الفلك

كيفية البحث في الثنائيات في سمباد باستخدام الأنواع الطيفية

كيفية البحث في الثنائيات في سمباد باستخدام الأنواع الطيفية

يوجد في قاعدة بيانات Simbad العديد من النجوم الثنائية المدرجة مع التصنيف الطيفي لكل مكون. على سبيل المثال ، ل $ alpha $ Centauri ، Simbad ينتج نوعًا طيفيًا من G2V + K1V.

سؤالي هو ، ما هي المعايير التي يجب علي إدخالها للبحث عن جميع الثنائيات ذات المكونين G و K؟ وماذا لو كنت أرغب في البحث تحديدًا عن ثنائيات GV + KV؟

لا أعرف ما إذا كان يمكن إجراء هذا البحث باستخدامأنواعوحماقةمعايير البحث.


الفلك

أقوم حاليًا ببحث الدكتوراه الخاص بي مع إميلي ليفيسك في جامعة واشنطن ، وتركز رسالتي على الكسر الثنائي من الكواكب الحمراء العملاقة في مجرات المجموعة المحلية M31 و M33 و Magellanic Clouds. تُظهر النماذج التطورية أن مجموعات RSG الثنائية ستظل موجودة دائمًا في الأنظمة ذات النجوم من النوع B ، وبالتالي ستُظهر من الناحية الطيفية نطاقات TiO القوية المميزة لـ RSG بالإضافة إلى خطوط البلسم العلوية الموجودة في النجوم من النوع B. يؤدي الجمع بين أطياف هذين النوعين من النجوم إلى إنشاء توزيع طيفي & # 8220 تسطيح & # 8221 للطاقة الطيفية أكثر من المتوقع ، وبالتالي يمكن التقاطها ضوئيًا. من خلال وضع التخفيضات الملونة على القياس الضوئي الأرشيفي ، توصلت إلى قائمة بالثنائيات النجمية RSG + B المرشحة. ثم تمت مراقبة المرشحين من خلال التحليل الطيفي وانتهى بي الأمر بالبحث عنهم

250 منهم! أنا & # 8217m الآن في عملية النظر في كيفية تغير الكسر الثنائي كدالة للمعادن. تم تحديد موعد مناقشة أطروحتي في 25 فبراير 2021!

بدأت العمل لأول مرة مع Phil Massey كطالب في REU في صيف عام 2009. على الرغم من أن المشروع الذي اختاره بالنسبة لي كان اختيارًا سخيفًا لطالب صيفي (تعرف على المزيد حوله أدناه) ، قررت مواصلة العمل معه بعد العودة إلى ويليسلي في الخريف. استمر هذا التعاون حيث انتقلت & # 8217ve ذهابًا وإيابًا بين موظف بدوام جزئي وكامل في Lowell أثناء عيشي في Flagstaff والعمل عن بُعد. خلال السنوات التسع الماضية ، قمت أنا وفيل بالكثير من الأبحاث الرائعة حول مجموعة متنوعة من المشاريع المثيرة للاهتمام.

مسح M31 و M33 وغيوم ماجلان لنجوم Wolf-Rayet

نجوم وولف رايت (WR) هي نجوم متطورة متطورة ، ويجب أن يختلف العدد النسبي للنجوم الغنية بالكربون (نوع WC) والنجوم WR الغنية بالنيتروجين (نوع WN) مع فلزية المجرة المضيفة ، مما يوفر اختبارًا حساسًا من نظرية التطور النجمي. ومع ذلك ، فقد تم تحيز استطلاعات WR السابقة نحو اكتشاف نجوم WC ، حيث أن توقيعات خط الانبعاث أقوى بكثير من تلك الخاصة بالشبكات WN. باستخدام تقنية مرشح التداخل ، قمنا بمسح M31 و M33 و Magellanic Clouds لنجوم Wolf-Rayet. كما هو متوقع ، وجدنا عددًا غير قليل من WNs الجديدة!

نوع جديد من نجوم وولف رايت: WN3 / O3s

كجزء من استطلاع Wolf-Rayet في سحابة Magellanic ، وجدنا نوعًا جديدًا من نجوم Wolf-Rayet! لقد وجدنا الآن 9 منهم في سحابة ماجلان الكبيرة وصممنا أطيافهم باستخدام CMFGEN. لقد أقنعنا أنفسنا بأن هذه النجوم الجديدة ليست ثنائيات (لأسباب متنوعة) ، ووجدنا أنه يمكننا نمذجة أطيافها باستخدام مجموعة واحدة من المعلمات الفيزيائية. ما زلنا نحاول اكتشاف الخصائص التطورية لهذه النجوم ، لكن النظرية الحالية تقول إنها مرحلة قصيرة العمر من التطور الطبيعي للنجم الفردي عند بعض المعادن & # 8211 لكن ترقبوا!

فحص التردد الثنائي لـ Wolf-Rayets في M31 و M33

تتنبأ النماذج التطورية للنجوم الضخمة عمومًا بالنسب الصحيحة لنجوم Wolf-Rayet من نوع WC و WN ذات المعادن المنخفضة ، ولكنها تقلل من النسبة عند المعادن الأعلى (الشمسية وما فوق). أحد التفسيرات المحتملة لهذا الفشل هو أن النماذج ذات النجمة المفردة ربما لا تكون كافية وأن التدفق الزائد لفصوص روش في ثنائيات قريبة ضروري لإنتاج & # 8220extra & # 8221 WC نجوم في معادن أعلى. ومع ذلك ، قد يتطلب هذا تواتر ثنائيات ضخمة قريبة تعتمد على الفلزية. كجزء من هذا البحث ، اختبرنا هذه الفرضية من خلال البحث عن ثنائيات وولف-رايت القريبة في البيئات المعدنية العالية لـ M31 ومركز M33 وكذلك في البيئات المعدنية المنخفضة في المناطق الوسطى والخارجية من M33. بعد تحديدها

100 من ثنائيات Wolf-Rayet استنادًا إلى اختلافات السرعة الشعاعية ، خلصنا إلى أن التردد الثنائي القريب لـ Wolf-Rayets لا يعتمد على الفلزية ، وبالتالي يجب أن تكون العوامل الأخرى مسؤولة عن الوفرة الزائدة لنجوم WC ذات الفلزات العالية. ومع ذلك ، فقد تم بالفعل استخدام تعريفاتنا الأولية وملاحظاتنا لهذه الثنائيات القريبة بشكل جيد لأننا نلاحظ حاليًا عهودًا إضافية لتحديد المدار والكتلة في نهاية المطاف.

قياس كتل الثنائيات من النوع O

بدأ بحثنا عن الأنظمة الثنائية من النوع O في سحابة Magellanic بالتقاط الكثير من الصور لمناطق غنية بالنجوم الضخمة. بعد البحث عن النجوم التي تنوعت في سطوعها بمرور الوقت ، حددنا 48 متغيرًا دوريًا. ثم أكدنا طيفيًا هذه النجوم كثنائيات من خلال تحديد الاختلافات داخل أطيافها التي أظهرت أن الأنظمة كانت تتحرك. من خلال قياس حركة النجوم ، تمكنا من الحصول على حلول مدارية ومن ثم الحصول على كتل دقيقة جدًا للنجوم الفردية داخل النظام! ثم قمنا بمقارنة نتائجنا بالنماذج التطورية.

اختبار نظرية التطور النجمي باستخدام العمالقة الصفراء والحمراء في غيوم ماجلان

يوفر المحتوى الأصفر العملاق للمجرات القريبة اختبارًا حاسمًا لنظرية تطور النجوم الضخمة. من خلال تحديد عدد العمالقة الصفراء العملاقة في مجرة ​​، يمكننا مقارنة نتائجنا بمسارات جنيف التطورية. لقد أكملنا هذه المقارنة في الأصل باستخدام المحتوى الأصفر العملاق لسحابة ماجلان الصغيرة ووجدنا أن النماذج بالغت في التنبؤ بعمر العملاق الأصفر بمعامل 10. ومع ذلك ، عاد أصدقاؤنا في جنيف إلى لوحة الرسم وقاموا ببعض تقريبية أقل قليلا. عندما أجرينا نفس الاختبار باستخدام عمالقة صفراء عملاقة وعمالقة حمراء عملاقة في سحابة ماجلان الكبيرة ، وجدنا أن النماذج التطورية الجديدة في جنيف تقوم بعمل مثالي في التنبؤ بكل من مواقع وأعمار هذه الأجسام المؤقتة.

مقارنة بين برنامجي النمذجة الطيفية: CMFGEN و FASTWIND

بشكل عام ، اختار مستشارو REU المشاريع التي يمكن أن يكملها الطالب الصيفي خلال الصيف (أي 3 أشهر). بدلاً من ذلك ، استغرق مشروع REU الخاص بي 3 سنوات لإكماله. خلال تلك السنوات الثلاث ، قارنت نتائج برنامجين للنمذجة الطيفية (CMFGEN و FASTWIND) من خلال نمذجة النجوم من النوع O في سحابة Magellanic. يعامل الرمزان عملية النمذجة بشكل مختلف تمامًا. تتخذ FASTWIND منهجًا تقريبيًا للتعامل مع جميع العناصر المختلفة بينما تحل CMFGEN بدلاً من ذلك كل التفاصيل الدقيقة. وهكذا ، بينما يأخذ FASTWIND

8 دقائق للتشغيل ، يمكن أن يستغرق CMFGEN ما يصل إلى 48 ساعة. تم استخدام كلا الرمزين على نطاق واسع لنمذجة أطياف النجوم من النوع O ، ولكن لم يتم إجراء مقارنة باستخدام الرموز المختلفة على نفس الأطياف. بعد الانتهاء من النمذجة ، وجدنا أنه لا يوجد فرق كبير في تحديد درجة الحرارة ، ولكن الجاذبية السطحية تختلف بشكل منهجي. يمكن العثور على مزيد من المعلومات في ورقتنا & # 8220Bake Off & # 8221.

سطوع السماء في مرصد قمة كيت الوطني

تضمن أحد مشاريعي البحثية مع Phil Massey قياس سطوع سماء الليل في Kitt Peak National Observatory بالقرب من Tucson ، AZ. ثم قمنا بمقارنة بيانات عام 2010 بالقياسات التي أخذها فيل في عامي 1990 و 2000. ومن اللافت للنظر أننا وجدنا أن سطوع سماء قمة كيت في أوجها مظلمة تمامًا كما كانت قبل 20 عامًا. يشير هذا إلى أن قوانين الإضاءة التي تم إنشاؤها في مقاطعة توكسون وبيما في أوائل العقد الأول من القرن الحادي والعشرين كانت فعالة بشكل لا يصدق. سلطت صحيفة Tucson الضوء على جهودنا بالإضافة إلى العديد من المصادر الأخرى مثل Sky & amp Telescope وبيان صحفي صادر عن NOAO.

خلال سنواتي الأولى والعليا في ويليسلي عملت مع البروفيسور ريتشارد فرينش لتحليل بيانات زحل كاسيني. قضيت الفصل الدراسي الأول في التحقيق في التباين السمتي في حلقات زحل & # 8217s A و B باستخدام بيانات VIMS. تحدث حالات عدم التناسق هذه بسبب تشكيلات الجسيمات الحلقية التي تسمى الاستيقاظ. تنشأ الاستيقاظ من الرغبة المتأصلة للجسيمات في الارتباط ببعضها البعض من خلال قوى الجاذبية. ومع ذلك ، فإن هذه الجسيمات تقع ضمن حدود روش ، مما يعني أنها تستطيع & # 8217t أن تترابط معًا وتشكل قمرًا بسبب اضطرابات المد والجزر من سحب جاذبية زحل. ومع ذلك ، فإن اضطرابات المد والجزر تتسبب في تكوين تيارات صغيرة تسمى الاستيقاظ. تميل هذه التيارات بمقدار 20 درجة فيما يتعلق بالمستوى الدائري لزحل & # 8217 ثانية. وبالتالي ، اعتمادًا على إمالة حلقات Saturn & # 8217s وزاوية رؤيتك ، يكون من الأسهل الرؤية من خلال الحلقات وتظهر الحلقات أغمق (رباعي خلفي) أو يصعب رؤيتها من خلال الحلقات وبالتالي تعكس الحلقات مزيدًا من الضوء يعود إليك ويظهر أفتح (رباعي رائد).

لاحظ السطوع (في الربع الأول) والتغميق (في الربع اللاحق). (الفرنسية وآخرون ، 2007)

بعد ذلك أمضيت الفصل الدراسي الثاني أبحث في بيانات اختفاء الحلقة وقياس موقع ميزات الحلقة البارزة المختلفة (مثل قسمي Cassini و Encke). يمكن بعد ذلك استخدام هذه البيانات للمساعدة في تحديد حل القطب الدقيق لزحل. هذه صورة رسمها أستاذ معين & # 8220clever & # 8221 على شاشة جهاز الكمبيوتر الخاص بي أثناء استراحة من قياس مواقع ميزات الحلقة المختلفة.

بصفتي طالبًا في السنة الثانية في ويلسلي ، شاركت في برنامج Sophomore Early Research Program. اقترنني هذا البحث بعلم الفلك الأستاذ ستيف سليفان وعمله على كويكبات عائلة كورونيس. خلال السنة الأولى من بحثي في ​​علم الفلك & # 8220real & # 8221 ، تعلمت كيفية استخدام التلسكوب 24 بوصة في مرصد Wellesley & # 8217s Whitin لجمع صور CCD وتقليلها. ثم استخدمت هذه الصور لتحديد الفترات و ح مقادير لثلاثة أفراد مختلفين من عائلة كورونيس: (3032) إيفانز ، (1443) روبينا ، و (2268) سزميتونا. يظهر أدناه منحنى الضوء لـ (2268) Szmytowna على مراحل إلى الفترة المناسبة.

في نهاية العام ، نشرت أنا والبروفيسور سليفان ورقة في نشرة Minor Planet تفصل النتائج التي توصلنا إليها.


1 المقدمة

النجوم الثنائية عديدة (من 50 إلى 90 في المائة في المجموعة المحلية). توفر ثنائيات الكسوف المزدوج المبطنة الطريقة الوحيدة التي يمكن من خلالها تقدير المعلمات النجمية الأساسية (مثل الكتلة ، ونصف القطر ، واللمعان ، وما إلى ذلك) بشكل مستقل دون الحاجة إلى حل الثنائي مكانيًا أو الاعتماد على افتراضات الفيزياء الفلكية. لسوء الحظ ، لا يمكن إجراء سوى جزء صغير من كل الكسوف والثنائيات ، والتحليل الطيفي ، بدقة كافية ، فقط للنجوم الساطعة. لا يترك تقاطع هاتين المجموعتين سوى عدة مئات من النجوم ، وهو مقدار لا ينمو بشكل ملحوظ.

وفي الوقت نفسه ، فإن التطورات الرئيسية الحديثة في أجهزة الكشف عن CCD وتنفيذ تقنيات تحليل اختلاف الصور تمكن من القياسات الضوئية المتزامنة لعشرات الآلاف من النجوم في تعريض واحد ، مما يؤدي إلى نمو كبير في عدد النجوم ذات الجودة العالية ، والحقب المتعددة ، البيانات الضوئية. هناك عدة ملايين من منحنيات الضوء المتاحة من مجموعة متنوعة من المسوحات ، مثل ASAS الأرضية (Pojmański 2002) ، MACHO (Alcock et al. 1998) ، OGLE (Rucinski & amp Maceroni 2001) ، EROS (Grison et al. 1995 ) و TrES (Alonso et al. 2004) و HAT (Bakos et al. 2004) والمركبة الفضائية كبلر (ماتيجيفيتش وآخرون 2012) و CoRoT (Loeillet et al.2008) المشاريع. وبالتالي ، فإن ثنائيات الكسوف تمثل النوع الأكثر عددًا من الثنائيات ذات الفترة المدارية المعروفة ، لأنه يمكن تحديدها بسهولة من مجموعات المراقبة الضوئية غير الطويلة جدًا. ومع ذلك ، فإن عدد ثنائيات الكسوف المميزة بالكامل لم ينمو بشكل ملحوظ ، حيث لم يكن هناك نمو مقابل في كمية البيانات الطيفية. لذلك ، سيكون من المستحسن تطوير إجراء لتقدير قيم المعلمات الأساسية لتخطي المتغيرات بعناصر طيفية غير معروفة. من الواضح ، يجب إجراء تقييم للحالة التطورية الثنائية الكسوف قبل بدء تقدير المعلمة الأساسية ، حيث تختلف مجموعة قواعد البارامتر من حالة تطورية إلى أخرى.

تم اقتراح إجراء لتحديد الفئة التطورية من بقية بيانات الملاحظة لأول مرة بواسطة Svechnikov و Istomin & amp Grekhova (1980). يعتمد الإجراء على عدد محدود من الأنظمة ذات الفئات المعروفة الواردة في كتالوج Svechnikov القديم (1969) والتي ، كما أظهر تحليلنا (Malkov et al. 2006) ، ليست دقيقة بما يكفي. يمكن أيضًا العثور على أفكار مفيدة لتصنيف ثنائيات الكسوف في دراسة إحصائية أجرتها Giuricin و Mardirossian & amp Mezzetti (1983 أ) ، ومع ذلك ، فقد تعاملوا في الغالب مع ثلاث فئات فقط من الأنظمة (منفصلة ، وشبه منفصلة ، وملامسة).

في هذا البحث ، نقدم إجراءً جديدًا ، والذي يستخدم مجموعة القواعد الأكثر شمولاً لتصنيف الثنائيات الكسوف ، بينما يتطلب فقط معلمات منحنى الضوء وتقدير النوع الطيفي للثنائي أو مؤشر اللون. يمكن استخدام هذا الإجراء لتوصيف أعداد كبيرة من ثنائيات الكسوف بسرعة (والتي يمكن أن ينصح بها على سبيل المثال للتحقيقات الإحصائية) ، ويسمح للمستخدم بتصنيفها ، حتى إذا كانت مجموعة المعلمات المذكورة غير كاملة. تم اختبار الإجراء مع كتالوج متغيرات الكسوف (CEV Avvakumova، Malkov & amp Kniazev 2013) ، وهي قاعدة البيانات الرئيسية في العالم لأنظمة الكسوف الثنائية مع التصنيف المتاح.

يتم تقديم مخطط التصنيف في القسم 2. تم وصف اختبار وتطبيق الإجراء في القسم 3. ويمكن أيضًا العثور على مناقشة الأنظمة ذات التصنيفات الغامضة أو المتناقضة ، بالإضافة إلى الأنظمة التي تنتمي إلى مراحل تطور متطرفة وغير عادية في هذا القسم. في القسم 4 ، نستخلص استنتاجاتنا. يحتوي الملحق أ على مناقشة للثنائيات المحددة. في الملحق ب ، نقدم مثالاً لتطبيق إجراء التصنيف الخاص بنا ، بينما يتم سرد ثنائيات المجموعة في الملحق ج.


كتالوجات فلكية

هناك الكثير من الفهارس التي تحتوي على معلومات عن الأجرام السماوية ، كل منها يعطي كائناته تسمية مختلفة. قد يكون من المربك محاولة تذكر مجموعة عشوائية من الأحرف ، لذا دعني أحاول تقديم القليل من الخلفية والوصف للكتالوجات الرئيسية. سأركز على الكتالوجات النجمية ، لكن سأقوم بتضمين بعض الكتب الأخرى التي تظهر بشكل متكرر.

ألفا أوريونيس تتم تسمية النجوم الساطعة بحرف يوناني صغير وحالة مضافة لاسم كوكبة. تعود هذه التسميات إلى عام 1603 ، عندما نشر يوهان باير أطلس نجم اسمه أورانومتريا. يتم تخصيص الأحرف تقريبًا بترتيب السطوع الظاهري (السطوع = &ألفا، ثاني ألمع = & بيتا، وما إلى ذلك) ، ولكن في بعض الأحيان تسقط عن النظام. تحتوي الأبجدية اليونانية على 24 حرفًا صغيرًا فقط ، لذلك إذا كانت مجموعة النجوم تحتوي على أكثر من 24 نجمة في كتالوج Bayer ، فقد استمر في استخدام الأحرف اللاتينية الكبيرة "A" ، ثم الأحرف اللاتينية الصغيرة "b" و "c" ، وما إلى ذلك ، ولكن مع حذف الحرفين "j" و "v". على سبيل المثال ، يُعرف النجم المتغير البيضاوي في Perseus ، HR 1324 ، باسم "b Persei".

61 سيغني أنشأ عالم الفلك الإنجليزي جون فلامستيد أطلسًا ، هيستوريا كيليستيس بريتانيكا، حيث أعطيت النجوم داخل كل كوكبة أرقامًا. يتم تشغيل الأرقام حسب موقع كل نجم (الصعود الأيمن) ، وليس السطوع. تميل هذه التسميات إلى استخدام النجوم التي تكون أضعف إلى حد ما من تلك التي تحتوي على أحرف يونانية ، ولكنها لا تزال مرئية بالعين المجردة.

  • يحتوي كتالوج NGC التفاعلي على صور وأوصاف لبعض (وليس كل) كائنات NGC ، كما يوفر وصولاً سريعًا إلى النسخ الممسوحة ضوئيًا من Digital Sky Survey في موقع كل منها.
  • نظرًا لأن العديد من (معظم؟) الكائنات في NGC و IC هي خارج المجرة ، فإن NED (قاعدة بيانات NASA Extragalactic) هي مكان جيد للبحث عنها.
  • وصف SIMBAD لكتالوج SAO
  • توفر أداة Aladin من SIMBAD صورًا تستند إلى عمليات المسح الرقمية للوحات POSS.
  • يوفر مسح STScI Digitized Sky Survey صورًا بناءً على اللوحات الرقمية أيضًا.
  • تعد أداة SkyView طريقة أخرى لإلقاء نظرة على هذه الصور ، حيث يمكنك طلب تراكبات كتالوج SAO.
  • وصف SIMBAD لكتالوج GSC (الإصدار GSC 2.3.2)
  • تم وصف الإصدار 1.0 من GSC في سلسلة من ثلاث ورقات كبيرة في مجلة Astronomical Journal:
    • كتالوج دليل النجوم. ط- الأساسات الفلكية ومعالجة الصور، Lasker et al.، AJ 99، 2019 (1990).
    • كتالوج دليل النجوم. ثانياً - النماذج والحلول الضوئية والفلكية راسل وآخرون ، AJ 99 ، 2059 (1990).
    • كتالوج دليل النجوم. ثالثا - الإنتاج وتنظيم قاعدة البيانات والإحصاءات السكانية جينكنر وآخرون ، AJ 99 ، 2082 (1990).
    • وصف سيمباد كتالوجات Hipparcos و Tycho
    • وصف SIMBAD لكتالوج Tycho-2 الذي ربما يكون المصدر الأفضل للنجوم الخافتة.
    • وصف سيمباد للحد الجديد من Hipparcos كما نشره فان ليوين في عام 2007.
    • الصفحة الرئيسية لبعثة Hipparcos في وكالة الفضاء الأوروبية.
    • يحتوي موقع ويب SDSS على روابط لواجهة الويب "SkyServer" الخاصة به. أحد أكثرها فائدة هو نموذج البحث الشعاعي.
    • تتيح لك أداة SDSS CasJobs الاستعلام عن قاعدة بيانات SDSS بالكامل باستخدام SQL.
    • تُنشئ أداة مخطط البحث SDSS DR7 صورًا ملونة لأي منطقة من السماء يغطيها الاستطلاع.
    • وصف سيمباد لكتالوج SDSS DR7
    • يوفر هذا الوصف لأحد مشاريع SDSS معلومات أساسية عن معدات وطرق المسح.

    من أجل إجراء بحث فعال من خلال أي من الكتالوجات المخزنة في SIMBAD ، يمكنك استخدام أداة البحث في كتالوج Vizier. ستتيح لك هذه الأداة تحديد كائنات من أي كتالوج وفقًا لمعايير اختيارك. على سبيل المثال ، دعنا نجري بحثًا معًا: لنجد كل النجوم في كتالوج Bright Star والتي تكون أكثر إشراقًا من الحجم الخامس = 0.0.

    تمارين

    • البحث عن كل النجوم مع اختلاف المنظر (Plx) أكثر من 500 مللي ثانية ، تكون تلك النجوم قريبة جدًا ، في غضون بضع سنوات ضوئية من الأرض.
    • أي من هذه النجوم قد يكون مرئيًا من مدينة روتشستر؟
    • هل يمكنك عمل مخطط اكتشاف لهذا النجم؟ جرب استخدام أداة علاء الدين. ابحث عن شريك في الفصل يجلس بجوارك. اطلب من شخص ما أن يقوم بعمل رسم بياني باستخدام الشخص الآخر
    • قارن صورتك بصورة شريكك.

    للمزيد من المعلومات

    أحب القراءة عن تاريخ علم الفلك. أحد كتبي المفضلة هو حقوق النشر والنسخ لـ J.B. Hearnshaw Michael Richmond. هذا العمل مرخص بموجب رخصة المشاع الإبداعي.


    3 RBM

    بالنظر إلى أن RBM هي نسخة معممة من Boltzmann Machine (BM) ، فإننا نراجع BM أولاً في هذا القسم. للحصول على معلومات مفصلة عن BM ، تتم إحالة القراء إلى Ackley و Hinton و amp Sejnowski (المرجع Ackley و Hinton و Sejnowski 1985).

    يمكن اعتبار BM نموذجًا رسوميًا ثنائي الأجزاء يتكون من طبقتين يوجد فيهما عدد من الوحدات مع كل من توصيلات الطبقة الداخلية والطبقة الداخلية. طبقة واحدة هي طبقة مرئية $ textbf < textit > دولار مع م وحدات ثنائية مرئية الخامسأنا، على سبيل المثال ، $ v_i = 0 textrm <أو> v_i = 1 $ (أنا = 1, 2, . . ., م). لكل وحدة في الطبقة المرئية ، يمكن ملاحظة القيمة المقابلة. الطبقة الأخرى هي طبقة مخفية (كامنة) $ textbf < textit > دولار مع ن وحدات ثنائية مخفية حي. كما في الطبقة المرئية ، $ h_j = 0 textrm h_j = 1 $ (ي = 1, 2, . . ., ن). لكل وحدة أو خلية عصبية في الطبقة المخفية ، تكون القيمة المقابلة مخفية أو كامنة أو غير قابلة للرصد ، ويجب استنتاجها.

    ترتبط الوحدات القادمة من طبقتين من BM بحواف مرجحة تمامًا ، مع الأوزان ثاي جاي (الخامسأناحي) (أنا = 1, 2, . . ., م, ي = 1, 2, . . ., ن). بالنسبة للطبقتين ، فإن الوحدات الموجودة داخل كل طبقة محددة مرتبطة أيضًا ببعضها البعض ، وكذلك بالأوزان.

    بالنسبة إلى BM ، يمكن تعريف وظيفة الطاقة على النحو التالي:

    وفي RBM ، فإن جأنا هو التحيز للوحدة المرئية الخامسأنا بالصيغة التالية:

    ثم ، لكل زوج من المتجه المرئي والمتجه المخفي $ ( textbf < textit > ، textbf < textit >) $ ، يمكن تحديد احتمال هذا الزوج على النحو التالي:

    بالإضافة إلى ذلك ، فإن نموذج RBM هو نموذج رسومي مع وحدات لكلتا الطبقتين غير متصلة داخل طبقة معينة ، أي لا توجد سوى وصلات بين الطبقتين لـ RBM (Hinton & amp Salakhutdinov Reference Hinton and Salakhutdinov 2006). رياضيا ، من أجل RBM ، أاي جاي = 0 من أجل أنا, ي = 1, 2, . . ., م و داي جاي = 0 من أجل أنا, ي = 1, 2, . . ., ن. هكذا حالات كل الوحدات الخفية حيتكون مستقلة بالنظر إلى متجه مرئي محدد $ textbf < textit > $ وهكذا هي الوحدات المرئية الخامسأنايتم إعطاء متجه مخفي محدد $ textbf < textit > دولار. بعد ذلك ، يمكننا الحصول على الصيغة التالية:

    3.1 الاختلاف التقابلي

    اقترحت Hinton الاختلاف التباين (CD) ويمكن استخدامه لتدريب RBM (Hinton، Osindero، & amp Teh Reference Hinton، Osindero and Teh 2006). في البداية ، نحن نعطي الخامسأنا (أنا = 1, 2, . . ., م) ، ثم يمكننا الحصول عليها حي (ي = 1, 2, . . ., ن) من خلال الوظيفة السينية الواردة أعلاه. وقيمة حي يتم تحديده من خلال مقارنة قيمة عشوائية ص تتراوح من 0 إلى 1 مع احتمال $ p (h_j = 1 | textbf < textit >) $. بعد ذلك ، يمكننا إعادة بناء $ textbf < textit > $ بواسطة $ p (v_i = 1 | textbf < textit >)$ .

    يمكننا تكرار العملية المذكورة أعلاه للخلف وللأمام حتى يصبح خطأ إعادة الإعمار صغيرًا بدرجة كافية أو يصل إلى الحد الأقصى لعدد التكرارات ، والذي تم تعيينه مسبقًا. لتحديث الأوزان والتحيزات في RBM ، من الضروري حساب المشتق الجزئي التالي:

    بعد ذلك يمكن تعديل الوزن وفق القاعدة التالية:

    في المعادلات (3) - (5) ، $ E _ < text> [ star] $ سهلة الحساب. لحساب أو استنتاج المصطلح الأخير $ E _ < text> [ star] $ ، يمكننا اللجوء إلى MCMC.

    3.2 الطاقة الحرة و سوفت ماكس

    لتطبيق RBM للتصنيف ، يمكننا اللجوء إلى التقنية التالية. يمكننا تدريب الإدارة القائمة على النتائج لكل فئة محددة. وللتصنيف ، نحتاج إلى الطاقة المجانية ووظيفة soft-max للمساعدة. لمتجه الإدخال المرئي المحدد $ textbf < textit > $ ، طاقتها المجانية تساوي الطاقة التي يجب أن يمتلكها تكوين واحد وهي تساوي مجموع احتمالات جميع التكوينات التي تحتوي على $ textbf < textit > دولار. في هذه الدراسة ، الطاقة الحرة (Hinton Reference Hinton، Montavon، Orr and Müller 2012) لمتجه إدخال مرئي محدد > $ يمكن حسابها على النحو التالي:

    لمتجه اختبار محدد معين $ textbf < textit > $ ، بعد تدريب RBMج في فئة معينة ج، احتمالية تسجيل ذلك RBMج يعين إلى $ textbf < textit > $ يمكن حسابها بالصيغة التالية:

    في المعادلة (7) ، جميع وظائف القسم $ widetildeيمكن تعلم s $ من خلال تدريب الاحتمال الأقصى (ML) لوظيفة "soft-max" ، حيث تكون طريقة الاحتمال الأقصى نوعًا من طريقة تقدير المعلمات بشكل عام بمساعدة احتمالية السجل. هنا ، يتم تحديد وظيفة "soft-max" لوحدة معينة بشكل عام بالشكل التالي:

    من أجل الوضوح ، نعرض خوارزمية RBM الكاملة في ما يلي. يمكن تلخيص خوارزمية RBM ككل بناءً على طريقة القرص المضغوط على النحو التالي:

    • الإدخال: متجه إدخال مرئي $ textbf < textit > $ حجم الطبقة المخفية نحومعدل التعلم η والعصر الأقصى مه

    • الإخراج: مصفوفة الوزن $ textbf < textmd > $ ، متجه التحيز للطبقة المخفية $ textbf < textit > $ ، ومتجه التحيزات للطبقة المرئية $ textbf < textit >$

    التهيئة: اضبط الحالة المرئية باستخدام $ textbf < textit > _1 = textbf < textit > $ ، وقم بتعيين $ textbf < textmd > $، $ textbf < textit > $ و $ textbf < textit > $ بقيم صغيرة (عشوائية) ،

    احسب القيمة التالية:

    عينة ح 1ي من التوزيع الشرطي $ P (h_ <1j> | textbf < textit > _1) $ باستخدام طريقة أخذ عينات جيبس

    ل أنا = 1, 2, . . ., نالخامس، // هنا ، نالخامس هو حجم متجه الإدخال المرئي $ textbf < textit >$

    احسب القيمة التالية:

    عينة الخامس 2أنا من التوزيع الشرطي

    $ P (v_ <2i> | textbf < textit > _1) $ باستخدام طريقة أخذ عينات جيبس

    احسب القيمة التالية:

    من أجل التصنيف ، بعد تدريب RBM باستخدام الخوارزمية المذكورة أعلاه ، نحتاج إلى حساب دالة الطاقة الحرة بواسطة المعادلة (6) ومن ثم يمكننا تعيين تسمية للعينة $ textbf < textit > $ مع المعادلة (7).


    النجوم

    400 - 700 كلفن ، تنبعث منها طاقة أقل مليون مرة من الشمس ، وتمتلك أطيافًا يهيمن عليها الجزيء (مثل الماء والميثان والأمونيا) وأجواء أقرب إلى المشتري من أي نجم.

    يستخدم مايك ليو التصوير عالي الدقة الزاوي من نظام البصريات التكيفية للنجوم المرشد بالليزر (LGS AO) من Keck للبحث عن الثنائيات بين مجموعة الأقزام البنية في المجال.

    يحتوي هذا البرنامج على ثلاثة جوانب رئيسية:

      التعرف على الأشياء الأكثر برودة ، والتي تم العثور عليها كرفاق لأروع الأقزام البنية المعروفة. كان الاكتشاف الأكثر تطرفًا هو نظام CFBDSIR J1458 + 10AB (الموضح هنا) ، وهو أبرد نظام ثنائي معروف حتى الآن (500 K + 370 K ثنائي).

    نجوم المعادن الفقيرة

    توفر العناصر الضوئية ، الليثيوم ، والبريليوم ، والبورون ، أدوات تتبع للعديد من جوانب علم الفلك بما في ذلك البنية النجمية ، وتطور المجرات ، وعلم الكونيات.

    استخدمت آن بوسجارد وثلاثة طلاب دراسات عليا تلسكوب كيك لقياس وفرة Be في 117 نجمًا فقيرًا بالمعادن ومقارنتها بوفرة العناصر الأخرى مثل الحديد والأكسجين. ووجدوا أنه من المحتمل أن يكون تكوين Be في النجوم التراكمية في المقام الأول بالقرب من المستعرات الأعظمية من النوع الثاني ، بينما تشكلت Be في النجوم المشتتة بشكل أساسي عن طريق تشظي الأشعة الكونية المجرية.

    بروتوستار يتيم

    النجوم ، وربما دائمًا ، تتشكل في أنظمة متعددة صغيرة. هذا يؤدي إلى تفاعلات ديناميكية قوية بين الأجنة النجمية: عادة ما يتطور النظام الثلاثي إلى ثنائي ضيق ويتم إخراج كائن واحد ، إما في مدار بعيد أو في هروب.

    كان Bo Reipurth يجري عمليات محاكاة عددية N-body تكشف أن مثل هذه الانقسامات للأنظمة الثلاثية تحدث بشكل متكرر أثناء مرحلة النجم الأولي ، عندما تكون الأجنة النجمية مغروسة في قلب السحابة المشيمية ولا تزال تنمو. عندما يتم إخراج الجنين قبل أن ينمو إلى كتلة تساوي 0.08 كتلة شمسية ، فإنه سيبقى إلى الأبد قزمًا بنيًا.

    في كثير من الحالات ، يتم إخراج الأجسام النجمية الأولية بزخم غير كافٍ لتسلق البئر المحتمل لبؤرة السحابة والثنائي المرتبط بها. يمكن أن يسافر هؤلاء الرفاق غير المحكمين من نوى السحابة الكثيفة إلى مسافات تصل إلى عدة آلاف من الاتحاد الأفريقي قبل أن يتراجعوا ، وفي النهاية يتم طردهم في حالة هروب حيث تختفي نوى السحابة تدريجيًا وتضعف روابط الجاذبية. تقدم مثل هذه النجوم الأولية اليتيمة لمحة مثيرة عن النجوم حديثة الولادة التي عادة ما تكون مخفية عن الأنظار. تم التعرف على عدد من هؤلاء الأيتام في مناطق تشكل النجوم القريبة بالقرب من النجوم الأولية المتضمنة بعمق ، مما سمح لأول مرة بإجراء دراسات مفصلة عن النجوم الأولية في الأشعة تحت الحمراء القريبة وحتى في الأطوال الموجية الضوئية.

    مكتبة كول ستار

    قام جون راينر ببناء مكتبة طيفية من 0.8 - 5 وأم من 210 نجوم باردة ، تمت ملاحظتها بقوة حل 2000 باستخدام طيف الأشعة تحت الحمراء متوسط ​​الدقة وخط الرسم البياني ، SpeX ، في مرفق تلسكوب الأشعة تحت الحمراء التابع لناسا (IRTF) 3.0 متر في Mauna Kea.

    النجوم لديها تصنيفات طيفية MK راسخة وتقتصر في الغالب على المعادن شبه الشمسية. لا تحتوي العينة فقط على الأنواع الطيفية F و G و K و M مع فئات لمعان بينها أنا و الخامس، ولكن يتضمن أيضًا بعض نجوم AGB و carbon و S.

    تشمل الاستخدامات المحتملة للمكتبة دراسة فيزياء النجوم الباردة ، وتصنيف ودراسة العناقيد الشابة المدمجة والمناطق المحجوبة بصريًا في المجرة ، وإجراء التوليف السكاني التطوري لدراسة التجمعات النجمية غير المحلولة في المناطق المحجوبة بصريًا من المجرات.

    أطياف النجوم العملاقة M و S و C بنفس درجة الحرارة الفعالة تقريبًا توضح تأثير زيادة وفرة الكربون أثناء تطور AGB.


    SPLAT VO

    على نظام Linux مثبت عليه Scisoft ، يمكن تشغيل splat باستخدام الأمر unix: تنبيه.
    على جميع أنظمة التشغيل ، يمكنك بدء (webstart) أو التثبيت SPLAT VO يرجى زيارة: http://star-www.dur.ac.uk/

    pdraper / splat / splat-vo / splat-vo.html
    بمجرد البدء ، يمكن للمستخدم فتح طيف 1D عن طريق اختيار & quotFile - & gt Open & quot الخيار ، أو ببساطة الضغط على CTRL-O ، أو بالنقر فوق المجلد المفتوح (الرمز الأول في الزاوية اليسرى العليا) ، ثم انتقل إلى المجلد الذي يحتوي على الطيف ، وحدده بالنقر فوق الزر & quotOpen & quot. تظهر نافذتان جديدتان:

    & quotStarlink SPLAT-VO: & ltplot0 & gt & quot النافذة تعرض الطيف المنخفض افتراضيًا (وليس التدفق المعاير)

    & quotStarlink SPLAT-VO: نافذة أداة التحليل الطيفي & quot ، حيث يمكن للمستخدم تغيير ما يتم عرضه عن طريق اختيار رسم مجموعة FLUX التي تمت معايرتها بدلاً من FLUX_REDUCED ، في القائمة المنسدلة "البيانات".

    تحديث (25 / نوفمبر / 2013): يرجى ملاحظة أنه تم إصلاح مشكلة القائمة المنسدلة للبيانات التي تم الإبلاغ عنها مسبقًا. يرجى تنزيل أحدث إصدار من SPLAT VO من صفحة GAVO SPLAT-VO. يرمز GAVO إلى المرصد الافتراضي الألماني للفيزياء الفلكية.


    القوالب الطيفية

    القوالب الطيفية (عادةً ما تكون النجوم المتأخرة) مطلوبة لتحليل البيانات الحركية على المجرات الخارجية (أو المجموعات النجمية الأخرى). في شبه IR ، فإن أكثر الميزات شيوعًا هي نطاقات CO overtone في & لامدا & GT 2.3 & ميكروم. على الرغم من وجود المكتبات النظرية والنظرية بدقة طيفية منخفضة (R & lt3000) ، لم تتوفر مجموعة شاملة من القوالب الحركية النجمية لاستخدامها مع اثنين من تكوينات أدوات Gemini NIR المستخدمة في الدراسات الحركية للمجموعات النجمية في المجرات الخارجية - NIFS و GNIRS 111 لتر / mm grating (كل من Longslit و IFU) - وجميع البرامج التي تستخدم هذه التكوينات ستقضي دائمًا بعض الوقت العلمي في أخذ مجموعة صغيرة من الأطياف النجمية لاستخدامها كقوالب. أدى ذلك إلى تكرار مستمر في أخذ البيانات ، حيث أن هذه الأهداف هي معايرة للبرامج ولا يتم إتاحتها للمستخدمين الآخرين حتى نهاية فترة الملكية الافتراضية البالغة 18 شهرًا.

    خلال الفترة 2006B في Gemini South ، نظرًا للظروف السيئة بشكل غير عادي على مدار الفصل الدراسي بأكمله ، والنهاية النهائية لبرامج الطقس والطقس السيئ في قائمة الانتظار ، تم تنفيذ برنامج المدير & # 39 s التقديرية والطقس السيئ & quot GS-2006B-DD-3 لتوفير مجتمع NIR مع مجموعة أكبر من الأطياف النجمية المتأخرة (من F7 إلى M3 I و II و III و V) ، مع S / N وسيطة (30-50) ، بما في ذلك نطاقات CO2 overtone (2.24-2.42 & microm) عند R

    دقة 6000. كما لوحظت مجموعة فرعية من الأهداف في نطاق طيفي أكثر زرقة قليلاً لتحسين الفائدة لمستخدمي NIFS ، متداخلة مع الإعداد الأحمر في أول نطاقي ثاني أكسيد الكربون.

    إلى العينة الأصلية المكونة من 29 نجمة التي تمت ملاحظتها باستخدام GNIRS ، تمت إضافة 31 نجمة أخرى من ملاحظات NIFS التي تم الحصول عليها كجزء من البرامج GN-2006A-SV-123 و GN-2006B-Q-107 و GN-2007A-Q-25 ومن المؤرشفة البيانات العامة (من البرامج GN-2006A-C-11 و GN-2007A-Q-45 و GN-2007A-Q-62) ، تغطي النطاق الكامل 2.1 إلى 2.5 ميكروم بدقة مماثلة.

    Detailed description of the observations, data reduction, template usage and systematic effects related to differences in resolution, the range of CO band equivalent width spanned by the templates, and further analysis in the "template mismatch" issue, can be found in "The Gemini Spectral Library of Near-IR Late-Type Stellar Templates and Its Application for Velocity Dispersion Measurements". Winge, Cláudia Riffel, Rogemar Storchi-Bergmann, Thaisa, 2009, ApJS, 185, 186.

    Quick Links:

    Library Description

    GNIRS sample (at Gemini South)
    Instrument configuration GNIRS IFU + 111 l/mm grating in the K band
    "Red" setting &lambdac=2.335µm (2.24-2.43µm), d&lambda=1.84Å/pixel
    "Blue" setting &lambdac= 2.245µm (2.15-2.33µm), d&lambda=1.85Å/pixel
    Combined spectrum 2.15-2.43µm, rebinned to d&lambda = 1Å/pixel
    Observed sample 29 objects in the "red" setting, from F7III to M3III
    Of these, 23 objects were also observed in the "blue" setting
    NIFS sample 1 (v1.5)
    Instrument configuration NIFS IFU + K grating + HK filter, 3.0arcsec or KG3+ND masks
    Original sampling &lambdac=2.20 and 2.25µm (2.07-2.47µm), d&lambda=2.13Å/pixel
    Observed sample 3 objects centred at 2.20µm, 8 centred at 2.25µm, spectral types from G8II to M5III
    NIFS sample 2 (v2.0)
    Instrument configuration NIFS IFU + K grating + HK filter, 3.0arcsec or KG3+ND masks
    Original sampling &lambdac=2.20 (2.04-2.43µm), d&lambda=2.13Å/pixel
    Observed sample Spectral types from G8III to M3I

    The observed sample was selected from a list kindly provided by Greg Doppmann, compiled from the literature (mostly based in Cayrel de Strobel et al 1997), and the selection was based exclusively on observability: targets which were visible for as long as possible during the 06B semester, bright enough to provide the desired S/N on a reasonable on-source time under CC=90, IQ=ANY conditions , and having a hot (A0-A7) star close enough (and bright enough!) to be used for telluric correction. The fact that both target and telluric stars also had to have a bright (V<13mag) guide star available as well, restricted even more the choices.

    The observing conditions also determined the instrument configuration: to achieve R=5900 with GNIRS in long slit mode, one would have to use the 0.30" slit - implying in very large slit losses under IQ=Any (FWHM>0.80" in K) seeing. Given the superior performance of the original GNIRS IFU in the K band (over 90% of that of the equivalent long slit mode), there was only a small loss in sensitivity by using the IFU+111 l/mm grating configuration.

    The data were obtained either as programme calibrations for GN-2006A-SV-123 and GN-2007A-Q-25, and therefore based solely in observability and brightness or as part of another "poor weather" programme GN-2006B-Q-107, and in this case following the same rationale as the GNIRS sample (bright enough for poor conditions, with proper telluric and guide stars available). The stars observed as part of N06A-SV-123 and N07A-Q-25 used the AOWFS for guiding, while for N06B-Q-107, the AO fold was parked and guiding was done using the PWFS2.

    This extra set was derived from archived public data, originally obtained for programmes GN-2006A-C-11, GN-2007A-Q-45 and GN-2007A-Q-62, retrieved and processed by M. R. Diniz, as part of an undergraduate research project at the Universidade Federal de Santa Maria, in Brazil (with R. Riffel as supervisor).

    All the GNIRS data collected under programme GS-2006B-DD-3 has been made public from the start in the Gemini Science Archive. The NIFS data were subject to the standard proprietary period. This page contains links to the table of final processed spectra. Details on the data reduction, template usage and systematic effect, can be found in the paper cited above. The community at large is welcome to download all or part of the library as needed, and users of GNIRS or NIFS are encouraged to explore its use as an alternative to requesting further observation of spectral standards with their science programmes. If the raw data are re-processed to be used in papers or publications, please use the standard Gemini acknowledgement text and the above programme IDs. For the processed data contained in this page, the authors would appreciate acknowledgement of the library use (Winge, Riffel and Storchi-Bergmann, 2009).

    The data are presented in standard FITS format, and the user can select either the GNIRS red (2.24-2.42µm) or blue (2.15-2.32µm) spectral ranges at their native spectral binning or the combined spectrum (when available), rebinned to 1 Å/pix. The NIFS spectra are also presented at native binning and rebinned to 1 Å/pix.

    The authors would like to thank the former Gemini Deputy Director and Head of Science, Jean-Rene Roy, and the former Gemini South Head of Science Operations, Michael West, for the support and time allocation for our GNIRS programme. Many thanks as well to all the Gemini South observers and SSAs that so positively believed that no conditions were ever too poor to give GS-2006B-DD-3 a chance!

    Current release is Version 2.0 - Additional NIFS data included.

    • Jump to the current version of the library (individual spectra and plots).
    • Details on the observations and data reduction procedure, as well as examples on the use of the templates can be found in Winge et al 2009, ApJS, 185, 186. (astroph e-print: arXiv:0910.261)
    • All processed spectra in a single tar gzipped file (and README):
      • GNIRS BLUE setting - RED setting - COMB INED spectra
      • NIFS sample 1 V1.5 original sampling - rebbined
      • NIFS sample 2 V2.0 original sampling - rebbined

      History and release notes:

      2012 Jun 25 - Version 2.0 uploaded to the Gemini Web Site - this corresponds to additional templates observed with NIFS, retrieved from the Gemini Science Archive. No changes made to the already existing spectra (GNIRS and NIFS sample 1). All files include full headers, and the data have been corrected to rest wavelength.

      2009 Jan 31 - Version 1.5 uploaded to the Gemini Web Site

      • يسلط الضوء
        • NIFS data added!
        • Complete headers from the last step of reduction before extracting the spectra to 1-D added back to all spectra.
        • Continuum shape removal improved prior to combining the GNIRS settings.
        • Final spectra are corrected to rest velocity. This was done by taking a strong, isolated line at 2.2814µm and using that as a reference point to all the remaining spectra. The procedure allowed for correcting in one step the intrinsic radial velocity and any zero-point offset that could remain from the wavelength calibration.

        2007 Apr 10 - Version 1.0 uploaded to the Gemini Web Site.

        • Highlights and ToDo list
          • The "blue" setting spectral range currently starts at 2.18µm. After tinkering with the telluric correction for a while, I'm still not satisfied with the result in the Br&gamma region.
          • The image headers are NOT complete. The original GNIRS files are MEF, so most of the information is located in the primary header unit (extension [0]), and gets lost when the spectrum is extracted. This is also in the list for the next release.
          • Final spectra are:
            • NOT flux calibrated. The continuum shape has been removed by fitting a low order polynomial. I decided to go this way rather than tackle the issue of flux calibrating the spectra for this release.
            • NOT corrected for Galactic extinction.
            • NOT corrected for heliocentric radial velocity.

            A broad spectral band Indian Astronomy satellite ‘Astrosat’

            Astrosat will be the first full-fledged Indian Astronomy mission aimed at multiwavelength studies in the optical, near- and far-UV and a broad X-ray spectral band covering 0.5–100 keV. This mission will have the capability of high time-resolution X-ray studies (10 μs timing), low and medium energy-resolution spectral studies and high angular-resolution (about 2″) imaging observations in the UV and optical bands simultaneously. This is realized by using a set of three co-aligned X-ray astronomy instruments and one UV imaging telescope consisting of two similar instruments. Detection and timing studies of X-ray transients and persisting sources will be done by a Scanning Sky X-ray Monitor. This mission will enable studies of different classes of galactic and extragalactic sources in the frontier area of high energy astronomy. Scientific objectives of the mission are highlighted in this paper. A brief summary of the design and characteristics of the X-ray and UV instruments and their expected sensitivities are presented.

            On Behalf of Astrosat Collaboration


            ACKNOWLEDGEMENTS

            This work has been supported in part by the Scientific and Technological Research Council of Turkey (TÜBİTAK) grant numbers 106T688 and 111T224. Authors would like to thank anonymous referee who provided valuable comments for improving the manuscript and Mr. Muzaffer Karasulu for proof reading. This research has made use of the SIMBAD database, operated at CDS, Strasbourg, France and NASA’s Astrophysics Data System. We would like to thank Dr. Nilda Oklay for helping online material.


            شاهد الفيديو: مبادرة كتابة القصة القصيرة القطرية في ضوء نظرية التلقي (شهر اكتوبر 2021).