجم المحدد بمقدار 4 إلى 5 مقادير ، لذلك من المحتمل أن يكون هناك حد لاستخدام هذا المزيج ، ربما يصل إلى كوازار بحجم 15.

الشكل 3. تلسكوب CPC11 وصورة 3C 273 كوازار على اليمين

المصدر: ألفريدو فيجاس المصدر: ألفريدو فيجاس

إذن كيف يمكننا استخدام الفيزياء والعلوم لتحديد بُعد 3C 273؟

هذا هو المكان الذي تجتمع فيه الكيمياء والفيزياء معًا في استخدام التحليل الطيفي ، أو في الواقع ، مجرد النظر إلى طيف الضوء من الكوازار لتحديد بعده. يمكن تقسيم كل الضوء إلى ألوانه المكونة بناءً على تردد الضوء. يمكن للعين البشرية اكتشاف الضوء من 400 إلى 700 نانومتر. نسمي هذا الطيف المرئي (الشكل 4).

الشكل 4. الطيف المرئي

يمكننا الآن استخدام حقيقة أنه يمكن اكتشاف أطوال موجية معينة للعناصر في أطياف كخطوط مظلمة. تظهر هذه الخطوط المظلمة امتصاص بعض العناصر والنظائر لعناصر مثل الهيدروجين أو الأكسجين والعديد من العناصر الأخرى. لكن ما يجعل أطياف النجوم قابلة للاستخدام للغاية هو أن كل نوع من النجوم له نوع فريد من الطيف بناءً على درجة حرارته. هذا يعني أنه يمكننا قراءة طيف النجم وتحديد أنواع معينة من العناصر الموجودة في انبعاثه للضوء. يوجد أدناه طيف نوع نجم لامع A0 (الشكل 5). نستخدم نوعًا معروفًا من النجوم مثل هذا المثال لنجم من النوع A0 لمعايرة برنامجنا الطيفي ، حيث تُظهر أنواع مختلفة من النجوم ميزات طيفية محددة مثل الخطوط المظلمة التي يمكنك رؤيتها أدناه ، كل سطر يحدد عنصرًا أو نظيرًا.

الشكل 5: طيف من نوع A0 من النجوم مثل Alphecca أو Vega

يمكننا بعد ذلك استخدام نوع خاص من المرشحات بشبكة صغيرة تقسم ضوء النجم إلى طيف مثل ذلك أعلاه. في مشروعي ، استخدمت النجم الساطع Alphecca في كوكبة Coronae Borealis. هذا النجم ليس بعيدًا ، 75 سنة ضوئية فقط ، وهو شديد السطوع لأنه نوع عملاق من النجوم أكبر بـ 2.6 مرة من شمسنا. التقطت صورة لهذا النجم باستخدام مرشح شبكي خاص وحصلت على الطيف الذي تراه أدناه.

الشكل 6. طيف ألفا

يتم إنتاج الطيف من خلال تصوير ضوء النجوم من خلال مرشح يحتوي على شبكة ضيقة جدًا مدمجة تقسم ضوء النجوم إلى ألوانه المكونة كما هو موضح أعلاه. الشبكة التي أستخدمها هي من RSPEC و "Star Analyzer 200" (الشكل 7).

الشكل 7. مقضب يستخدم للحصول على الطيف

يمكنني بعد ذلك استخدام برنامج مختلف لمعايرة هذا الطيف ورسمه باستخدام Angstroms كـ x-قيمة الوحدة (الشكل 8). الآن ، ما هو أنيق ، فإن تحويل خط اللون إلى رسم بياني سيُظهر الخطوط الداكنة في الطيف على شكل انخفاضات في المنحنى. لقد حددت الانخفاض أدناه عند 4851 أنجستروم على أنه هيدروجين بيتا. يظهر خط انبعاث الهيدروجين بيتا عندما تسقط ذرة الهيدروجين من مدار الغلاف الإلكتروني الرابع إلى المدار الثاني. نحن نعلم أن خط انبعاث الهيدروجين بيتا يحدث عند 4851 أنجستروم ، لذلك يمكننا استخدام هذا لمعايرة نجمنا المرجعي (في هذه الحالة ، Alphecca مع هدفنا & # 8211 3C 273).

الشكل 8: معايرة Alphecca

بينما يمكن أن تكون جميع الأطياف مختلفة ، فإن الجزء في الطيف حيث تحدث هذه العمليات الفيزيائية ، مثل إلكترون الهيدروجين الذي يسقط من الغلاف الرابع يدور حول الثاني ، هو ثابت في الفيزياء عبر الكون. لذا ، إذا كنا قادرين على مطابقة الخط الطيفي حيث ينخفض ​​انبعاث الهيدروجين بيتا ، فيجب أن نكون قادرين على مطابقة أي نجمين وتحديد المسافة النسبية بينهما كدالة لهذا التحول. لقد تعلمنا عن هذا التحول في فصل الفيزياء لدينا مثل تأثير دوبلر.

في الفيزياء الفلكية ، يتسبب تأثير دوبلر في تحول ضوء النجوم مما يعني أن هذه الخطوط المنبهة في طيف النجوم ستتحرك بناءً على ما إذا كان النجم أو الجسم يتحرك نحوك أو يتحرك بعيدًا أو في حالة سكون (الشكل 9).

الشكل 9. تأثير دوبلر في الأطياف

في الشكل 9 ، خط بيتا الهيدروجين هو السطر الثالث من اليسار ، مظللًا بنهاية السهم. يمكن أن نرى كيف يتحرك إلى اليمين إذا تم إزاحته إلى الأحمر ، أو الابتعاد عنك. يحدث هذا التأثير في الكون لأنه يُعتقد أن الكون يتمدد. فكر في الكون على أنه السطح الخارجي لمنطاد كبير. عندما حدث الانفجار العظيم ، بدأ البالون بالانتفاخ. إذا كنت تنظر إلى كائن عبر الكون ، فإنك تنظر أيضًا إلى الوراء في الوقت الذي لم يكن فيه البالون منتفخًا كما هو الآن.

الشكل 10. توسع الكون مثل البالون

في العشرينات من القرن الماضي اكتشف عالم فلك شاب يدعى إدوين هابل هذه الفكرة. لقد كتب معادلة نستخدمها اليوم لقياس المسافات الشاسعة عبر الكون. كل ما علينا فعله هو قياس التغير في الانزياح الأحمر لطول الموجة الذي نرصده (الشكل 12).

الشكل 12. التغيير في معادلة الطول الموجي

هذا هو المكان الذي نعود فيه إلى الكوازار ، 3C 273. لنأخذ تلك الصورة التي أخذناها من ضوء النجوم ، ونشغلها من خلال شبكتنا الخاصة لتقسيم ضوء النجوم إلى طيف (الشكل 13).

الشكل 13. صورة تلسكوبية لـ 3C 273 والنجوم من حولها حسب الطيف

بالطبع ، نريد عزل الكوازار ، 3C 273. هذا ما يبدو (شكل 14).

الشكل 14. تفاصيل طيف Quasar 3C 273 & # 8211

تتمثل الخطوة الأخيرة في رسم هذا الطيف في مخططنا وفي Angstroms ثم مقارنة خطوط الطيف والانبعاثات في هذه الحالة ، فنحن نستخدم الهيدروجين بيتا مع نجمنا المرجعي Alphecca (الشكل 15).

الشكل 15. Quasar 3C 273 و Alphecca: مقارنة بين خطوط الهيدروجين بيتا

كما نرى ، يحدث انبعاث الهيدروجين بيتا لـ 3C 273 عند 5،615 أنجستروم ، بينما يكون بيتا الهيدروجين للنجم المرجعي عند 4857 أنجستروم. لذلك ، يمكننا حساب الانزياح نحو الأحمر أو "Z" عند 1.1561 أو 0.1561.

ينص قانون هابل على أن علاقة الانزياح الأحمر بالمسافة هي: حيث d = المسافة ، v = السرعة ، و H0 هو ثابت هابل البالغ 72 كم / ث / ميجابرسك (mpc). الميغا فرسك هو 3.26 مليون سنة ضوئية).

السرعة 0.1561 ضعف سرعة الضوء. إذن ، هذا هو 0.1561 × 3 × 10 ^ 5 كم / ثانية أو 46830 كم / ثانية.

الآن يمكننا استخدام قانون هابل ، وتوصيل 46830 كم / ث / 72 كم / ث / م ب ث. هذا يساوي: 650.42 ميجا فرسخ × 3.26 مليون سنة ضوئية أو 2.12 مليار سنة ضوئية !!

وفقًا لأحدث المصادر ، فإن الانزياح الأحمر المقاس الفعلي لـ 3C 273 هو 0.158339 ، مما يعني أن محاولتنا المتواضعة للهواة جاءت في حدود 1.4٪ من النتيجة الفعلية لعلماء الفلك المحترفين ، أو في السنوات الضوئية ، كنا على بعد حوالي 30 سنة ضوئية من العلامة ... ليس سيئًا!


تحديد عمر الكون من Spectra of Quasars (ربيع 2021 ، الأسئلة الموجودة في ورقة العمل الخاصة بك مختلفة)

ستكون كل مجموعة معملية مسؤولة عن الكوازار. في هذا المعمل ، حيثما يكون ذلك مفيدًا ، لاحظ أن 1 جهاز كمبيوتر / Myr = 1 كم / ثانية ، حيث 1 Myr = مليون سنة. يمكن فتح بيانات الكوازار في LoggerPro ، ويمكن العثور عليها ضمن LabImage → Spectra → SDSS. سيقوم مدرسك بتعيين كوازار لك وسيوضح لك كيفية فتح البيانات في LoggerPro.

باستخدام هذه البيانات وقانون هابل ، ستحدد سرعة الكوازار وبعده. ستحسب بعد ذلك ثابت هابل باستخدام الأطياف المخصصة للفصل.


الموضوع: [كيف يحسب علماء الفلك الانزياح الأحمر للكوازارات؟]

هاه؟ ما رأيك هو الكوازار؟

على أي حال ، النجوم الزائفة بشكل واضح انزياح أحمر. شديد الاحمرار. بغض النظر عن طبيعة الانزياح الأحمر ، هذه هي الملاحظة.

ثلاث دقائق على ADS ويمكنك أن تجد ما تحتاجه.
أعتقد أن هذه الورقة من تأليف de Bruijne et al. هو في الواقع ما تبحث عنه.

2.2-4.1 ، تم الحصول عليها باستخدام كاميرا ESA's Superconducting Tunnel Junction (STJ) على WHT. باستخدام طيف QSO واحد للقالب ، نظهر أنه يمكننا تحديد الانزياح الأحمر لهذه الكائنات إلى حوالي 1٪. الملاحظة الطيفية للمتابعة لأحد QSO التي يختلف انزياحنا الأحمر الأنسب لها (z = 2.976) اختلافًا كبيرًا عن قيمة الأدبيات المؤقتة (z

2.30) يؤكد أن الأخير كان غير صحيح.

جميع التعليقات باللون الأحمر هي تعليقات المشرف. برجاء قراءة قواعد المنتدى هنا والقواعد الخاصة بقسم الصراف الآلي هنا ونظريات المؤامرة. إذا كنت تعتقد أن إحدى المشاركات غير مناسبة ، فلا تعلق عليها في سلسلة الرسائل ولكن أبلغ عنها باستخدام الزر /! في الزاوية اليسرى السفلية من كل رسالة. لكن الأهم من ذلك كله هو أن تستمتع!

امسكني على تويتر:tusenfem
تابعوا اتحاد Rosetta Plasma Consortium على تويتر:Rosetta_RPC

ربما ستوفر لك هذه بعض المعلومات:

ربما ستوفر لك هذه بعض المعلومات:

بالإضافة إلى الروابط من StupendousMan ، يمكنك إلقاء نظرة على صفحات خوارزميات خط الانبعاث والامتصاص ، والانزياح الأحمر الطيفي وتحديد النوع ، وخوارزميات قوالب الارتباط الطيفي من SDSS. تصف هذه الصفحات رمز ملاءمة الانزياح الأحمر الذي تم استخدامه في استطلاعات SDSS I / II. الإصدار الأخير من الكود هو نفسه متاح عبر الإنترنت - انظر في دليل & quotidl & quot - إذا كنت تريد إلقاء نظرة على التفاصيل الجوهرية الحقيقية.

لاحظ أن هذا الرمز مصمم للعثور على الانزياح الأحمر الأنسب لمجموعة متنوعة من الكائنات ، بما في ذلك النجوم والمجرات والكوازارات. وبالتالي لم يتم تحسينه لتوفير & quot أقصى تصحيح & quot الانزياح الأحمر لأي كائن معين ولكنه يركز بشكل أكبر على الاتساق. إذا كان لدى المرء مجموعة من النجوم الزائفة المعروفة ، فمن المؤكد أنه يمكن للمرء أن يعمل بشكل أفضل باستخدام كود أكثر تركيزًا ، وقد فعل ذلك الكثير من الناس.

جميع التعليقات باللون الأحمر هي تعليقات المشرف. برجاء قراءة قواعد المنتدى هنا والقواعد الخاصة بقسم الصراف الآلي هنا ونظريات المؤامرة. إذا كنت تعتقد أن إحدى المشاركات غير مناسبة ، فلا تعلق عليها في سلسلة الرسائل ولكن أبلغ عنها باستخدام الزر /! في الزاوية اليسرى السفلية من كل رسالة. لكن الأهم من ذلك كله هو أن تستمتع!

امسكني على تويتر:tusenfem
تابعوا اتحاد Rosetta Plasma Consortium على تويتر:Rosetta_RPC

ما هي الشكوك التي لديك؟ أنت تدرك أن الأوراق العلمية الجيدة لا تذكر تأكيدًا مطلقًا ولكنها تذكر صراحة الافتراضات التي تم وضعها وما المشكلات التي يرونها في البيانات الحالية. هذا لا ينفي حقًا استنتاجات الصحف. إذا كنت تسأل عن الأمور المطلقة ، فلا تنظر إلى العلم لأن هذا ليس ما يدور حوله العلم. ما تقوم به الأوراق التي تمت مراجعتها من قبل الأقران هو تقديم التفسيرات الصحيحة والمحتملة للبيانات وكيف يتم التوصل إلى الاستنتاجات وأسباب ذلك.

بصراحة قول أشياء مثل & quotsome الشكوك هنا أيضًا. "بدون أي تفسيرات غالبًا ما تكون مخادعة ومجرد التلويح باليد من قبل أولئك الذين لديهم مشكلة مع العلم دون أي حجج جوهرية.

ما هي الشكوك التي لديك؟ أنت تدرك أن الأوراق العلمية الجيدة لا تذكر تأكيدًا مطلقًا ولكنها تذكر صراحة الافتراضات التي تم وضعها وما المشكلات التي يرونها في البيانات الحالية. هذا لا ينفي حقًا استنتاجات الصحف. إذا كنت تسأل عن الأمور المطلقة ، فلا تنظر إلى العلم لأن هذا ليس ما يدور حوله العلم. ما تقوم به الأوراق التي تمت مراجعتها من قبل الأقران هو تقديم التفسيرات الصحيحة والمحتملة للبيانات وكيف يتم التوصل إلى الاستنتاجات وأسبابها.

بصراحة قول أشياء مثل & quotsome الشكوك هنا أيضًا. & quot بدون أي تفسيرات غالبًا ما تكون مخادعة ومجرد التلويح باليد من قبل أولئك الذين لديهم مشكلة مع العلم دون أي حجج جوهرية.

لا ، لا ، لقد أخطأت في نيتي ، قلت "بعض الشكوك هنا" أعني أن أقول ، أحاول فهم الموضوع المطروح ، وأحاول تحليل ما هو مكتوب ، وبعض المصطلحات لا أفهمها. هذه النقاط قد أسأل المنتدى في وقت لاحق.

أنا آسف على لغتي!

الآن كيف أعرف ما إذا كانوا يقصدون & quot عندي بعض الشكوك & quot - (لدي شعور داخلي بأن ما يقال غير صحيح) و & quot لدي بعض الشكوك & quot - (لا أفهم تمامًا ما يقال)

لدي هذا الأخير كثيرًا ولكن عندما تكون لدي هذه الشكوك ، فأنا أقبل ما يقال لي أثناء عملي بنفسي. حتى الآن لم أجد مطلقًا أن سوء فهمي قد تفوق على العلم السائد. لقد تم تصحيح فهمي عدة مرات باستخدام العلم السائد ، وغالبًا في هذه العملية تم الكشف عن منطق خاطئ لي أو أن سوء فهمي للملاحظات أو الجهل بكل الملاحظات جعل استنتاجاتي خاطئة.

هذا المكان يشبه مراجعة الأقران لمعرفي بالعلوم

بشكل عام في الهند ، إنها طريقة مهذبة للتواصل مع أحد كبار أو أستاذ ، بجملة أولية "سيدي ، لدي بعض الشكوك ، هل يمكنك مساعدتي. & quot ولكن الآن فهمت أن هذه العبارة لها معنى سلبي عميق.

هذا هو جمال تقنية الانزياح الأحمر SDSS: تستخدم الكل الخطوط التي يمكن أن تحددها الشفرة في الطيف المرصود. اقرأ الرابط الثاني الذي قدمته ، الانزياح الأحمر الطيفي وتحديد النوع لترى كيف يفعل ذلك. بشكل عام ، على الرغم من ذلك ، هناك دائمًا خطان رئيسيان على الأقل مرئيان في طيف الكوازار ، اعتمادًا على انزياحه الأحمر. من الأحمر إلى الأزرق ، عادةً ما تكون H-alpha و H-beta و MgII و CIV و Lyman-alpha أبرز خطوط انبعاث الكوازارات.

أعلى الكوازارات ذات الانزياح الأحمر مع أطياف SDSS (z

= 5.5) لها خطوط انبعاث في الإطار البعيد للأشعة فوق البنفسجية (سلسلة لايمان) تحولت إلى ممر النطاق البصري. عند الانزياحات الحمراء أعلى من حوالي z = 6.5 ، يتم تحويل خط انبعاث ليمان-ألفا إلى الأشعة تحت الحمراء ، ويتم امتصاص كل مخطط انبعاث ليمان ألفا تقريبًا بواسطة الوسط المجري المحايد آنذاك (تأثير غون بيترسون). لذا فإن العثور على الكوازارات ذات الانزياح الأحمر الأعلى من ذلك يتطلب تصويرًا وأطيافًا في الأشعة تحت الحمراء القريبة والمتوسطة ، وهو أمر صعب من الأرض.


جامعة كاليفورنيا ، سان دييغو مركز الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء

وسرعان ما تم اكتشاف الكوازارات ذات الانزياح الأحمر الأعلى - كان هناك تقليد طويل الأمد مفاده أن مكتشف أعلى كوازار انزياح أحمر يُمنح علبة شمبانيا. لبعض الوقت ، احتفظت مارغريت بوربيدج من جامعة كاليفورنيا في سان فرانسيسكو بالسجل. يحتوي السجل الحالي Quasar على انزياح أحمر ، z = 5.5 حدده علماء الفلك في JPL وأماكن أخرى ، محطمًا رقمًا قياسيًا حديثًا ، z = 5.0 ، من مسح Sloan الرقمي للسماء.


كسر قياسي للانزياح الأحمر 5.5 Quasar: الجسم النجمي الأحمر في وسط اللوحة العلوية هو الكوازار ،
الذي يظهر طيفه في اللوحة السفلية. تم وضع علامة على الميزة لي هي n = 2 -> n = 1 خاصية الانبعاث
من الهيدروجين تحول بنسبة 550٪ من طول موجة سكون في الأشعة فوق البنفسجية إلى 8000 & آرينج. ضعف الطيف
تحت 8000 & Aring ناتج عن الامتصاص من سحب الهيدروجين بين المجرات على طول خط البصر إلى الكوازار.

يقابل الانزياح الأحمر البالغ 5.5 (550٪) سرعة 95٪ من سرعة الضوء ، أو مسافة 14 مليار سنة ضوئية. [صيغة الانزياح الأحمر والسرعة الواردة في صفحة الويب على المسافات تكون دقيقة فقط عندما تكون v أصغر بكثير من سرعة الضوء حيث يصبح الانزياح الأحمر v c أكبر وأكبر بحيث يكون التحول لانهائيًا لـ v = c.]

تباين وحجم الكوازار


تقلبات Quasar 3C279 من لوحات مسح هارفارد بواسطة Everyus & amp Liller

تشير المسافات الكبيرة والسطوع الشديد للكوازارات إلى إنتاج طاقة هائل ، فكيف يفعلون ذلك؟ كان السؤال معقدًا بسبب اكتشاف أن النجوم الزائفة تتفاوت في السطوع ، أحيانًا بكميات هائلة في فترات صغيرة تصل إلى أسبوع أو نحو ذلك. هناك حجة بسيطة مفادها أن حجم متغير ، كائن مضيء لا يمكن أن يكون أكبر من المسافة التي يقطعها الضوء خلال فترة تباينه (بمعنى آخر. إذا تغير سطوع جسم ما بشكل كبير خلال فترة أسبوع ، فلا يمكن أن يكون أكبر من حجم أسبوع ضوئي.


المتغير الزمني للمقياس الزمني للكوازار
يحد من حجم منطقة انبعاث الضوء
افترض أن "الكوازار" أعلاه يومض في السطوع مثل وميض التصوير. سيبدأ الضوء في الانتقال من جميع النقاط الثلاث في نفس الوقت ، لكن الضوء القادم من مركز الكوازار سيكون دائمًا أسبوعًا خفيفًا خلف الضوء المنبعث من الأمام. سيصل الضوء من المركز إلى المراقب بعد أسبوع من اكتشاف الضوء من الأمام ، وسيتم اكتشاف الضوء من الجزء الخلفي من الكوازار بعد أسبوع آخر. يمكن ملاحظة هذا "الوميض" على أنه ارتفاع وانخفاض في السطوع خلال فترة أسبوعين.

يتطلب تباين 3C273 و 3 C279 وأشباه النجوم الأخرى أن ينتج الكوازار لمعانه أكبر من ألف مجرة ​​من مليارات النجوم من منطقة أصغر من نظامنا الشمسي!

حركة فائقة اللمعان
تم تقديم لغز آخر عندما أشار علماء الفلك الراديوي إلى شبكات VBLI (مقياس التداخل الأساسي الطويل جدًا) بدقة ملي ثانية قوسية في الكوازارات الراديوية. كل بضع سنوات تمر هذه النجوم الزائفة بانفجار ، على ما يبدو تقذف النقط من البلازما السنكروترونية إلى الخارج. عندما يتابع علماء الفلك الراديوي هذه الانفجارات ، يبدو أن فقاعات البلازما الباعثة للراديو تتحرك للخارج بسرعات تصل أحيانًا إلى 10 أضعاف سرعة الضوء. هذه الظاهرة تسمى حركة فائقة اللمعان أو التوسع الفائق النسبي يقترح أن الكوازارات تنتهك نظرية النسبية الخاصة. لا أحد يعتقد أن هذا هو الحال ، وهناك تفسير مباشر يتفق مع النسبية. يتطلب هذا التفسير أن يتم إطلاق فقاعات بلازما السنكروترون تقريبًا ، ولكن ليس تمامًا ، نحونا تمامًا.

يعتقد معظم علماء الفلك أن التفسير الأكثر ترجيحًا لإنتاج الطاقة الهائل من الكوازارات والحجم الصغير هو أن الكوازارات يتم تشغيلها من خلال إطلاق طاقة الجاذبية من مادة تسقط في ثقب أسود هائل. يتزايد الدليل على أن الثقوب السوداء تسكن مراكز المجرات الضخمة.

في هذه الحالة تصبح معادلة أينشتاين الشهيرة:

وهو ما يعني أن المادة التي تسقط في ثقب أسود بالقرب من نواة مجرة ​​قد تطلق ما يصل إلى حوالي 10٪ من طاقتها الساكنة في شكل طاقة كامنة للجاذبية تتحول إلى أشعة سينية وجسيمات متحركة نسبيًا ، إلخ. الظواهر التي نراها. يتكهن بعض علماء الفلك بأن النجوم التي تدور بالقرب من الكوازار المركزي قد تنتفخ أولاً بفعل مجال الإشعاع المكثف ، ثم تتعطل تدريجيًا بفعل مجال الجاذبية المكثف ، ثم تُسحب أخيرًا إلى قرص دائري من المواد المتراكمة التي ستبتلعها الكتلة الضخمة في النهاية. الثقب الأسود المركزي.

إن إطلاق طاقة الجاذبية بواسطة ثقب أسود هائل (حوالي 100 مليون كتلة شمسية) "يأكل" نجمًا واحدًا كل عام من شأنه أن يمد كوازارًا نموذجيًا بالطاقة.

  • ألق نظرة على معرض Bill Keel's QSO & amp AGN في جامعة ألاباما.
  • أعلى كوازار انزياح أحمر جديد وجده مسح سلون الرقمي للسماء.
  • يعتقد صحفي علمي واحد على الأقل أن القضية قد أُثيرت بشأن قيام الثقوب السوداء بتشغيل النجوم الزائفة.
  • جامعة. يشير درس AGN للبروفيسور ديك ماكراي في كولورادو إلى أننا "على يقين تقريبًا [من أن الثقوب السوداء تنقل النجوم الزائفة]." يقين أكثر قليلاً مما لدي ، لكن ملخص ممتاز.
  • هناك أدلة متزايدة على أن هناك نكونالثقوب السوداء في المجرة النوى لخصها جون كورمندي ، يو.تكساس ، أحد الرواد في هذا المجال. ربما تكون الحالة التي لا مفر منها للثقب الأسود الضخم في وسط المجرة.

البروفيسور هـ. (جين) سميث
كاس 0424 UCSD
9500 جيلمان درايف
لا جولا ، كاليفورنيا 92093-0424


آخر تحديث: 29 سبتمبر 2000


استخدام خطوط الانبعاث لتحديد الانزياح الأحمر لكوازار - علم الفلك

3C 273 في وسط هذه الصورة FOV الكاملة بنصف مقياس.

3C 273 صورة تم اقتصاصها بمقياس كامل.

Quasar 3C 273 هو أول طيف انزياح أحمر كوازار حدده الدكتور مارتن شميدت في عام 1963 مع عاكس Hale 200 بوصة (5.08 م) في مرصد بالومار. 3C_273 وقت السفر الخفيف هو 1.98 Gyr بناءً على H o = 73.00 كم / ثانية / Mpc ، مادة أوميغا = 0.27 ، فراغ أوميغا = 0.73.

متوسط ​​الانزياح الأحمر H-alpha و H-beta المقاس هو z = .1608 وهو 1.5 & # 37: أعلى من z = 0.158339 في قاعدة بيانات NASA / IPAC Extragalactic. إنه لأمر مدهش أن علماء الفلك الهواة ذوي البصريات الصغيرة (منكسر 127 ملم) في السماء الملوثة بالضوء يمكنهم تكرار هذه الملاحظة والتحليل التاريخي الذي أجراه الدكتور مارتن شميدت لأول مرة في عام 1963 بعاكس 200 بوصة (5.08 م).

رؤية خطوط H-alpha و H-beta Emisson في التلسكوب

  • لقطة الشاشة أعلاه عند التلسكوب هي MaxIm DL V5.07 في الجزء السفلي من الشاشة والتي تعرض 300 ثانية من التعريض الضوئي للكوازار 3C 273.
  • يُظهر مؤشر الماوس 3C 273 بترتيب طيفي صفري.
  • يقع الطيف 3C 273 على يمين الرتبة الطيفية 3C 273 صفر.
  • لاحظ الكتل الثلاثة في طيف 3C 273 الذي يمكن رؤيته في هذا التعريض المفرد 300 ثانية.
  • في الأعلى Cartes du Ciel 2.76c مخطط نجمي ، يكون Quasar 3C 273 محاطًا بدائرة.
  • النجوم خارج نطاق التركيز لأن التركيز تم اختياره من أجل H-beta إلى H-alpha الطيف.
  • الشمال حوالي 210 درجة من الحكمة على مدار الساعة من أعلى مباشرة.

رؤية خطوط 3-D H-alpha و H-beta Emisson في الصورة المعالجة

  • ذروة الرسم البياني باللون الأحمر هي H-beta و [O III] تم دمج خطوط الانبعاث معًا والنظرة الخاطفة الخضراء في أقصى اليمين هي خط H-alpha.
  • مقياس الصورة 2.12 قوس / بيكسل.
  • يقع الطيف على يمين الكوازار 3C 273 والنجوم.
  • تم التقاط 55 صورة.
    • بدأت الصورة الأولى عندما أزال 3C 273 الأشجار في الجنوب الغربي.
    • كانت الصورة الأخيرة بعد حوالي ساعة واحدة من خط الطول وهو الحد الأقصى لتكوين هذا التلسكوب على حامل GEM.
    • AIP4WIN V2.3.0 سلسلة تحليل كل صورة.
    • تم استخدام 3C273SeriesAnalysis.txt لتحديد 3C273-008R200. تتناسب مع 3C273-025R200. الصور المناسبة ليتم تكديسها بناءً على MedianPV في النطاق 2700 ثانية.
    • كان MedianPV للصورة الأخيرة 3C273-055R200.fit هو 4850 وهو مؤشر على زيادة توهج السماء من بورتلاند ، أوريغون.
    • الظلام: 64 × 300 ثانية لكل إطار مظلم.
    • الشقق: 64 × 5 ثانية لكل إطار مسطح.
    • Darks for Flats: 66 × 5 ثوانٍ لكل إطار مظلم.
    • CCD-TEMP لجميع الصور والشقق والألوان الداكنة: -25 & # 176C.
    • الإشارة إلى الضوضاء = متوسط ​​الخلفية 2806.478 / الخلفية Std Dev 4.478 = 626.725.

    يستخدم Star BD + 02 2547 بجوار 3C 273 في نفس الصورة لمعايرة الطيف

    تم إجراء معايرة بسيطة للطيف باستخدام خط امتصاص H-beta للنجم القريب التالي.

    • ستار BD + 02 2547
    • الحجم المرئي: 10.25
    • مؤشر اللون: 0.31
    • الفئة الطيفية: F5

    هذا النجم أعلى ويمين 3C273 في لقطة الشاشة أعلاه. المعايرة 18.553 بيكسل / بكسل عند خط امتصاص H-beta. أيضًا ، بناءً على هذه المعايرة ، يقع مطياف Rainbow Optics Visual و Photo و CCD Star Spectroscope المثبت في عجلة الفلتر QSI 532ws-M1 على مسافة 18.24 مم من CCD.

    مخطط الطيف الترددي 3C 273 مع علامات خط الانبعاث Redsift

    الرسم البياني أعلاه هو قياس الطيف 3C273 مع علامات خط الانبعاث الأحمر. تم استخدام مسافة H-beta pixel و 18.553 بيكسل / بكسل من النجمة أعلاه BD + 02 2547 لمعايرة المحور x في angstroms. تمت إضافة خمس علامات خط مرجعي للانبعاثات الحمراء لإظهار الانزياح الأحمر الملحوظ (z = .158339) للعناصر في الجدول أدناه. المحور الرأسي هو قيم شدة صورة الطيف.

    نتوء الطيف عند 8400 إلى 8500 هو نجم حقل ذو ترتيب طيفي صفري (حجم 16.68 أحمر) SDSS J123000.57 + 015343.6 (بيانات موجزة)

    تبلغ درجة H-alpha 3C273 المرصودة 7602 "وهو أعلى من نطاق رؤية الضوء المرئي البشري العادي من 3800 إلى 7400".

    3C 273 خطوات معايرة الطيف
    Diffraction Limited تم استخدام MaxIm DL V5.07 و Microsoft Excel 2007 في إنشاء مخطط الطيف 3C 273. فيما يلي الخطوط العريضة للخطوات المستخدمة لإنشاء مخطط الطيف.

    • استخدم MaxIm DL v5.07 لقياس النقطه الوسطى للنجم BD + 02 2547.
    • استخدم MaxIm DL v5.07 لرسم رسم بياني خطي من النقطه الوسطى للنجم BD + 02 2547 من خلال طيفه.
    • استخدم مؤشر الرسم البياني MaxIm DL v5.07 لتحديد مسافة البكسل لـ H-beta (262 بكسل) التي تظهر في التقاط شاشة BD + 02 2547 أعلاه.
    • قسّم الطول الموجي H-beta 4861 × 262 والذي يعطيك 18.553 بكسل / بكسل.
    • استخدم معادلة محزوز لحساب الزاوية.
      • م = 1 (الترتيب الطيفي 1).
      • الطول الموجي = 486.1 نانومتر (الطول الموجي المنبعث من H-beta).
      • صريف د = 0.000005 م (200 خط / مم صريف = 0.000005 م بين الخطوط).
      • لذا فإن الزاوية = 0.097373805 راديان لـ H-beta عند السكون.
      • Tan (0.097373805 radians) = (262 pixels * QSI532 pixel size of 6.8 m)/(distance of grating to CCD).
        • 0.097373805 radians for H-beta at rest.
        • 262 pixels = number of pixels from the center of star BD+02 2547 spectral order zero.
        • =SIN (ATAN (0.0000068* pixel distance /0.018238638252))*0.000005*10000000000
          • 0.0000068 m is QSI532 pixel size.
          • Pixel distance is the horizontal pixel distance from the center of 3C 273 spectral order zero.
          • 0.018238638252 m is the distance of the grating to CCD.
          • 0.000005 m is the distance between grating lines (200 lines/mm grating).
          • 10000000000 converts the value to angstroms.

          3C 273 Quasar Redshift Emission Lines Table

          The redshft emission line markers in the above 3C 273 spectrum chart are based on the below redshift (z=0.158339) table.


          A spectrum of QSO PS1 J161737+595020 at 4.3 redshift

          At mag 19.8 g/17.8 r (SDSS) and a redshift of 4.315 (12.3 billion years light travel time) This Quasar is the faintest and most distant object I have recorded spectroscopically to date (My spectrum in red overlaid on a professional reference spectrum in grey.) Perhaps a contender for the faintest most distant spectrum recorded by an amateur?

          More details on my page on the BAA website here

          #2 descott12

          Awesome work! Is the Lyman line shifted all the way form 1215 A.

          Edited by descott12, 08 April 2021 - 05:46 PM.

          #3 robin_astro

          Awesome work! Is the Lyman line shifted all the way form 1215 A.

          #4 infamousnation

          #5 blackhaz

          Jaw-dropping. Congratulations, Robin!

          #6 robin_astro

          Here are a couple more spectra at even higher redshift alongside the original one, all found in the PS1-ELQS catalogue

          The one at z=4.564 is g mag 20.2/ r mag 18.4 which is getting pretty faint when you consider the brightness in the spectrum is

          6 magnitudes fainter than this. Not sure I can go much further from here. There are possible targets at higher redshifts further south, though there is perhaps one more at z=4.61 which might just be possible for me.

          #7 descott12

          Is there an actual feature underneath the blue lines that indicate the Lyman alpha line? I am not sure I see anything identifiable in those spectra, especially the your Alpy spectra in red.

          #8 robin_astro

          Hey Robin,

          Is there an actual feature underneath the blue lines that indicate the Lyman alpha line? I am not sure I see anything identifiable in those spectra, especially the your Alpy spectra in red.

          Lyman Alpha is not a narrow line in QSO spectra. It is the whole broad feature, broadened by the high velocities involved in the material surrounding the black hole. (Actually the line is a blend of Lyman alpha and ionised Nitrogen Nv. Lyman alpha is at the left edge of the line.) The blue lines mark the position of Lyman alpha based on the published redshift

          Edited by robin_astro, 11 April 2021 - 09:20 AM.

          #9 robin_astro

          Hi Dave,

          Lyman Alpha is not a narrow line in QSO spectra. It is the whole broad feature

          This is to our advantage as, like in supernova spectra, the broad lines are easy to see even in very low resolution spectra like these (The resolution of the ALPY200 is only R

          130 which makes it more sensitive)

          #10 robin_astro

          Notice how the spectrum drops sharply bluewards of the Ly alpha wavelength. This is because cool hydrogen gas clouds at various distances between us and the quasar (and so at a whole range of redshifts lower than the quasar) absorb at the Ly alpha wavelength, effectively blocking most of the light (The so called Lyman alpha forest)

          This and other features at lower redshifts imprinted onto the spectrum of quasars describe the history of the journey of the photon across the universe. This is one reason we know that the redshift is due to the great distance and not from nearby objects and caused by theories such as "tired light" etc

          #11 descott12

          Notice how the spectrum drops sharply bluewards of the Ly alpha wavelength. This is because cool hydrogen gas clouds at various distances between us and the quasar (and so at a whole range of redshifts lower than the quasar) absorb at the Ly alpha wavelength, effectively blocking most of the light (The so called Lyman alpha forest)

          http://www.astro.ucl. pha-forest.html

          This and other features at lower redshifts imprinted onto the spectrum of quasars describe the history of the journey of the photon across the universe. This is one reason we know that the redshift is due to the great distance and not from nearby objects and caused by theories such as "tired light" etc

          هتافات

          روبن

          مثير جدا. So the actual redshift of the QSO should be at the حق edge (longest wavelength) of the lyman alpha forest? And this, generally, is where the intensity level begins to peak again (when moving the right in the graph)?

          #12 robin_astro

          The QSO actually emits at Lyman alpha and this is seen as a broad emission line even in the absence of intermediate absorbing material. This can be used directly to measure the quasar redshift. See the UV spectrum of nearby 3c273 in the link above for example

          which shows the true spectrum of the QSO without intervening material. The intervening hydrogen gas then absorbs intermittently at a range of redshifted Lyman series wavelengths (the forest) below the Ly alpha emission, depending on the redshifts of the various intervening clouds of gas until eventually the absorption becomes continuous around the maximum redshifted Lyman limit (eg 5.564x 912A), similar to the step seen at the Balmer limit in hot star spectra for example. The wavelength where this happens can also be used to put a lower limit on the redshift of the quasar since this is caused by absorption in highest redshifted intermediate material

          Edited by robin_astro, 11 April 2021 - 03:42 PM.

          #13 robin_astro

          In practise accurate quasar redshifts are determined using a number features in the spectrum shifted into the visible depending on the redshift, not just Ly alpha, fitting the spectra to templates of known lines for example. My spectra are too noisy and limited in range to do this though apart from the obvious Ly alpha emission which clearly correlates with the catalogued redshift for the three examples.


          ASJC Scopus subject areas

          • APA
          • اساسي
          • هارفارد
          • فانكوفر
          • مؤلف
          • BIBTEX
          • RIS

          CO (2-1) line emission in redshift 6 quasar host galaxies. / Wang, Ran Wagg, Jeff Carilli, Chris L. Walter, Fabian Riechers, Dominick A. Willott, Chris Bertoldi, Frank Omont, Alain Beelen, Alexandre Cox, Pierre Strauss, Michael A. Bergeron, Jacqueline Forveille, Thierry Menten, Karl M. Fan, Xiaohui .


          6. THE NATURE OF WEAK EMISSION-LINE QUASARS

          As shown in Section 2.1.1, the line luminosities of high-redshift WLQs are 4× fainter than those of normal ض > 3 quasars, and their continuum luminosities are 40% brighter. There are two hypotheses that are consistent with this result: (1) WLQs are intrinsically less luminous than normal quasars in terms of both line and continuum emission, but a relativistic jet beamed toward us amplifies their continua or (2) WLQs have the same intrinsic continuum properties as normal quasars, but some physical process, either a lack of line-emitting gas or obscuration along the line of sight, causes the observed Lyα and other UV emission lines to be weak. In this section, we discuss how our results fit within these two hypotheses, and what physical processes may be at work.

          6.1 Arguments Against Continuum Boosting

          6.1.1. UV–IR Properties

          We find that all four WLQs with Spitzer photometry show emission from hot (تي

          1000 K) dust. This places strong constraints on any continuum boosting because relativistic jets have no effect on thermal dust emission. We can thus rule out continuum boosting for the radio-undetected WLQs (SDSSJ1302, SDSSJ1532), whose UV–IR SEDs closely match those of typical quasars in all respects, including their ratio of power law to thermal dust emission. The radio-detected sources (SDSSJ1408, SDSSJ1442) have weaker dust emission by factors of 1.5–1.9 (in the MIPS band) relative to the mean quasar SEDs, but this is well within the factor of 2–3 scatter of normal type 1 quasar SEDs. Thus, their UV–optical emission may be boosted by a factor of

          2, but no more, which is not sufficient to explain the extreme weakness of their lines.

          Further evidence against continuum boosting comes from the fact that WLQs do not exhibit strong optical polarization. The low levels of polarization observed in SDSSJ1408, SDSSJ1442, and SDSSJ1532 are probably intrinsic, but are too small to imply that this polarization comes from synchrotron emission, as is the case for BL Lacs. Radio-selected BL Lacs are found to be highly polarized (ص > 3%)

          90% of the time (i.e., in a single epoch, one would expect that 9/10 radio-selected BL Lacs would show ص > 3%) and X-ray-selected BL Lacs are found to be polarized roughly half of the time (e.g., Jannuzi et al. 1994). The fact that no WLQ is found to be highly polarized in several epochs of observations indicates that these objects are significantly less polarized than even X-ray-selected BL Lacs and consistent with the polarizations of normal quasars (Berriman et al. 1990).

          There is also no evidence of strong optical variability in WLQs. 16 The fluctuations that are seen in Figure 12 are consistent with those of normal quasars (e.g., Vanden Berk et al. 2004). We do see variability in both Lyα EW and radio flux in SDSSJ1442, but the lack of any corresponding optical continuum fluctuations in this source argues against the continuum boosting scenario. There is no evidence to suggest that the increase in its line strength with time is a reverberation effect, although our temporal sampling is not ideal since the light crossing time of the broad-line region (BLR) is expected to be

          5 yr in the observed frame at this luminosity (e.g., Laor 1998 Bentz et al. 2009). The drop in the radio flux is significant, and it is not required that the radio and optical emission of a jet vary in a synchronized manner, but BL Lacs are found to be variable at all wavelengths on a variety of timescales, so the lack of any significant optical continuum variability indicates that this emission is not likely coming from a jet.

          6.1.2. Radio Properties

          If the physical process causing weak line emission were continuum boosting by relativistic jets, we would expect a large fraction of WLQs to be radio loud. Instead, we find no statistical difference between the distribution of radio-loudness parameters for WLQs and normal quasars. The precise number of sources with ص > 10, a value which is often used to describe radio loudness, 17 is not well constrained for either normal quasars or WLQs because most have radio upper limits that are still consistent with ص > 10. The SDSS and FIRST data do definitively indicate, however, that 92% of WLQs and somewhere between 93.3% and 96.1% of normal quasars have ص < 40, in contrast to BL Lacs, the majority of which have ص > 100 (see, e.g., Figure 5 of Shemmer et al. 2009). Almost all WLQs are either radio-quiet or radio-moderate, indicating that if their continua are boosted, the effect is monochromatic (i.e., roughly equal in the radio and rest-frame UV) and distinct from the jet mechanism at work in BL Lacs. Shemmer et al. (2009) discussed the potential association of WLQs with radio-weak BL Lacs (e.g., Londish et al. 2004 Collinge et al. 2005 Anderson et al. 2007 Plotkin et al. 2008) and pointed out that the lack of typical (i.e., radio-loud) BL Lacs at high redshift makes it difficult to connect the two phenomena. Further evidence that we are not seeing pole-on radio jets in WLQs comes from the αص

          −0.5 radio spectral slopes for SDSSJ1408 and SDSSJ1442, which are significantly steeper than the typical slopes for BL Lacs, αص

          6.2 The Remaining Possibilities

          A variation on the continuum boosting hypothesis involves gravitational lensing, where WLQs could either be (1) strongly lensed galaxies or (2) normal quasars whose continuum emission has been microlensed by a star in an intervening galaxy. Shemmer et al. (2006) ruled out the strongly lensed galaxy hypothesis for WLQs with strong X-ray detections on the basis of their X-ray-to-optical flux ratios, which are typical for quasars. We additionally rule it out for all four WLQs in Figure 6 because their UV–IR SEDs match those of normal quasars. The microlensing hypothesis has received some attention in the literature, and several authors have used the variability and EW distributions of quasars to put constraints on the properties of lensing objects (e.g., Dalcanton et al. 1994 Zackrisson et al. 2003 Wiegert 2003). The characteristic timescale for microlensing is

          10 yr for a stellar lens in a foreground galaxy (Gould 1995), so we cannot rule out microlensing for WLQs, but there is no evidence of fading continua over 6–7 yr of observations.

          The variety of arguments against continuum boosting as a cause for the weak emission-line strength of WLQs, coupled with evidence against lensing, implies that WLQs are a rare, unique population at high redshift. However, there are several objects at lower redshift whose physical properties may be related. One of these is the ض = 0.94 radio-quiet quasar PG 1407+265, whose properties are described in detail by McDowell et al. (1995). This object has very weak Lyα emission (EW=8 Å) and does not exhibit polarization (Berriman et al. 1990) or optical–UV variability. Blundell et al. (2003) and Gallo (2006) observed a factor of

          2 variability in the radio and X-ray bands, similar to the radio variability we see in SDSSJ1442 (Section 5.3), but this seems to be unrelated to its optical–UV continuum flux. It also has a weak Mg ii emission line ( Å), a somewhat stronger Hα line ( Å), and unusually strong Fe ii emission. Interestingly, its weakly detected C iv line ( Å) is blueshifted by

          4000 km s −1 with respect to Lyα, similar to the blueshift for SDSSJ1302 discussed in Section 4.3. Other objects we are aware of with weak Lyα emission and blueshifted C iv lines are SDSSJ152156.48+520238.4 (ض = 2.2 Just et al. 2007) and HE 0141-3932 (ض = 1.8 Reimers et al. 2005). Richards et al. (2002b) argued that C iv blueshifts observed are due to a lack of flux in the red wing of the emission line, and their discussion of this phenomenon in the context of cloud-based and accretion-disk-wind models for the BLR is pertinent here.

          Under the hypothesis that WLQs have normal quasar continuum properties, but that some physical process causes the emission lines to be weak, several of the possible interpretations for PG1407+265 mentioned by McDowell et al. (1995) are relevant for WLQs: (1) the BLR could have anomalous properties or a low covering factor (2) an exceptional geometry could cause the BLR to see a continuum that is different from the one that we see or (3) the BLR could be covered by a patchy BAL region that does not affect the continuum. In the context of explaining physical processes that would result in weak or absent broad lines, Nicastro et al. (2003) discussed a scenario where the BLR forms via accretion disk instabilities at a critical radius where gas pressure begins to dominate over radiation pressure at low accretion rates/luminosities, the BLR would move toward smaller radii and eventually cease to exist. Similarly, Laor (2003) pointed out that if the BLR cannot survive at line widths Δالخامس > 25, 000 km s −1 , a minimum luminosity/accretion rate is implied, and he discussed how the outer and inner boundaries of the BLR may be set by suppression of line emission by dust and thermal processes. Czerny et al. (2004) went a step further and calculated the minimum radius, minimum Eddington ratio, and maximum line width for which the BLR is expected to exist in ADAF and disk-evaporation models. However, the association of high-redshift WLQs with low accretion rates, which would explain their weak lines in the above theoretical scenarios, is ruled out by the fact that their continuum properties (X-ray, UV, optical, IR, radio) are comparable to those of normal quasars.

          Another relevant object at low redshift (ض = 0.192) is the radio-quiet quasar PHL 1811, a narrow-line Seyfert 1 galaxy (NLS1) with weak Lyα and C iv emission (Leighly et al. 2007b), weak X-ray emission, and a steep X-ray spectrum (αثور = −2.3, Γ = 2.3 Leighly et al. 2007a). Leighly et al. (2007b) showed that the weak high-ionization emission lines in this quasar can be explained by its soft SED in the sense that a lack of high-energy photons prevents typical gas photoionization processes from occurring. They speculated that such weak X-ray and UV line emission may be associated with a high accretion rate, which often invoked a physical interpretation for NLS1s (e.g., Boller et al. 1996). Similarly, the local NLS1 NGC4051 (ض = 0.002) exhibited weak X-ray emission and a weak He ii λ4686 broad emission line (ionization potential 54.4 eV) during the final months of a three-year monitoring campaign by Peterson et al. (2000), while its broad Hβ line remained strong. The authors speculated that the inner part of the accretion disk may have become advection-dominated during this period, suppressing the X-ray and far-UV continuum and also the high-ionization lines.

          We do not have constraints on the strength of the low-ionization lines (e.g., Mg ii , Balmer lines) in WLQs, but further observations are warranted to test where these lines are stronger than the high-ionization lines, as is the case for PG 1407+265, PHL 1811, and NGC 4051 (in its low X-ray flux state). In models that describe the BLR in terms of a disk wind (e.g., Murray et al. 1995), the low-ionization lines are produced in the accretion disk and the high-ionization lines are produced in the outflowing wind, so the UV emission lines could be suppressed either by an abnormal photoionizing continuum or by a process that prevents the disk wind itself from forming either of these could be associated with a high accretion rate. Evidence of the accretion rate being the physical driver of the Baldwin effect is presented by Baskin & Laor (2004) and Bachev et al. (2004), but it is not clear if such an inverse relationship between the C iv EW and accretion rate persists at higher luminosities. Shemmer et al. (2009) explored the possibility that WLQs could be extreme quasars with high accretion rates, and correspondingly steep X-ray spectra, by jointly fitting the available X-ray data they found a slope that is consistent with those of normal radio-quiet quasars, but higher-quality X-ray spectra are required to test this hypothesis properly.

          Finally, it is worth considering the effects of absorption on the observed Lyα + N v EWs of WLQs. As discussed in Section 2, there is evidence of strong intervening absorption in a fraction of the WLQ sample. While we flag those WLQs with obvious PDLA systems, absorption by lower column densities of material could also affect the remainder of the sample. In Figure 3, the decrease in the Lyα/N v ratio and the redward migration of the peak of the Lyα + N v feature as one moves toward lower EWs could be explained by absorption that affects not just the blue side of Lyα, but also the peak of the line and emission redward of the peak. Such behavior is also seen, although to a lesser extent, in high-redshift quasar composite spectra presented by Dietrich et al. (2002) and Fan et al. (2004). There is no evidence of corresponding C iv absorption however so the nature of the absorption would have to be different than in BALs and systems with intrinsic narrow-line absorbers (e.g., Crenshaw et al. 2003). One scenario that would explain the absorption of Lyα and not metal lines would be the infall of pristine gas from the IGM (e.g., Barkana & Loeb 2003). There is certainly evidence of strong IGM H i opacity blueward of Lyα, and we cannot rule out absorption at Å in some WLQs, but it does not explain the C iv weakness, and we conclude that most WLQs are likely to have intrinsically weak emission lines.


          Manual Inspection of Spectra

          A small percentage of spectra on every plate are inspected manually, and if necessary, the redshift, classification, zStatus , and CL are corrected. We inspect those spectra that have zWarning or zStatus indicating that there were multiple high-confidence cross-correlation redshifts, that the redshift was high ( z > 3.2 for a quasar or z > 0.5 for a galaxy), that the confidence was low, that signal-to-noise ratio was low in r , or that the spectrum was not measured. All objects with zStatus = EMLINE_HIC or EMLINE_LOC , i.e., for which the redshift was determined only by emission lines, are also examined. If, however, the object has a final CL > 0.98 and zStatus of either XCORR_EMLINE or EMLINE_XCORR , then despite the above, it is not manually checked. All objects with either specClass = SPEC_UNKNOWN or zStatus = FAILED are manually inspected.

          Roughly 8% of the spectra in the EDR were thus inspected, of which about one-eighth, or 1% overall, had the classification, redshift, zStatus , or CL manually corrected. Such objects are flagged with zStatus changed to MANUAL_HIC or MANUAL_LOC , depending on whether we had high or low confidence in the classification and redshift from the manual inspection. Tests on the validation plates, described in the next section, indicate that this selection of spectrafor manual inspection successfully finds over 95% of the spectra for which the automated pipeline assigns an incorrect redshift.


          شاهد الفيديو: ما هو الثقب الأسود (شهر اكتوبر 2021).