Astronomija

Apsolutna / prividna veličina i udaljenost za HIP31978 nisu konzistentne?

Apsolutna / prividna veličina i udaljenost za HIP31978 nisu konzistentne?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

EDIT: Još uvijek pratim, ali evo najnovijeg odgovora Wolframa:

Paclet serveri su ažurirani i optimizirani za svaku verziju Mathematice, pa pretpostavljam da možda radite na starijoj verziji koju više ne ažuriramo. Mnogo puta dobijemo izvještaje da su podaci iz podataka paketa za verziju 9 bili netačni, samo da bismo ustanovili da su već ispravljeni za verziju 10.

Prema Mathematica i nekoliko drugih izvora, poznati podaci o HIP31978 (poznatiji i kao "S Monocerotis" i "15 Monocerotis") uključuju:

  • Zvjezdani sistem udaljen je oko 101,06 svjetlosnih godina od našeg.

  • Apsolutna magnituda zvijezde je -2,79 (neki izvori kažu i niži).

  • Vizuelna magnituda zvijezde iz našeg Sunčevog sistema je 4,66.

Zvijezda je malo promjenjiva, ali nedovoljna da objasni sljedeće neslaganja:

Ako je veličina zvijezde na 32,6 svjetlosnih godina -2,79 (definicija apsolutne veličine), bila bi oko 9,6 puta slabija na 101,06 svjetlosnih godina (stvarna je udaljenost od nas). Međutim, to je samo oko 2,5 magnitude slabije, ni blizu toliko da se svede na veličinu 4,66.

Šta se ovdje događa i da li je ovo jednokratni poseban slučaj ili se ovo često događa?

Za referencu, moj izračun prividne veličine:

-2,79 - Dnevnik [100, (32,6 / 101,06) ^ 2] * 5 == -0,333192


Čini se da apsolutna veličina koju citirate odgovara procjeni udaljenosti paraleksa Hipparcos, koja je $ sim 1000 mbox {ly} $, a ne $ sim 100 mbox {ly} $ udaljenost koju ste koristili.


Apsolutna / prividna veličina i udaljenost za HIP31978 nisu konzistentne? - Astronomija

Od prethodnog izdanja udaljenih EKO-a najavljena su 2 nova otkrića TNO:

i 4 nova otkrića Centaura / SDO:

Objekti koji su nedavno dodijeljeni brojevima:

Trenutni broj TNO-a: 1076 (uključujući Pluton)
Trenutni broj kentaura / SDO: 227
Trenutni broj Neptuna Trojanaca: 6

Od ukupno 1309 predmeta:
557 ima mjerenja samo iz jedne opozicije
536 od njih nije imalo mjerenja duže od godinu dana
281 od njih ima lukove kraće od 10 dana
(za više detalja pogledajte: http://www.boulder.swri.edu/ekonews/objects/recov_stats.gif)

Eris je najveći patuljasti planet trenutno poznat u Sunčevom sistemu. Da bi se protumačile karakteristike ovih vrsta tijela potrebno je znanje o njegovim fizičkim parametrima. Cilj ovog rada je proučiti Erisinu kratkoročnu i dugoročnu varijabilnost kako bi se utvrdila amplituda svjetlosne krivulje koja se može povezati sa stepenom izduženosti tijela ili sa stepenom heterogenosti albeda na površini patuljaste planete. Pored toga, može se odrediti i period rotacije. CCD fotometrijska posmatranja transneptunskog objekta Eris u R pojasu 16 noći u dvogodišnjem trajanju obavljena su pomoću 1,5 m teleskopa u opservatoriji Sierra Nevada (OSN), 2,5 m teleskopa Isaac Newton Telescope (INT) u Roque de los Muchachos Opservatorija i 2,2 m teleskopa na opservatoriji Calar Alto. Analiza vremenskih serija dovodi do naznaka kratkotrajne varijabilnosti čija priroda nije jasna. To može biti stvarno ili rezultat artefakata za smanjenje podataka, kao što je kontaminacija bliskim zvijezdama slabe pozadine. Najznačajnije periodičnosti su 14 sati ili dvostruko veće, ali ne mogu se isključiti i druge mogućnosti, poput 32 sata slabijeg vrha u periodogramu. Što se tiče amplitude svjetlosne krivulje, dobili smo varijabilnost od vrha do vrha od 0,01 0,01 mag. Proučavanje dugoročne varijabilnosti ukazuje da se dugo razdoblje rotacije ne može odbiti, ali amplituda bi bila manja od 0,06 mag. Ovi rezultati kompatibilni su sa gotovo sfernim tijelom koje ima homogenu površinu.

Objavljeno u: Astronomija i astrofizika, 479, 877, (2008. mart)

Sistem Plutona-Harona ima složene fotometrijske varijacije na svim vremenskim skalama zbog rotacionih modulacija tamnih oznaka po površini, promenljive orijentacije sistema gledano sa Zemlje, okultacija i pomračenja između Plutona i Harona, kao i sublimacije i kondenzacije mraza na površini. Najranija krivulja svjetlosti za Pluton je od 1953-1955, kada je Pluton bio 35 AU od Sunca. Raniji podaci o Plutonu mogu otkriti svojstva površine na većoj heliocentričnoj udaljenosti s gotovo identičnim osvjetljenjem i geometrijom gledanja. Izvještavamo o novoj tačnoj krivulji fotografskog svjetla Plutona za 1933-1934 kada je heliocentrična udaljenost bila 40 AU. Koristili smo 43 slike B-opsega i V-pojasa Plutona na 32 ploče snimljene 15 noći od 19. marta 1933. do 10. marta 1934. Većina ovih ploča snimljene su 60-inčnim i 100-inčnim teleskopima Mount Wilson, ali 7 ploča (sada na Opservatoriji koledža Harvard) snimljene su 12-inčnim i 16-inčnim dubletima Metcalf u Oak Ridgeu. Ploče su izmjerene fotometrom sa iris dijafragmom, koji ima prosječnu fotometrijsku grešku od jedne sigme na ovim pločama od 0,08 magn., Mjereno ponovljivošću konstantnih zvijezda za upoređivanje. Moderne veličine B i V za uporedne zvijezde izmjerene su teleskopom Lowell Observatory Hall 1,1 m. Veličine u fotografskom sistemu ploče pretvorene su u Johnson B - i V - sistem nakon korekcije terminima u boji, iako su male veličine. Otkrivamo da je prosječna B-opsežna srednja veličina opozicije Plutona u 1933-1934 bila 15,73 0,01, a vidimo približno sinusnu modulaciju u rotacijskom periodu (6,38 dana) s amplitudom vrha do vrha od 0,11 0,03 mag. Ovim pokazujemo da je Pluton potamnio za 5% od 1933-1934 do 1953-1955. Ovo zatamnjenje od 1933.-1934. Do 1953.-1955. Ne može biti posljedica promjene geometrije gledanja (jer su obje epohe imale identične podzemne geografske širine), pa naša zapažanja moraju zabilježiti stvarnu promjenu albeda na južnoj hemisferi. Kasniji trend zamračenja od 1954. do 1980-ih objasnio je promjenom geometrije gledanja (kako se pojavljuje veći dio tamnije sjeverne hemisfere). Dakle, sada imamo snažne dokaze o promjenama albeda na površini Plutona, a to se najlakše može objasniti sistematskom sublimacijom mraza sa sunčevog pola koji je doveo do pada srednje površine albeda.

Nereid je mali nepravilan mjesec Neptuna koji prikazuje fotometrijske varijacije velike, umjerene i male amplitude na brzim i sporim vremenskim skalama. Središnja misterija Nereide sada je objasniti fizički mehanizam ovih jedinstvenih promjena svjetline i zašto se mijenjaju s vremenom. Kako bismo okarakterizirali Nereidinu varijabilnost, koristili smo SMARTS teleskope na Cerro Tololo za sinoptičko praćenje od 1999. do 2006. Predstavljamo dobro uzorkovanu fotometrijsku vremensku seriju od 493 magnitude u 246 noći uglavnom u V-opsegu. U kombinaciji s našim ranijim podacima (za 774 magnitude tijekom 362 noći), naš 20-godišnji skup podataka najopsežniji je za svako malo ledeno tijelo u našem Sunčevom sistemu. Naše godišnje krive svjetlosti pokazuju da Nereid pokazuje različite tipove ponašanja: velika amplitudna posvjetljenja i bljedotvorine (1987. do 1990.), varijacije umjerene amplitude oko prosječne fazne krivulje (1993-1997., 2003., 2005.), varijacije umjerene amplitude i sistematski svjetlije za otprilike jedna četvrtina magnitude tokom čitave sezone (2004.) i gotovo konstantne krive svjetlosti prekrivene iznenađujuće velikom amplitudnom valnom naponu (1998, 1999, 2000, 2006). Osim u 2004. godini, Nereidove varijacije bile su usko usredotočene oko konstantne fazne krivulje koja se dobro uklapa s Hapkeovim modelom za koherentni povratni mehanizam povratnog udara s kutnom skalom od 0,7 0,1 stepeni. U cijelom našem skupu podataka od 1987. do 2006. ne nalazimo značajniju periodičnost. Predlažemo da su promjene u varijabilnosti Nereide iz godine u godinu uzrokovane prisilnom precesijom (uzrokovanom plimnim silama iz Neptuna) na osi spina nesferične Nereide, tako da se površine poprečnog presjeka i prosječni albedo mijenjaju gledajući iz Zemlja.

Chang i saradnici izvijestili su o padovima intenziteta rendgenskih zraka Sco X-1 u milisekundnom trajanju i pripisali ih okultacijama izvora malim transneptunskim objektima (TNO). Pronašli smo višestruke dokaze da ta propadanja nisu astronomskog porijekla, već su rezultat događaja visoke nabijene energije nabijenih čestica u RXTE PCA detektorima. Naša analiza podataka RXTE ukazuje da bi najviše 10% uočenih padova u Sco X-1 moglo biti posljedica okultacija od strane TNO-a, i, nadalje, ne nalazimo pozitivne ili potkrepljujuće dokaze da je bilo koji od njih posljedica TNO-a. Stoga vjerujemo da je pogrešno zaključiti da su bilo koji TNO otkriveni okultacijom Sco X-1.

Objavljeno u: Astrofizički časopis, 677, 1241 (april 2008.)

Preprint dostupan na webu na http://arxiv.org/abs/0710.0837

Nedavno su prijavljeni milisekundni padovi u RXTE / PCA arhivskim podacima Sco X-1 snimljenim od 1996. do 2002. Utvrđeno je da su ta propadanja najvjerovatnije uzrokovana instrumentalnim mrtvim vremenom, ali mogu sadržavati i neke istinske astronomske događaje, koji su protumačeni kao zatamnjenje rendgenskih zraka iz Sco X-1 od strane transneptunskih objekata (TNO) veličine 100 m . Ovdje izvještavamo o rezultatima pretraživanja milisekundnih događaja pada sa novim RXTE / PCA podacima Sco X-1 snimljenim 2007. godine. Usvajanjem istih kriterijuma odabira kao u prethodnoj studiji, pronašli smo samo 3 događaja padanja u 72-ks podataka, mnogo manje od 107 događaja pronađenih u ranije objavljenim podacima od 560 ks uzetih od 1996. do 2002. godine. Novi podaci pružaju detaljnije informacije o pojedinačnim `vrlo velikim događajima` (VLE), koje nisu dostupne u starim arhivskim podacima. Iako se broj VLE-a očigledno ne povećava tijekom pojave događaja uranjanja, sva 3 događaja uranjanja podudaraju se u vremenu s VLE-ima koji nemaju postavljene zastavice ni za jedan od propana ili 6 glavnih ksenonskih anoda. Snažan je pokazatelj instrumentalnih efekata. Nisu zabilježena značajna padanja koja bi mogla biti stvarna okultacija za 60-100 m TNO. Sa samo 72 ks podataka, međutim, prethodno predložena mogućnost da oko 10% događaja padanja možda neće biti instrumentalno još uvijek ne može biti strogo isključena. Koristeći odsustvo tih anomalnih VLE kao kriterij za identificiranje neinstrumentalnih događaja padanja, pronašli smo, na nižem nivou pouzdanosti, 4 događaja padanja u trajanju od 8-10 ms u podacima od 72 ks. Predlažu se gornja ograničenja distribucije veličine TNO na malom kraju.

Pojaviti se u: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

Opisali smo strategiju zakazivanja astrometrijskih promatranja kako bismo umanjili broj potreban za određivanje međusobnih orbita binarnih transneptunskih sistema. Metoda je ilustrirana primjenom na posmatranjima svemirskog teleskopa Hubble (42355) Tifona-Ehidne, otkrivajući da Tifon i Ehidna kruže jedni oko drugih u periodu od 18.971 0,006 dana i poluvećoj osi od 1628 29 km, što podrazumijeva sistemsku masu od (9,49 0,52) x 10 17 kg. Ekscentričnost orbite je 0,526 0,015. U kombinaciji s radiometrijskom veličinom utvrđenom na osnovu podataka svemirskog teleskopa Spitzer i pretpostavkom da i Tifon i Ehidna imaju isti albedo, procjenjujemo da su njihovi polumjeri 76 +14 -16 i 42 +8 -9 km. Ovi brojevi daju prosječnu zapreminsku gustinu od samo 0,44 +0,44 0,17 g cm -3, što je u skladu s vrlo malom zapreminskom gustinom nedavno prijavljenom za dva druga mala transneptunska binarna sistema.

Trenutno se zna da se značajan dio predmeta Edgeworth-Kuiperovog pojasa kreće u rezonanciji s Neptunom (glavne srazmjerljivosti su 1/2, 3/5, 2/3 i 3/4). Otkrili smo da mnogi udaljeni (sa orbitalnim poluvećim osi a> 50 AU) transneptunski objekti (TNO) takođe izvršavaju rezonantne pokrete. Naše istraživanje se temelji na simplektičkim integracijama jednadžbi kretanja za sve višestruko opozicione TNO s> 50 AU sa uvažavanjem nesigurnosti u njihovim početnim orbitama. Pronađene su vibracije u blizini srazmjerljivosti sa Neptunom kao 4/9, 3/7, 5/12, 2/5, 3/8, 4/27 i druge. Najveći broj udaljenih TNO-a kreće se u blizini 2/5 rezonancije sa Neptunom: 12 objekata se titra s vjerovatnoćom većom od 0,75. Mnoštvo objekata koji se kreću u 2/5 rezonanciji i dugoročna stabilnost njihovih biblioteka sugeriraju da je ova grupa rezonantnih objekata formirana u ranim fazama formiranja Sunčevog sistema. Za većinu ostalih rezonantnih objekata biblioteke su privremene. Takođe pokazujemo važnost asimetričnih rezonancija u velikim promjenama udaljenostima perihela TNO.

Objavljeno u: Astronomska pisma, 34, 271 (2008. april)

Numeričkom integracijom orbita divovskih planeta i testnih čestica tokom četiri milijarde godina, pratimo evoluciju položaja srednje ravni Kuiperovog pojasa. Klasični Kuiperov pojas odgovara savijenom listu koji se pretvara u razdoblju od 1,9 Myr. Današnje mjesto ravni Kuiperovog pojasa može se izračunati pomoću linearne teorije sekularnih perturbacija: lokalna normala na ravninu daje se vektorom prisilnog nagiba teorije, koji je specifičan za svaku polu-glavnu osu. Kuiperova ravnina se ne poklapa s nepromjenjivom ravninom, ali u stabilnim zonama odstupa od nje za nekoliko stepeni. Objekt Kuiperovog pojasa drži svoj slobodni nagib u odnosu na ravninu Kuiperovog pojasa gotovo konstantnim, čak i dok ravnina odstupa od putanje predviđene linearnom teorijom. Konstantnost slobodnog nagiba jednostavno odražava prigušenu amplitudu slobodnih oscilacija. Trenutna zapažanja predmeta Klasičnog Kuiperovog pojasa u skladu su s ravninom koja se savija od samih džinovskih planeta, ali veličina uzorka moraće se povećati za nekoliko puta prije nego što potvrda premaši pouzdanost od 3. U principu, razlike između teoretski očekivane ravni i posmatrane ravni mogle bi se koristiti za zaključivanje još neviđenih masa koje kruže oko Sunca, ali provođenje takvog programa bilo bi izazov.

Pojaviti se u: Astronomical Journal


Kontekst: Malo tijelo (12929) 1999. TZ1 je na popisu Minor Planet Center (MPC) kao Centaur. Međutim, njegovo mjesto u blizini Lagrangijeve točke L5 na Jupiteru tipično je za trojanski objekt velikog nagiba.

Ciljevi: Cilj ovog rada je pružiti globalnu fizičku i dinamičku karakterizaciju ovog objekta i ponovno procijeniti njegovu klasifikaciju.

Metode: Dobili smo opažanja sa više talasnih dužina sa IRTF-om (Havaji), OSN-om i IRAM-30 m (Španija) i izveli dinamičku simulaciju razvoja njegovih orbitalnih parametara.

Rezultati: Nadgledanje vidljive fotometrije pokazuje krivulju rotacije s periodom (ako se smatra dvostrukim vrhom) od h i apsolutnom R veličinom. Spektroskopija blizu IR ukazuje na spektre refleksije bez karakteristika, sa malim spektralnim nagibom od% / 100 nm. Termička osmatranja na 250 GHz pružaju 4,5 detekcije sa fluksom od mJy. Kombinacija vidljivih i milimetarskih skupova podataka, pod pretpostavkom standardnog toplotnog modela, dovodi do geometrijskog albeda p v = 0,053 + 0,015 -0,010 i srednjeg promjera 51,5 5 km.

Zaključci: Izmjereni niski albedo i spektralni nagib tipični su za Jupiterove Trojance, ali ne mogu isključiti prirodu Kentaura. Međutim, procijenjeno je da je dinamički vijek trajanja objekta duži od 1 Gy, što je malo vjerojatno za Kentaura i sugerira da je (12929) 1999 TZ1 trojanski asteroid.

Objavljeno u: Astronomija i pojačala Astrofizika, 483, 17 (2008. maj)

Predstavljamo rezultate istraživanja trans-neptunskih objekata (TNO) na osnovu Subaru-ovih arhivskih slika, koje su izvorno prikupili Sheppard i sur. (2005) u sklopu potrage za nepravilnim satelitima Urana. Regija istraživanja pokriva 2,8 ° 2, usredotočena na Uran i primijećena u blizini opozicije dvije susjedne noći. Naše istraživanje postiže polovinu svoje maksimalne efikasnosti otkrivanja pri R =. Otkriveni objekti odgovaraju 82 TNO-a, pet Kentaura i pet nepravilnih satelita. Modeliramo kumulativni broj TNO-a svjetliji od zadate prividne veličine i sa jednim i sa dvostrukim zakonom o potenciji. Zakon koji najbolje odgovara pojedinačnom stepenu snage, s jednim objektom po kvadratnom stepenu magnitude R 0 = 22,6 -0,4 +0,3 i nagibom = 0,51 -0,6 +0,5, nije u skladu s rezultatima sličnih pretraživanja s manjim graničnim veličinama. Najprikladniji zakon dvostruke snage, sa nagibom svijetlog kraja = 0,7 -0,1 +0,2, nagibom slabog kraja = 0,3 -0,2 +0,2, diferencijalnom gustoćom broja pri R = 23 = 2,0 -0,5 +0,5 i prekidom veličine u nagibu pri R eq = 24,3 -0,1 +0,8, vjerojatnije je od pojedinačnog zakona snage s Bayesovim faktorom 26. Ovo je prvo istraživanje s dovoljnom dubinom i površinskim pokrivanjem kako bi se identificirala veličina na kojoj dolazi do loma bez oslanjanja na rezultatima drugih istraživanja.

Procjenjujemo barcentrične udaljenosti za 73 objekta koji imaju 24-satni luk, a samo dva imaju heliocentrične udaljenosti do 50 AU. Kombiniramo distribuciju posmatranih udaljenosti s raspodjelom veličine koja odgovara dvostrukoj funkciji osvjetljenja zakona snage da bismo postavili stroga ograničenja na postojanje udaljene TNO populacije. Možemo isključiti takvu populaciju na 60 AU, sa 95% pouzdanosti, pod pretpostavkom da ima jednaku raspodjelu veličine i albedo kao promatrani TNO, ako premašuje 8% mase posmatranih TNO.

Pojaviti se u: Astronomical Journal

Ejecta Exchange, Evolucija boja u sistemu Plutona,
i implikacije na KBO-ove i asteroide sa satelitima

1 Gostujući naučnik, Lunarni i planetarni laboratorij, Houston, TX

Mladenački izgled sudaračke porodice EL61 iz 2003

David L. Rabinowitz 1, Bradley E. Schaefer 2, Martha W. Schaefer 3 i
Suzanne W. Tourtellotte 4

1 Centar za astronomiju i astrofiziku, Univerzitet Yale, P.O. Box 208121, New Haven CT 06520-8121, SAD
2 Odsjek za fiziku i astronomiju, Državno sveučilište Louisiana, 243 Nicholson, Baton Rouge LA 70803-0001, SAD
3 Odsjek za geologiju i geofiziku, Državno sveučilište Louisiana, 341 Howe-Russell, Baton Rouge LA 70803, SAD
4 Odjel za astronomiju, Univerzitet Yale, P. O. Box 208121, New Haven CT 06520-8121, SAD

Predato u: Astronomical Journal

Naučnici i prosvjetni radnici sazvat će se ovog ljeta u Marylandu kako bi istražili osnovno, ali kontroverzno pitanje: Šta je planeta?

Konferencija Velika rasprava o planeti (GPD) uključuje dva dana (14.-15. Avgusta) naučnih sesija za raspravu i raspravu o procesima koji vode do stvaranja planeta i karakteristikama i kriterijumima koji se koriste za definisanje i kategorizaciju planeta. Otvorena za javnost debata između dr. Marka Sykesa sa Instituta za planetarnu nauku i dr. Neila deGrassea Tysona iz Američkog prirodnjačkog muzeja zakazana je za poslijepodne 14. avgusta.

Tokom prva dva dana konferencije, govornici će predstaviti ono što smo naučili o planetarnim tijelima tokom više od 40 godina robotskog istraživanja Sunčevog sistema i ono što učimo o planetama oko drugih zvijezda. Predstavit će se dinamička definicija planeta IAU-a, kao i alternativna geofizička definicija. Raspravljat će se o korisnosti svakog, zajedno s drugim potencijalnim definicijama planeta.

Pozvani predavači su vodeći istraživači na polju formiranja i evolucije planetarnog sistema. Raspored razgovora možete naći na: http://gpd.jhuapl.edu/schedule/

Treći dan sastanka bit će edukacijska radionica na kojoj će se razgovarati o tome kako se pitanje "Velike rasprave o planetu" treba tretirati u školama i kako se to može koristiti kao odskočna daska za raspravu o znanosti kao procesu, kao i o drugim temama u planetarna nauka.

Rok za apstrakte i ranu registraciju: 27. juni 2008

Organizatori sastanka: Mark Sykes, Hal Weaver i Keith Noll

Distant EKOs Newsletter posvećen je pružanju istraživačima lakog i brzog pristupa trenutnom radu u vezi s Kuiperovim pojasom (opservacijske i teorijske studije), direktno povezanim objektima (npr. Pluton, Kentauri) i drugim područjima proučavanja kada se izričito primjenjuje na Kuipera kaiš.

  • Sažeci prihvaćenih radova
  • Naslovi prijavljenih (ali još nisu prihvaćeni) članaka i članaka sa konferencija
  • Sažetak teze
  • Kratki članci, najave ili uvodnici
  • Izvještaji o statusu tekućih programa
  • Zahtjevi za suradnju ili promatranje koordinacije
  • Sadržaj / obrisi knjiga
  • Najave za konferencije
  • Oglasi za posao
  • Opšte vijesti za koje se smatra da su zanimljive za zajednicu Kuiperovih pojaseva

Udaljeni EKO-ovi nisu publikacija koja se ocjenjuje, ali je alat za unapređenje komunikacije među ljudima zainteresiranim za istraživanje Kuiperovog pojasa. Objavljivanje ili uvrštavanje članka u bilten ili web stranicu ne predstavlja potvrdu rezultata članka niti implicira valjanost njegovog sadržaja. Kada se pozivate na članak, molimo vas da se obratite izvornom izvornom izvoru EKO-ovi nisu zamjena za recenzirane časopise.


Simostronomija

The prividna veličina nebeskog tijela je mjera njegove sjajnosti koju vidi posmatrač na Zemlji, u odsustvu atmosfere.

Prividna veličina nekih poznatih objekata:
Sunce -26,73
Pun mjesec -12,6
Maksimalna svjetlina Venere -4,6
Maksimalna svjetlina Marsa -2,9
Maksimalna svjetlina Jupitera -2,9
Sirius, najsjajnija zvijezda na noćnom nebu -1,47
Svijetla zvijezda Vega 0.0
Približna granica slabog opažanja promatrača golim okom u idealnim uvjetima 6.5
Najjače zvijezde vidljive u dvogledu 9x50 9.5
Najjače zvijezde vidljive u mojem teleskopu od 12 "sa urbanog područja pod prosječnim nebom bez mjeseca 15,7
Najmanje zvijezde vidljive HST-u u vizualnim valnim duljinama 30

Naravno, da su sve zvijezde iste svjetline, bliže zvijezde bile bi sjajnije, a daljnje zvijezde bile bi slabije. U stvari, mogli biste izmjeriti koliko je zvijezda bila udaljena samo mjerenjem koliko svijetlo izgleda.

Ali stvari u prirodi nikada nisu tako jednostavne. U našem Svemiru postoje male, prosječne zvijezde vrlo blizu Zemlje koje se čine prilično svijetlim i humogene, sjajne zvijezde vrlo daleko koje djeluju jednako svijetle ili sjajnije kao što se vide sa Zemlje. Da bismo jabuke uspoređivali s jabukama, potreban nam je sistem koji ujednačava igraće polje. Tu nastupa apsolutna veličina.

U astronomiji, apsolutna veličina mjeri stvarnu unutarnju svjetlinu objekta. Apsolutna veličina jednaka je prividnoj veličini koju bi objekat imao da je na standardnoj udaljenosti (10 parseka ili 1 astronomska jedinica, ovisno o vrsti objekta) od posmatrača. To omogućava usporedbu stvarnih svjetlina predmeta bez obzira na udaljenost.


Apsolutna / prividna veličina i udaljenost za HIP31978 nisu konzistentne? - Astronomija

Upotreba supernova kao indikatora udaljenosti dramatično je porasla u posljednjih nekoliko godina. Supernove su primijenjene na problem Hubble Constanta, za mjerenje kosmoloških parametara 0 i, čak, na preliminarni način, ograničavanjem masovnih neobičnih pokreta. Postoje svi razlozi za vjerovanje da će u sljedećem desetljeću supernove postati još važnije kao indikatori udaljenosti. Sigurno je da će ih se otkriti još mnogo, posebno pri velikom crvenom pomaku.

Supernove postoje u dvije glavne sorte. Smatra se da su supernove tipa Ia (SNe Ia) rezultat nuklearne detonacije bijele patuljaste zvijezde koja je preopterećena masom prenijetom od evoluiranog pratioca (populacija II). (Sjetimo se da bijeli patuljak ne može imati masu iznad Chandrasekhar-ove granice, 1.4 M Kada prijenos mase uzrokuje da bijeli patuljak prijeđe ovu granicu, on eksplodira.) Supernove tipa II nastaju uslijed raspadanja jezgara mladih, velikih zvijezda (populacije I) koje su iscrpile svoje nuklearno gorivo. (1) Od njih dvoje, tip Ias je dobio najviše pažnje u posljednje vrijeme. Tipovi II pokazali su nešto manje obećanja kao pokazatelji udaljenosti. Oni su znatno slabiji (

2 mag), pa se stoga rjeđe otkrivaju u anketama ograničenim magnitude (iako je njihova suštinska učestalost u stvari veća od one tipa 1as). Rasprava koja će uslijediti bit će ograničena na tip Ias.

Budući da SNe Ias rezultiraju (po svoj prilici) detoniranjem bijelih patuljaka i zato što potonji imaju vrlo slične mase, SNe Ias imaju tendenciju da imaju vrlo slične sjaje. Odnosno, to su gotovo standardne svijeće, pa usporedba njihove prividne i abolutne veličine daje udaljenost. Nedavni radovi sugeriraju da tip Ia SNe nisu sasvim standardne svijeće, jer njihova vršna svjetiljka korelira sa oblikom njihovih krivulja svjetlosti (Phillips 1993 Hamuy i sur. 1995 Riess i sur. 1995a, b Perlmutter i sur. 1997). U osnovi, široke krivulje svjetlosti odgovaraju svjetlijim, a uske krivulje svjetlosti slabijim, supernovima. Kada se uzme u obzir ovaj efekt, rasipanje u SNe Ia predviđenim vršnim veličinama može biti samo 0,1 mag, kako su pronašli Riess i sur. (1995b). Hamuy i dr. (1995) i Perlmutter i sur. (1997) otkrivaju da rasipanje pada sa 0,3 mag mag. Kada se SNe Ia tretiraju kao standardne svijeće na 0,17 mag. Kada se uzme u obzir oblik krive svjetlosti. Precizno rasipanje SNe Ias ostaje predmet daljeg proučavanja.

Bogatstvo novih SNe podataka koji su postali dostupni posljednjih godina nastalo je pojavom velikih, sistematičnih tehnika pretraživanja. Da bismo ovo razumjeli, možda vrijedi navesti očigledno. Nije moguće odabrati proizvoljnu galaksiju i za nju dobiti udaljenost od supernove jer većina galaksija, u određenom trenutku, nema supernovu u sebi. Stoga je potrebno nasumično pretražiti mnoge galaksije i nekako identificirati mali dio (

10 -4) u kojem se supernova gasi u bilo kojem trenutku. Metode za to učinili su Perlmutter i njegovi saradnici (Goobar i Perlmutter 1995 Perlmutter i dr. 1995, 1996, 1997). Duboke slike su napravljene u istom dijelu neba u razmaku od 2-3 tjedna. Zvjezdani objekti koji se pojavljuju na drugoj slici, ali ne i na prvoj, kandidiraju supernove koje treba potvrditi spektroskopijom. Pomoću takvog pristupa, reda 30 visokog crvenog pomaka (z = 0,35-0,65) sada su poznati. Srodni pristupi za pronalaženje umjerenih (Adams i sur. 1995 Hamuy i sur. 1995) i visokih (Schmidt i sur. 1995) supernovih crvenih pomaka razvili su i druge grupe.

Tehnike pretraživanja poput onih iz grupe Perlmutter istražuju mnoge slabe galaksije u ograničenim dijelovima neba i nisu baš dobre u pronalaženju niskog crvenog pomaka (z 0,03) supernove. Stoga oni nisu posebno relevantni za posebne studije brzine (ali vidi dolje). Međutim, upravo zbog toga što otkrivaju srednje do visoke crvene pomake supernove, takve će tehnike biti korisne za mjerenje H0 (sa supernovima pronađenim na z 0.2, pri čemu su kozmološki efekti relativno nevažni), i među najboljim su postojećim metodama za određivanje kozmoloških parametara 0 i (sa supernovima na z 0,3, koji istražuju prostornu zakrivljenost.) Da bi se vidjelo kako to funkcionira, mogu se nacrtati Hubble-ovi dijagrami za nedavno otkrivene supernove i pri umjerenom i pri velikom crvenom pomaku. To je učinjeno na slici 6, koja je adaptirana iz doprinosa sastanka San Antonio AAS iz 1996. godine od strane grupe Perlmutter. Podaci o niskom crvenom pomaku (log (cz) 2. Perlmutter i dr. (1997) predlažu da podatke o SNe Ia za sada treba tumačiti u kontekstu dvije kosmološke paradigme: a = 0 svemira i prostorno ravne (0 + = 1) svemir. (2) Perlmutter i dr. (1997) proveli su statističku analizu 7 visokih crvenih pomaka (0,354 z 0,458) supernove otkrivene u njihovoj anketi i 9 nižih crvenih pomaka SNe koje je pronašla grupa Hamuy, a prikazane su na slici 6. Otkrivaju da 0 = 0.96 +.56 -.50 ako se pretpostavlja a = 0 univerzum. Ako je svemir ravan, 0 = 0.98 +.28 -.24, s ograničenjima na = 1 - 0. Ograničenja su jača u slučaju ravnog svemira zbog snažnog utjecaja kozmološke konstante na prividne veličine standardnih svijeća s visokim crvenim pomicanjem. Ovi rezultati su potencijalno izuzetno značajni za kosmologiju. Prostorno ravni modeli niske gustine postali su popularni u posljednje vrijeme jer čine svemir starijim (za dato H0 i 0), pružaju bolju prilagodbu velikim strukturnim podacima od 0 = 1 modela, a opet ostaju dosljedni atraktivnoj ideji da je rani svemir prošao kroz inflaciju. Trenutno preferirane verzije takvih modela imaju 0,6-0,7 (Ostriker & Steinhardt 1995). Rezultati SNe Ia Perlmuttera i dr. (1997), koji jako favoriziraju tako velike, teško će se pomiriti sa ravnim modelima male gustine.

Upravo opisana analiza nije zahtijevala apsolutnu kalibraciju SNe Ias. Zaista, Perlmutter i sur. (1997) koriste formalizam sličan onom koji se koristi u specifičnim studijama brzine, u kojima se udaljenosti mjere u km s -1, a apsolutne veličine, prema tome, definiraju samo do proizvoljne konstante. Podaci SNe Ia mogu se koristiti za određivanje H0međutim, samo do stepena u kojem su poznate prave apsolutne veličine (poželjno korigovane za širinu krive svjetlosti) takvih objekata. To zahtijeva ili teorijsku kalibraciju ili empirijsku kalibraciju u galaksijama s udaljenostima Cefeida. Oba ova pristupa predstavljaju poteškoće. Niz modela eksplodirajućih bijelih patuljaka predviđaju vršne apsolutne veličine SNe Ias od MV -19,5 sa malim raspršenjem, ali značajno manjim sjajima može rezultirati ako se neki od ključnih ulaza u modele (posebno masa 56 izbacivača Ni) variraju (H & # 246flich et al. 1995). To sugerira da se apsolutne veličine SNe Ias još ne mogu teoretski predvidjeti i da će empirijska kalibracija pomoću udaljenostima Cefeida biti bolja. Međutim, budući da su lokalne galaksije s udaljenostima od cefeida rijetke, a SNe Ias rijetke, još uvijek postoji malo pouzdanih lokalnih kalibratora za SNe Ias. Bilo je potrebno analizirati povijesne kao i savremene podatke SNe Ia (Saha i sur. 1995 Sandage i sur. 1996) u galaksijama Cefeida kako bi se povećao broj kalibratora. Ovaj pristup susreće se s problemom povezivanja moderne CCD fotometrije s fotometrijskim metodama iz prošlih decenija. Do otkrivanja i analize SNe Ias u većem broju lokalnih galaksija s udaljenostima Cefeida, treba pogledati procjene H0 zaključeno iz supernova kao preliminarno.

Budući da su rijetki događaji, SNe Ias vjerojatno neće pružiti detaljnu mapu lokalnog polja specifičnih brzina. Međutim, zbog njihovog malog raspršenja (vidi gore), nekoliko dobro uočenih SNe Ia raspoređenih na nebu može dovesti do korisnih ograničenja amplitude i razmjera rasutih tokova velikih razmjera. Prvi pokušaj u tome izveli su Riess i sur. (1995b), koji je koristio 13 SNe Ias sa vršnim veličinama korigiranim širinama krivih svjetlosti da postavi ograničenja na sipki protok unutar

7000 km s. Otkrili su da su podaci u skladu s najviše malim (400 km s) masovnim protokom i da nisu u skladu s velikim masovnim protokom koji su pronašli Lauer & Postman (1994) koristeći neovisnu metodu (usp. Odjeljak 7). Međutim, mora se biti oprezan u tumačenju takvih rezultata jer snaga malih razmjera u polju brzine može zakloniti kretanje velikih razmjera (Watkins & Feldman 1995). Ograničenja na rasute tokove koji koriste SNe Ias će se vjerovatno poboljšati u narednim godinama.

1 Nezgodno je to Tip I supernove se javljaju u Tip II zvjezdane populacije, dok Tip II supernove se javljaju u Tip I populacije. Neprikladna nomenklatura, naravno, nije ništa novo u astronomiji - i mora se tolerirati kao i obično. Natrag

2 Uz veliki uzorak SNe Ias koji se proteže u velikom opsegu crvenog pomaka, možda će biti moguće ograničiti 0 i odvojeno, bez pretpostavke ili ravnog svemira ili kozmološke konstante koja nestaje (Goobar i Perlmutter 1995). Natrag. *****


Apsolutna / prividna veličina i udaljenost za HIP31978 nisu konzistentne? - Astronomija

Supernove (koje ćemo često skraćivati ​​od SN ili SNe) najjednostavnije su sredstvo za proučavanje svemirskog ubrzanja i oni su alat koji je direktno otkrio ubrzanje (Riess i sur. 1998, Perlmutter i sur. 1999, oboje koristeći lokalno kalibracijski uzorci iz ankete Cal`n / Tololo, Hamuy i dr. 1996). Smatra se da supernove tipa Ia, koje se promatrački definiraju odsustvom vodika i prisustvom SiII u njihovim ranim spektrima (Filippenko 1997), proizlaze iz termonuklearnih eksplozija bijelih patuljaka, iako evolucijski slijed ili nizovi koji dovode do ovih eksplozija ostaju slabo razumio. Dvije široke klase modela rodonačelnika su "jednorodni degenerirani", u kojima je bijeli patuljak koji se izrasta iz binarnog saputnika prebačen preko granice Chandrasekhar mase, i "dvostruko degeneriran", u kojem gravitaciono zračenje dovodi do spajanja para bijelih patuljaka u orbiti i premašuju masu Chandrasekhar. Promatrana populacija supernove mogla bi imati doprinos iz oba kanala (vidi Livio 1999 za pregled mehanizama SN tipa Ia).

Za grubu aproksimaciju, tip Ia SNe su standardne svijeće, sa efektivnom disperzijom od približno 0,4 magnitude u V-pojasu pri vršnoj osvjetljenosti (Hamuy i sur. 1996, Riess i sur. 1996). Ovo rasipanje od 0,4 mag može se naglo smanjiti pomoću empirijske korelacije između vršne osvijetljenosti i oblika krive svjetlosti (LCS) i mdash supernova s ​​višom vršnom svjetlinom sporije opada nakon vrhunca. Ovu je korelaciju, koju ćemo generički nazivati ​​relacijom luminoznost-LCS, prvi put kvantificirao Phillips (1993) na osnovu pregršta predmeta, uključujući arhetipove super i male jačine Ia, SN 1991bg i SN 1991T. Takođe je važan za usavršavanje određivanja udaljenosti bio razvoj korekcija za korelaciju između boje SN i izumiranja (Riess i sur. 1996, Tripp 1998, Phillips i sur. 1999) i K-ispravke za efekte crvenog pomaka (Kim i sur. 1996, Nugent i sur. 2002). Sve su to brzo ugrađene u metode analize kao što je tehnika višebojnog oblika krive svjetlosti (MLCS Riess i sur. 1996) koju koristi High-Highz Pretraga Supernove (Schmidt i sur. 1998) i formalizam faktora rastezanja koji koristi Projekt kozmologije Supernova (Perlmutter i sur. 1997).

Uz ove korekcije, disperzija je u dobro izmjerenim vršnim veličinama optičkog pojasa

0,12 magnitude (Hicken et al. 2009b, Folatelli et al. 2010), omogućavajući svakoj dobro izmjerenoj supernovi da pruži procjenu udaljenosti sjaja sa

6% nesigurnosti. Raznolikost svjetlosnih krivulja SN Ia nije u potpunosti razumljiva, a čini se da proizvode neobični SNe Ia

5% negausovih repova u distribuciji SN la (Li i dr. 2011). Za većinu populacije prevladava slika da eksplozije rodonačelnika proizvode različite količine Ni 56, čija radioaktivnost pokreće optičku osvjetljenost, te da korelacija vršne osvjetljenosti sa oblikom krive svjetlosti proizlazi iz efekata zračenja (Hoeflich i sur. 1996, Kasen i Woosley 2007). Nedavna istraživanja sugeriraju da su SN la stvarno standardne svijeće u blizini IR-a, sa vršnim osvjetljenjem u mirovanju Hopseg (1,6 i mum) koji imaju samo

RMS disperzija veličine 0,1 nezavisna oblika krive svjetlosti i s malo osjetljivosti na nesigurne zakone crvenila (Mandel i sur. 2009, Mandel i sur. 2011, Barone-Nugent i sur. 2012). Ova mala disperzija vršnih svjetiljki u blizini IR-a u odnosu na optičku u skladu je s teorijskim očekivanjima od modela zračenja (Kasen 2006).

Za mjerenje kosmičke ekspanzije tipom Ia SNe, uspoređuju se korigovane prividne veličine udaljenih supernova s ​​onima lokalnih kalibratora pri 0,03 & lt z & lt 0,1, "slatka mrlja" u kojoj su udaljenosti zaključene od crvenih pomaka neosjetljive na posebne brzine i na pretpostavljene gustoće tamne materije i tamne energije. Budući da se udaljenosti do lokalnih kalibratora obično određuju iz Hubblove ekspanzije, ova metoda daje udaljenost sjaja DL u jedinicama h -1 kom. Općenito, SN metoda daje relativne udaljenosti u različitim spremnicima za crveni pomak, čak i ako jedan od tih spremnika nije strogo lokalni. The DL(z) odnos je osjetljiv na tamnu energiju jednačinama (7) i (3), te na zakrivljenost prostora jednačinama (10) i (11). Mjerenje N supernove u kanti za crveni pomak s efektivnim greškama promatranja i sigmomobs u vršnim veličinama daje procjenu od DL(z) sa razlomljenom statističkom greškom

gdje & sigmaint je efektivni efekt raspršenja, faktor 1.086 pretvara se iz veličina u prirodne logaritme, a faktor dva pretvara iz nesigurnosti fluksa u nesigurnost udaljenosti. Kao što je razmotreno u odjeljku 3.4 dolje, postoji mnogo mogućih izvora sistematske nesigurnosti, uključujući kalibraciju fluksa, korekcije za izumiranje prašine i moguću evoluciju crvenog pomaka populacije supernove. Izgleda da će odumiranje prašine u konačnici biti najteže kontrolirati na nivou ispod procenta, jer čak i 0,01 magn. E(B - V) višak boje odgovara 3% potiskivanju V-pojas opsega. Ovo razmatranje pruža snažnu motivaciju za fokusiranje istraživanja supernove faze IV na blisku IR fotometriju sa okvirom odmora, gdje je izumiranje prašine faktor 3 do 8 puta manji u odnosu na optičku i gdje malo rasipanje u vršnoj svjetiljci može pomoći u umanjivanju bilo kakvih evolucijskih efekata .

Nadovezujući se na početno otkriće svemirskog ubrzanja, istraživanja supernova bile su glavno područje aktivnosti u promatračkoj kosmologiji tokom poslednje decenije. Najveći crveni pomak (z & # 8776 0,4-1,0) skupovi podataka su oni iz istraživanja ESSENCE (Wood-Vasey et al. 2007 Narayan et al., U pripremi.

200 spektroskopski potvrđenih tipova Ia SNe) i CFHT Supernova Legacy Survey (SNLS Astier i sur. 2006, Conley i sur.2011, Sullivan i dr. 2011

500 spektroskopski potvrđenih vrsta Ia SNe u trogodišnjem skupu podataka SNLS3). Pri vrlo visokim crvenim pomacima, HST istraživanja (Riess et al. 2004, Riess et al. 2007, Suzuki et al. 2012) su dala rezultat

25 Tip Ia SNe na z > gt 1.0, koji potvrđuju očekivanje da se svemir usporavao pri velikom crvenom pomaku i ograničavaju moguće sistematske efekte od razvoja populacije supernove ili odumiranja intergalaktičke prašine. Pri srednjim crvenim pomacima (0,1 & lt z & lt 0,4), istraživanje SDSS-II supernove (Frieman i sur. 2008, Sako i sur. 2008) otkrilo je i nadziralo 500 spektroskopski potvrđenih vrsta Ia SNe, samo je skup podataka prve godine (103 SNe) do sada podvrgnut potpunu kozmološku analizu (Kessler i sur. 2009), ali Campbell i sur. (2012) predstavljaju kozmološke rezultate na uzorku od 752 fotometrijski klasificiranih SDSS-II SNe sa spektroskopskim crvenim pomacima galaksije domaćina, a u toku je zajednička analiza uzoraka SNLS i SDSS-II (J. Frieman, privatna komunikacija). Konačno, u posljednjih pet godina takođe su zabilježeni veliki napori na proširenju uzorka lokalnih kalibratora i poboljšanju njihovih mjerenja, uključujući IR okvir i UV fotometriju odmorišta (Wood-Vasey i sur. 2008, Stritzinger i sur. 2011, Contreras i dr. 2010, Hicken i dr. 2009a).

Najveća kozmološka korisnost SNe Ia uglavnom dolazi od zajedničke upotrebe brojnih uzoraka koji se protežu u širokom rasponu crvenih pomaka. Da bi se ograničile sistematske greške uvedene kombiniranjem različitih anketa o SN, često je vrijedno prekompajlirati uzorak iz ovih anketa što je moguće homognije. To uključuje primjenu konzistentnih kriterija za uključivanje u uzorak, prilagođavanje krivulje svjetlosti jednim algoritmom, širenje grešaka putem kovarijantnih matrica, dosljednu upotrebu K-ispravke i tako dalje. Iako bilo koje takvo „istraživanje anketa“ nije jedinstveno i možda nije optimalno za određenu aplikaciju, ove su kompilacije popularne zbog jednostavnosti upotrebe. Noviji primjeri uključuju uzorak "Zlato" (Riess i sur. 2004, 2007), uzorke "Union" i "Union2" (Kowalski i sur. 2008, Amanullah i sur. 2010), uzorak "Ustav" (Hicken i sur. . 2009a) i kompilacija lokalnih, SDSS-II, SNLS3 i HST supernove analizirali Conley i sur. (2011).

Slika 5 prikazuje mjerenja udaljenosti osvjetljenja iz kompilacije Union2 u odnosu na predviđanja modela prikazana prethodno na slici 2 (pomnoženo sa 1 + z za pretvaranje udaljenosti kutnog promjera u razdaljinu osvjetljenja). Podaci se dobro slažu s fiducijalnim kozmološkim modelom, a promjene parametara na donjoj ploči (& Omegak = ± 0.01, 1 + w = & # 0177 0,1) nalaze se na granici vidljivosti. (Sjetimo se da su drugi parametri prilagođeni kako bi reproducirali CMB anizotropiju fiducijalnog modela, vidi Tablicu 1.)

Slika 6 ilustrira ograničenja modela iz podataka Union2 supernove i WMAP7 CMB podataka, koje smo izračunali koristeći CosmoMC (Lewis i Bridle 2002). Koristimo Union2 matricu kovarijancije koja uključuje korelirane sistemske doprinose pogreškama. Panel (a) prikazuje (& Omegam, & Omega& Lambda) ravnina pod pretpostavkom w = -1. CMB i SN ograničenja su vrlo komplementarna u ovoj ravni jer su prva najosjetljivija na ukupnu gustinu energije (& Omegam + & Omega& Lambda) a ovo drugo na razliku između gustoće "privlačne" materije i "odbojne" tamne energije. Zajedno, dva skupa podataka daju stroga ograničenja u ovom prostoru, & Omegam = 0,282 & # 0177 0,037, & Omega& Lambda = 0,723 & # 0177 0,030, u skladu s ravnim svemirom. Panel (b) prikazuje (& Omegam, w) avion, gdje smo sada pretpostaviti prostorna ravnost i konstantna vrijednost w. I ovdje su SN i CMB podaci visoko komplementarni, što daje čvrsto kombinovano ograničenje i Omegam = 0.270 ± 0.023, w = - 1,007 & # 0177 0,081, u skladu s kosmološkom konstantom. Panel (c) prikazuje (w0.5, wa), gdje smo usvojili 2-parametarski model jednačine tamne energije (24) w0.5 je vrijednost w u z = 0,5, što je mnogo bolje utvrditi od vrijednosti w0 i samo slabo korelira sa wa. Ovdje smo pretpostavili prostornu ravnost i marginalizirali neizvjesnost u & Omegim. CMB i SN podaci pružaju samo slaba ograničenja pojedinačno u ovom prostoru modela, ali kombinacija i dalje pruža dobra ograničenja w0.5, sa uključenom greškom w0.5 = -1.008 & # 0177 0.132 samo degradirano do

50% u poređenju sa panelom (b). Ograničenja na wa, s druge strane, vrlo su slabi. The w i w0.5 ograničenja u panelima (b) i (c) znatno bi se pogoršala kada bismo dopustili ne-nulu i Omeguk s ovim nivoom fleksibilnosti, moraju se unijeti dodatni podaci da bi se dobila korisna ograničenja. Međutim, an H0 ili ograničenje BAO na nivou trenutnih mjerenja dovoljno je da se ukloni veći dio osjetljivosti na & Omegak (Mortonson i dr. 2010).

Zapleti i ograničenja slična slikama 5 i 6 pojavljuju se u mnogim gore navedenim radovima. Najsuvremenija je analiza Conley i sur. (2011), koji pronalaze w = -0.91-0.20 +0,16 (stat)-0.14 +0,07 (sys) samo za SNe, pod pretpostavkom ravnog svemira sa konstantom w i marginaliziranje & Omegem. Kombinirajući ovo mjerenje s drugim skupovima podataka, Sullivan i sur. (2011) pronađi w = -1.016-0.079 +0.077 u kombinaciji sa sedmogodišnjim WMAP CMB ograničenja (slična gore citiranoj vrijednosti i traci grešaka) i w= -1.061-0.068 +0,069 nakon dodavanja BAO i H0 mjerenja.

Postoji nekoliko naznaka da su trenutne kozmološke studije SN ograničene sistematskim nesigurnostima povezanim s povezanim problemima izumiranja prašine, boja SN i fotometrijske kalibracije. U bilo kojoj kozmološkoj analizi koristi se boja supernove u odnosu na očekivanje predloška (izvedeno iz skupa treninga) kako bi se zaključilo i ispravilo korelacija između boje i prividne veličine koja proizlazi iz prašine i / ili unutrašnjih varijacija boje. U analizi Wood-Vasey i sur. (2007), različiti prioriteti o izumiranju galaksije domaćina mijenjaju pretpostavljenu vrijednost w iznosima uporedivim sa statističkom greškom. Kada se omjer izumiranja i crvenila tretira kao slobodni parametar u kosmološkim napadima, izvedene vrijednosti su obično prilično udaljene od onih izmjerenih za galaktičku međuzvjezdanu prašinu, npr. RV & equiv AV / E(B - V) = 1,5-2,5 (Hicken i sur. 2009b, Kessler i sur. 2009, Sullivan i sur. 2011) umjesto srednje vrijednosti RV = 3,1 nađeno u difuznom međuzvjezdanom mediju Mliječnog puta (Cardelli et al. 1989). Ova razlika može biti odraz različitih vrsta prašine duž vidnog polja do supernove (npr. Okozvjezdana prašina), ali također može proizaći iz suštinskih razlika u bojama između SNe Ia sa sličnim oblicima krive svjetlosti, što bi smanjilo zaključene zaključke RV ako se pretpostavlja da nastaju crvenilom. Podržavajući potonju ideju, raspodjela SN boja pokazuje malu ovisnost o svojstvima galaksije domaćina (Kessler i sur. 2009, Sullivan i sur. 2010), dok bi se takva ovisnost mogla očekivati ​​ako na raspodjelu boja snažno utječe prašina. Chotard i dr. (2011), koristeći spektroskopske pokazatelje sjaja u obližnjem SNe, zaključuju o zakonu izumiranja sa RV = 2,8 & # 0177 0,3, u skladu s galaktičkom vrijednošću.

Jedno od glavnih iznenađenja u prvoj godini analize SDSS-II Supernova istraživanja (Kessler i sur. 2009) bilo je shvatanje da su dva glavna algoritma koja su razvile druge grupe za globalno uklapanje SN krivih svjetlosti i kosmoloških parametara & mdash MLCS2k2 ( Jha et al. 2007) i SALT2 (Guy et al. 2007) & mdash u početku su davali statistički nekonzistentne kosmološke rezultate (w = -0,76 & # 0177 0,07 vs. w = -0,96 & # 0177 0,06, navodeći samo statističke greške) kada se primjenjuje na iste skupove podataka, neslaganje je trajalo čak i ako su sami podaci SDSS-II izostavljeni iz odgovarajućih podataka. Kessler i dr. (2009) pratili su ovu neskladnost na dva faktora, jedan koji se odnosio na podatke o kalibraciji, a drugi na tretman SN boja. Za kalibracijske podatke, mjerenja ultraljubičastog fluksa u lokalnom uzorku iz U-pojasa izgleda neskladna sa onima iz g-pojas u samo umjerenom crvenom pomicanju i sugerira problem s (uočen okvir) Ukalibracija opsega. 22 Ovaj problem rezultira razlikom između montera jer se sa njim trenira U-pojasni podaci, a drugi nije. Suptilnija razlika proizlazi iz određivanja korekcije na SN svjetlinu iz mjerenja boja, konkretno može li se pretpostaviti da je korelacija neovisna od crvenog pomaka i snimanja i jesu li promjene u boji rezultat isključivo izumiranja. Iako će ove sistematske nesigurnosti zasigurno smanjiti veći skupovi podataka sa više talasnih dužina i poboljšane metode analize, iskustvo iz ovih nedavnih studija snažno tvrdi da se u preciznim kosmološkim studijama koristi IR fotometrija sa odmarajućim okvirom kako bi se zaobišle ​​nesigurnosti povezane s izumiranjem.

Nekoliko je koraka u kozmološkoj kampanji supernove: otkrivanje, praćenje, spektroskopska potvrda i kalibracija uzoraka sa malim crvenim pomakom. U anketama na velikim površinama otkrivanje i nadgledanje obično se rade zajedno, ponovljenim slikanjem velikog vidnog polja u više opsega. Razne tehnike razlikovanja slika mogu se koristiti za identificiranje SNe (koje se razlikuju od ostalih varijabilnih objekata po svjetlosnim krivuljama) i mjere njihove veličine u odnosu na vrijeme. Kao pravilo, minimalna kadenca okvira za odmor od jednog promatranja po

Potrebno je 5 dana 23 da se dobiju adekvatna mjerenja oblika i normalizacija krive svjetlosti, tako da statističkim pogreškama dominira unutarnja disperzija SN svjetiljki, a ne greške opažanja. Potrebna kadenca može biti nešto niža u IR-u okvira za odmor, gdje je ovisnost o obliku krive svjetlosti slabija, ali ipak treba imati dovoljno podataka kako bi se tačno odredila vršna osvjetljenost. Potrebne su najmanje dvije trake za mjerenje SN boja i na taj način zaključuju na izumiranje prašine, mada je više njih bolje, a više boja može se pokazati ključnim za razlikovanje različitih oblika izumiranja (međuzvjezdanih, okozvjezdanih i međugalaktičkih) jednih od drugih i od suštinskih razlika u bojama.

Slika 7, zasnovana na Tabeli 7 Tonry et al. (2003), ucrtava vršnu prividnu veličinu tipične supernove tipa Ia u odnosu na crveni pomak u promatranom okviru Ja i J bend. Kao grubo pravilo, istraživanje s periodičnim i jednoličnim izlaganjem koje ciljaju supernove pri određenom crvenom pomicanju trebalo bi mjeriti odnos signala i šuma od

15 na vrhuncu, tako da još uvijek korisno mjeri SN prije ili poslije vrha kada je slabija za 1,5 magnitude. Ova dubina osigurava da nekompletnost supernova ispod srednje sjajnosti ne pristrasti rezultate i da fotometrijske greške ne dominiraju nad unutrašnjim rasipanjem u kosmološkoj analizi. Zemaljska istraživanja namijenjena promatranju SNe Ia do z & lt 0.8 će obično naći

10 SNe Ia po kvadratnom stepenu mesečno.

Nakon otkrivanja SNe, mora se odrediti njihov tip i crveni pomak. Najpouzdaniji pristup je dobivanje njihovih spektara radi unakrsne korelacije njihovih spektralnih karakteristika s poznatim predlošcima. Spektralna rezolucija R

5 po rezolucijskom elementu je dovoljno za ove svrhe, ali čak je i na ovom nivou spektroskopsko praćenje obično najintenzivniji korak u kampanji za supernovu. Za isti otvor teleskopa, epoha spektroskopije zahtijeva red veličine više vremena od epohe fotometrije, i uglavnom se gubi paralelizam koji pruža fotometrijsko praćenje velikom kamerom (koja ima nekoliko SNe po vidnom polju u određenom trenutku ). Spektroskopsko praćenje uzorka SNLS3, na primjer, koristilo je više od 1600 sati vremena teleskopa od 8-10 m (M. Sullivan, privatna komunikacija).

U principu, fotometrijski crveni pomaci mogu se koristiti umjesto spektroskopskih crvenih pomaka, i ako su točni na pogrešku razlomljene udaljenosti & DeltaD / D & lt 10% dovode do samo umjerene degradacije statističke tačnosti. Međutim, s obzirom na degeneracije između crvenog pomaka, boje SN i izumiranja prašine te povećane ambicije SN anketa da kontroliraju sistematiku, skeptični smo da kosmološka SN ispitivanja mogu postići željenu tačnost koristeći samo širokopojasno fotometrijsko praćenje i spektroskopsko praćenje malog dijela uzorka. Intermedijarni pristup koji bi mogao raditi bio bi mjerenje unakrsne korelacije SED supernove sa spektralnim karakteristikama SN la, koristeći prilagođene optičke filtere koji se podudaraju sa SN spektroskopskim karakteristikama pri različitim crvenim pomacima (Scolnic et al. 2009). Takođe može biti moguće koristiti poduzorke SNe koji se nalaze u pasivnim galaksijama (koje ne formiraju zvijezde), a koje bi trebale biti domaćin samo tipa Ia SNe i koje omogućavaju preciznije fotometrijske crvene pomake iz galaksija domaćina. Za identifikaciju tipa, takođe se može provjeriti drugi vrh u krivulji infracrvenog svjetla u okviru odmora, morfološka karakteristika koja je jedinstvena za SNe Ia.

Drugi posredni pristup je dobivanje eventualnih spektroskopskih opažanja svih galaksija domaćina u uzorku kosmološke analize, ali ne i pokušaj spektroskopije u stvarnom vremenu svih kandidata za supernove tipa Ia. Ova shema i dalje daje precizne crvene pomake i pruža podatke o galaksiji domaćina koji se mogu koristiti za mjerenje i uklanjanje korelacija između svojstava supernove i galaksije domaćina (vidjeti odjeljak 3.4). Iako još uvijek treba jedan spektar slabih objekata po supernovi, zahtjevi za raspoređivanjem su mnogo fleksibilniji. Takođe se mogu primeniti preseci kvaliteta podataka i druge selekcije pre spektroskopskih opažanja kako bi se smanjio ukupan broj potrebnih spektara, mada se mora paziti da se u ovoj fazi ne uvuku pristranosti. Uz dobro fotometrijsko praćenje i kasnijim spektroskopskim crvenim pomacima prividnih domaćina, Kessler i sur. (2010) otkrivaju da mogu identificirati tip Ia SNe sa 70% do 90% pouzdanosti samo iz LCS-a i boje, i Bernstein et al. (2012) prognoza Čistoća tipa Ia čak 98% za fotometrijska promatranja slična DES-u. Umerena količina spektroskopije supernove u stvarnom vremenu tada može biti dovoljna za procenu efikasnosti i pristranosti. Nedavna analiza SDSS-II od Campbella i sur. (2012) primenjuje ovaj pristup u praksi, ilustrujući njegovo obećanje i izazove.

S obzirom na fotometrijska i spektroskopska mjerenja za odabrani skup supernova, mora se uklopiti skup podataka da bi se zaključili kosmološki parametri. Mnogi algoritmi koji se trenutno koriste potomci su metoda Višebojne krive svjetlosti (MLCS Riess i sur. 1996) ili Spektralnog adaptivnog šablona krive svjetlosti (SALT Guy i sur. 2005). U trenutnim implementacijama, monteri MLCS-a su "obučeni" na lokalnim supernovima da odrede odnos između oblika krivih svjetlosnih traka i vršnih apsolutnih veličina, a ti odnosi se primjenjuju na udaljene supernove za mjerenje DL(z). Monteri u SALT stilu (koji uključuju SiFTO (Conley i sur. 2008) algoritam primijenjen na SNLS3) umjesto toga primjenjuju globalno, istovremeno prilagođavanje parametara koji opisuju kozmologiju i odnos između krivih svjetlosti supernove i apsolutne veličine. Međutim, od većeg praktičnog značaja je različit tretman boja supernove u ove dvije metode. MLCS monteri pripisuju razlike u boji pri fiksnoj vršnoj osvjetljenosti crvenilu prašine i usvajaju eksplicitni prioritet za raspodjelu vrijednosti crvenila. SOL monteri omogućavaju rasipanje u unutrašnjim bojama pri fiksnoj vršnoj osvjetljenosti i ne pokušavaju odvojiti vlastite varijacije od crvenila prašine. U stvarnosti na određenom nivou sigurno postoje unutarnje varijacije boja, ali postoje i korisne informacije u činjenici da crvenilo prašine postoji i ima specifična svojstva, posebno da ne može biti negativno. Optimalan pristup bi stoga trebao omogućiti oba efekta. Bayesove metode uklapanja (npr. Mandel et al. 2009, Mandel et al. 2011, March et al. 2011) u principu mogu obuhvatiti širok spektar parametriziranih odnosa s eksplicitnim prethodnicima, uključujući ovisnosti o crvenom pomaku ili parametrima galaksije domaćina, koji su tada marginaliziran u kosmološkim napadima. Na razini preciznosti trenutnih SN uzoraka, razlike u metodama ugradnje su bitne (npr. Kessler i sur. 2009), pa ovo ostaje područje aktivnih istraživanja. Srećom, sve veći uzorci dobro uočenih lokalnih i udaljenih SNe daju sve snažnije podatke koji vode ovaj razvoj.

Detaljni spektri SNe mogli bi potencijalno poboljšati njihovu osvjetljenost i / ili kalibraciju boje u odnosu na same fotometrijske krive svjetlosti. Na primjer Foley i dr. (2011) pronalaze korelaciju između suštinske boje i brzine izbacivanja zaključene iz širine linije (vidi također Blondin i dr. 2012, Foley 2012). Međutim, Silverman i dr. (2012), uzimajući u obzir niz spektralnih pokazatelja, pronalaze samo marginalne dokaze za dijagnostiku koja poboljšava Hubbleove ostatke, a Walker i sur. (2011) nalaze slične dvosmislene rezultate. S obzirom na značajno vrijeme promatranja koje je potrebno za mjerenje dobre spektroskopske dijagnostike za visoki crveni pomak SNe, malo je vjerovatno da će skromno smanjenje raspršenja pridobiti jednostavnim promatranjem više supernova. Međutim, spektralna dijagnostika zaslužuje kontinuirano istraživanje kako bi se utvrdilo da li podudaranje spektralnih svojstava između visokog i niskog crvenog pomaka SNe može smanjiti osjetljivost na evolucijsku sistematiku.

Najveća trenutna istraživanja o supernovima imaju

500 supernova tipa Ia. Buduća istraživanja se nadaju da će otkriti i nadgledati hiljade supernova, dovoljnih da daju statističke greške od 0,01 mag ili manje u uskim crvenim koferima sa & Deltaz

0,1-0,2. Ostvarivanje statističke snage takvih istraživanja zahtijevaće uklanjanje ili ograničavanje nekoliko različitih izvora sistematskih grešaka. To uključuje greške u kalibraciji fluksa u širokom rasponu fluksa i crvenog pomaka, sistematiku povezanu sa SN bojama i izumiranjem prašine, mogući razvoj populacije supernove sa crvenim pomakom i gravitaciono sočivo. Svako od ovih pitanja razgovaramo redom. 24

Iskorištavanje SN studija dolazi od usporedbe SNe u širokom rasponu crvenog pomaka i time ogromnog raspona fluksa, na primjer, tipičnog vrha Jamagnitude opsega na z = 0,8 je 23 mag, dok je srednja vrijednost vrha BVeličina opsega uzorka lokalnog kalibratora koji se koristi u mnogim analizama je 17 magnita, što podrazumijeva omjer od 250 u fluksu. Održavanje potprocentne tačnosti u relativnoj kalibraciji fluksa u takvom opsegu bilo bi izazov u bilo kojim okolnostima, a za SN ankete komplicirano je činjenicom da se (a) lokalni i udaljeni SNe obično posmatraju različitim teleskopima opremljenim različitim filterima, ( b) zadani filtar posmatranog okvira presijeca različiti dio SN spektralne raspodjele spektra frekvencije odmora (SED) pri svakom pomicanju crvenog pomaka, i (c) SED supernove se vrlo razlikuju od onih standardnih zvijezda koje se koriste za kalibraciju fluksa u većini astronomija.Conley i dr. (2011) identificiraju kalibraciju kao dominantnu sistematiku u SNLS3, jedinu sistematiku u svojoj analizi koja daje glavni doprinos njihovom ukupnom budžetu grešaka. Nesigurnosti kalibracije fluksa mogu se smanjiti pažljivim dizajniranjem fotometrijskih SN anketa sa specijalizovanim hardverom (npr. Prilagodljivi laseri, NIST fotodiode i izvori za kalibraciju Stubbs i Tonry 2006) za merenje propusnosti sistema in situ i odabirom filtarskih sistema koji pružaju dobro podudaranje u uzorkovanju SED okvira za odmor između uzoraka s niskim i visokim crvenim pomakom. Raketni program ACCESS trebao bi poboljšati kalibraciju fluksa suborbitalnim letovima koji upoređuju NIST fotodiode s kalibracijskim zvijezdama (Kaiser et al. 2010). "Samokalibracija" koja marginalizira nesigurnost kalibracije fluksa može dodatno smanjiti ovu sistematsku grešku (Kim i Miquel 2006), ali po cijeni sve veće statističke pogreške.

Kao što je već primijećeno u odjeljku 3.2, nesigurnosti u izumiranju prašine, povezane sa nesigurnostima u unutrašnjim SN bojama i u fotometrijskoj kalibraciji, već su važna sistematika u SN istraživanjima kosmičkog ubrzanja. Te se nesigurnosti mogu smanjiti detaljnim, dobro kalibriranim viševalnim opažanjima velikog broja SNe niskog crvenog pomaka, koje mogu okarakterizirati odvojenu ovisnost SN boja o osvjetljenosti, obliku krive svjetlosti i vremenu od eksplozije, te osigurati ograničenja na prašinu zakoni izumiranja koji su izolovani od kosmoloških zaključaka. Konačne analize podataka iz istraživanja o supernovima SDSS-II (Frieman i sur. 2008) i dijela Carnegie Supernova s ​​niskim crvenim pomakom (Hamuy i sur. 2006) trebale bi omogućiti napredak na ovom planu. Tehnike analize koje uklanjaju najcrveniji SNe mogu takođe smanjiti sistematiku izumiranja ako se mogu primijeniti na način koji ne uvodi pristranost selekcije kao ekstreman primjer, može se upotrijebiti samo SNe u galaktičkim domaćinima ranog tipa, koji imaju malu količinu međuzvjezdana prašina. Možda najvažnija strategija za smanjenje sistematike izumiranja je raditi što je više moguće na talasnim dužinama crvenog / bliskog IR odmora, gdje je izumiranje malo u odnosu na plave / vizuelne talasne dužine. Većina dosadašnjih studija kosmologije SN zasnovanih na zemlji rade u miru B (0,4-0,5 & mum) ili V (0,5-0,6 & mum) talasne dužine, koje se pretvaraju u posmatrani okvir Jaopseg (0,7-0,9 & mum) u z & # 8776 0,5-0,8. Dio crvenog pomaka Carnegie Supernova projekta (Freedman i sur. 2009) proizveo je SN Hubbleov dijagram za z & # 8776 0,7 in okvir za odmor Ja-pojasa, gdje su sistematske greške zbog neizvjesnosti u crvenilim zakonima približno upola manje od one V-band. Mandel i dr. (2009) otkrivaju da je unutarnja disperzija vršnih svjetiljki samo

0,11 mag u mirovanju Hopseg (1,5-1,7 & mum), gdje su sistematika samo zbog izumiranja

1/6 da u V-band. Međutim, dobivanje blisko-IR fotometrije za super crvene pomake supernova zahtijeva svemirska promatranja zbog visoke pozadine koja se vidi sa zemlje (odjeljak 3.5).

Lokalno uočeni SNe obuhvaćaju širok raspon starosti, metalnosti i trenutne brzine formiranja zvijezda (SFR) svojih zvijezda-domaćina. Ova širina uslova domaćina pruža laboratorij za istraživanje evolucije SNe Ia kao pokazatelja udaljenosti. Nedavno je takav efekt pronađen i kalibriran u obliku skromnog, 0,03 mag dex -1 odnosa između zvjezdane mase galaksije domaćina (vjerovatni trag metalnosti) i kalibrirane veličine SN la (Kelly et al. 2010, Lampeitl et al. 2010 , Sullivan i suradnici 2010 Hicken i suradnici 2009b za analizu s morfologijom domaćina i Hayden i suradnici 2012 za analizu koja uključuje brzinu stvaranja zvijezda u pokušaju izolacije metalnosti). Na nivou preciznosti koji omogućavaju trenutna istraživanja, potrebno je ispraviti ovaj efekt (Conley i sur. 2011), ali nesigurnost u korekciji nije ograničavajući sistematski.

Ograničavajući evolucijske efekte na desetinu & sigmeint (

0,01 mag) ili bolji izazov je. Na primjer, ako postoje dvije populacije praroditelja tipa Ia (npr. Jednokratni i dvostruki degenerati) koji imaju malo pomaknute odnose sjaj-LCS, tada bi evolucija u odnosu na populaciju mogla proizvesti evoluciju u srednjem odnosu na djeliću & sigmaint (vidi, npr., Sarkar i sur. 2008). Strategija ograničenja sistematike evolucije je razbijanje uzorka SN na podskupine definirane spektralnim karakteristikama, oblicima krive svjetlosti ili svojstvima domaćina i provjera konzistentnosti kosmoloških rezultata, jer vjerovatnoća da evolucija neće utjecati na sve populacije na isti način. Komplementarni put (Riess i Livio 2006) je promatranje supernova na z > 2, gdje su predviđeni fluksovi u odnosu na uzorke s niskim crvenim pomakom uglavnom neosjetljivi na odstupanja parametara tamne energije bio bi pokazatelj evolucijskih efekata ili nekonvencionalnih modela tamne energije koji bi mogli testirati druge sonde. Na kraju, primjećujemo da bi bilo kakve evolucijske korekcije mogle biti slabije u blizini IR-a, kako zbog užeg raspona svjetiljki, tako i zbog slabije osjetljivosti na metalne linije (koje same mogu doprinijeti užem opsegu osvijetljenosti) i zakona crvenila.

Gravitaciono sočivo intervencijom strukture velikih razmjera unosi rasipanje u promatranim SN fluksima, na nivou

0,05 magnitude za izvore na z = 1 (npr. Frieman 1996, Wang 1999). Očuvanje protoka garantira da znači fluks SN populacije se ne mijenja. Međutim, potrebna je određena pažnja kako bi se osiguralo da efekti selekcije ili sheme ponderiranja ne pristranosti rezultiraju na razini od 0,01 magn, pogotovo jer je raspodjela povećanja izrazito ne-Gaussova (vidi, npr., Sarkar i sur. 2008a). Budući da su efekti sočiva mali i proračunljivi, malo je vjerojatno da će postati ograničavajući sistematični čak ni za najambicioznija buduća istraživanja. Analizira da prosječni tokovi SNe u posudama za crveni pomak ili modeliraju punu distribuciju fluksa mogu minimizirati sistematiku sočiva, a mogu smanjiti i neke druge sistematske efekte (Wang 2000, Amendola i sur. 2010, Wang i sur. 2012).

Ako se za velike uzorke supernove može dobiti bliska IR fotometrija u mirovanju, predviđamo da će nesigurnosti kalibracije fluksa u konačnici postaviti temelj na sistematiku. Detaljna nedavna istraga o HST WFC3-IR sistem podrazumijeva ograničenu nesigurnost kalibracije od

0,02 mag (Riess 2012). Buduća misija dizajnirana s IR fotometrijom kao ključnim ciljem mogla bi vjerovatno biti bolja, pa se čini da je 0,005-0,02 mag vjerojatan nosač za sisteme ograničene kalibracijom.

Svemirska posmatranja nude nekoliko ključnih prednosti za preciznu kosmologiju supernove, što je tačka na kojoj je rano naglasio SNAP (SuperNova Acceleration Probe) suradnja (npr. Aldering i dr. 2002). Prva je oštra i stabilna funkcija širenja tačaka (PSF) koja se može postići iz svemira, što uvelike povećava osetljivost na slabe, promenljive tačkaste izvore i preciznost i tačnost fotometrije tačkastih izvora, posebno u prisustvu pozadine galaksije domaćina. Prilagodljiva optika može stvoriti oštar PSF sa zemlje, ali nije vjerovatno da će pružiti fotometriju sa preciznošću od 1% i sliku dovoljno stabilnu da omogući oduzimanje domaćina u slučajnim položajima na nebu, daleko od sjajnih zvijezda vodilja. Druga prednost je veća tačnost i preciznost kalibracije fluksa koja se može postići iz svemira, bez vremenski promenljivih atmosferskih uslova i (za dobro odabranu orbitu) minimalnih varijacija u okruženju teleskopa. Treće je znatno niža pozadina neba u blizini IR-a. Tipična pozadina neba za zemaljska promatranja je 16, 14 i 13 magn. Arcsec -2 at J, H, i K (Vega), dok su u svemiru 6 do 8 magova slabije, ograničene zodijačkim svjetlom.

Posljednja je od ovih prednosti koju smatramo kritičnom i mdash da nikakvo poboljšanje zemaljske tehnologije ili strategija promatranja nikada neće ukloniti pozadinu IR neba. Već smo naglasili ključnu ulogu bliske IR fotometrije u smanjenju sistematike povezane sa izumiranjem prašine, a možda i evolucijom. Dobivanje okvira za odmor J-pojas (1,2 i mum) fotometrija SNe at z = 0,8 zahtijeva snimanje na & lambda = 2 & mum. Svemirski teleskop od 1,3 m & pomrsi (nesmetani) otvor za koji je predložen PRVI & mdash može izvršiti mjerenje S / N = 15 na vršnoj veličini medijane z = 0,8 supernove na ovoj talasnoj dužini za oko 20 minuta. Prizemni teleskop od 4 m sa vidljivošću od 0,8 i # 034 i tipičnom pozadinom IR neba zahtijevao bi više noći, a čak i tada bi tačnost fotometrije bila ugrožena promjenjivom pozadinom neba.

Svemirski bliski IR teleskop takođe nudi mogućnost otkrivanja i praćenja SNe pri znatno većim crvenim pomacima, dok radi na kraćim talasnim dužinama okvira za odmor. Međutim, iz razloga koji su kvantitativno razmotreni u odjeljcima 4 i 8, mislimo da je najvažnija uloga misije poput PRVI u SN studijama je pružanje najveće dostižne tačnosti i preciznosti na z & # 8804 0.8, kao dio kombiniranog programa tamne energije koji također uključuje ambiciozne BAO i ankete sa slabim sočivima. Pri niskim crvenim pomacima SNe može postići preciznost mjerenja bez premca drugim metodama, ali kod većih crvenih pomaka ne mogu se podudarati sa osjetljivošću na tamnu energiju velikih BAO istraživanja, osim ako statističke i sistemske pogreške ne potisnu znatno ispod 0,01 mag (vidi Tabelu 6 u Odjeljku 8.2) . Vrijednost visokez SN program kritično ovisi o tome hoće li sistematika na visokimz nisu u korelaciji s onima na niskimz, u tom slučaju udaljeni SNe pružaju nove informacije čak i nakon niskogz program je zasitio ograničenje sistematičnosti ili je li ograničenje sistematičnosti korelirano u cijelom rasponu crvenog pomaka. O ovom pitanju raspravljamo kvantitativno u odjeljku 8.3.1 dolje. Za datu alokaciju posmatranja, maksimalno efikasna upotreba PRVI SN vreme može biti u kombinovanom programu zemaljskog prostora, sa zemaljskom fotometrijom (u optičkom okviru odmora) koja omogućava uzorkovanje krivih svetlosti visoke kadence i merenja boja i promatranje prostora niže kadence pružajući kritične, dobro kalibrisane, neosjetljive na prašinu fotometrija koja se koristi za određivanje SN udaljenosti.

Sljedeće godine ili dvije trebali bi biti objavljeni konačni rezultati istraživanja o supernovima SDSS-II, petogodišnjeg uzorka SNLS-a i ESSENCE. Mjerenja iz ovih velikih istraživanja trebala bi znatno smanjiti statističke greške u SN Hubble dijagramu. Možda još važnije, oni bi trebali donijeti značajno smanjenje sistematskih grešaka zbog velike kadence uzorkovanja, širokog raspona talasnih dužina i veće pažnje fotometrijskoj kalibraciji. Velike kampanje za otkrivanje i praćenje lokalnih supernova (npr. PTF, LOSS, CSP, SN Factory) također bi trebale dati bolje razumijevanje potencijalne sistematike, kao i bolju lokalnu kalibraciju. Nova HST istraživanje višegz Tim koji koristi WFC3 pronaći će veći crveni pomak (z & gt 1.5) SNe, koji pružaju dodatni utjecaj na Hubbleov dijagram i ograničenja na evoluciju.

Najveći novi projekti na bliskom horizontu su SN istraživanja PS1 (koja su trenutno u toku) i DES (početna opažanja krajem 2012). Bernstein i dr. (2012) raspravljaju detaljno o DES strategiji i predviđaju otkrivanje do 4000 tipa Ia SNe na crveni pomak z = 1.2. Za spektroskopsko praćenje, DES ima za cilj promatranje

10-20% njihovih visokihz supernove, ali dobijaju gotovo potpune spektroskopske crvene pomake galaksije domaćina za njihov kozmološki uzorak. Sličan detaljan opis strategije PS1 još uvijek nije dostupan, ali u principu i PS1 bi trebao biti u mogućnosti otkriti hiljade tipa Ia SNe. U čisto statističkom smislu, uzorak od 2000 SNe do z = 0,8 može postići greške od 0,007 mag u kantama za crveni pomak & Deltaz = 0,2, tako da će i PS1 i DES gotovo sigurno biti ograničeni sustavnim, a ne statističkim greškama.

Gledajući dalje, očekuje se da će LSST dati uzorke od desetina ili čak stotina hiljada SNe (LSST Science Collaboration 2009). Ovi fotometrijski uzorci zasigurno će umanjiti spektroskopske mogućnosti praćenja, a LSST istraživanja opet će biti sistematično ograničena, iako su ogromna veličina uzorka (omogućavajući unakrsne provjere i fokus na najpovoljnijim poduzorcima) i nadzor visoke kadence s visokom fotometrijskom preciznošću preko optičkog spektra trebao bi smanjiti sistematičnost ispod one PS1 i DES. Konačno, ako PRVI je završen i pokrenut u skladu sa preporukama Astro2010, pristup ostatku okvira blizu IR-a trebao bi donijeti nenadmašnu prednost za kozmologiju SN-a i najbolje ostvarive rezultate u studijama SN tamne energije.

22 Conley i dr. (2011) pružaju dodatne dokaze za grešku na lokalnom nivou Ukalibracija opsega, a te podatke izostavili iz svoje kosmološke analize. Natrag.


1. UVOD

Prije otprilike dvije decenije provedeno je istraživanje distribucije apsolutne veličine supernova (SNe) razdvojenih po vrstama (Miller & amp Branch 1990, u daljnjem tekstu MB90). Ovo se istraživanje temeljilo na podacima preuzetim iz Asiago Supernova Catalogue (ASC Barbon et al. 1989), koji je u to vrijeme imao 687 SNe. Deset godina kasnije Richardson i sur. (2002, dalje R02) proveli su sličnu studiju, međutim, do tada je ASC narastao na 1910 SNe. Trenutno ASC ima preko 6100 SNe. Histogram broja SNe u odnosu na godinu otkrića prikazan je na slici 1. Na ovom grafikonu možemo vidjeti drastičan porast stope otkrivanja SNe tokom posljednjih 20 godina. Na ovoj slici su prikazane i oznake za važne prekretnice u astronomiji koje su imale utjecaja na stopu otkrića. Godine studija MB90 i R02 prikazane su za kontekst. Umetak prikazuje iste podatke na log skali. Ovdje ucrtavamo dnevnik N+1 tako da se mogu prikazati godine sa samo jednim otkrićem SN-a. Veliki skok u broju SNe otkriven tokom posljednje decenije prvenstveno je posljedica broja velikih pretraga koje su se dogodile u to vrijeme. Mnoga od ovih pretraživanja bila su motivirana otkrićem svemira koji se ubrzava (Riess i sur., 1998. Perlmutter i sur., 1999.).

Slika 1. Ovo je histogram koji prikazuje broj SNe otkrivenih svake godine prema katalogu Asiago Supernova. Umetak prikazuje iste podatke na log skali.

Zbog ovog drastičnog povećanja ukupnog broja SNe, vrijeme je da se ažuriraju raspodjele apsolutne veličine za različite tipove SN. Raspodjela apsolutne magnitude važna je za određivanje brzine SN i pružanje informacija korisnih za ograničavanje modela rodonačelnika i eksplozije. Oni su takođe korisni za planiranje budućih pretraga SN-a.

Glavni poticaj za velike SN pretrage je otkriće tipa Ia SNe, koji se koriste kao kosmološki indikatori udaljenosti. Kao nusprodukt ovoga, otkriva se više SNe svih vrsta, iako daljnje praćenje nije nužno učinjeno. Mnoga su istraživanja vrlo detaljno proučavala SNe Ia i kroz neki oblik standardizacije krive svjetlosti smanjila su disperziju na oko 0,12 (Bailey i sur. 2009). Ova vrsta standardizacije nije moguća s našim velikim skupom podataka i ovdje se ne provodi. Većina podataka korištenih u ovoj studiji preuzeti su iz ASC-a. Međutim, koriste se i brojni drugi izvori.

Podaci korišteni u ovoj studiji i njihovi izvori razmatrani su u odjeljku 2. Različite vrste analiza razmatrane su u odjeljku 3. Rezultati naše analize predstavljeni su u odjeljku 4, zajedno s usporedbama s drugim studijama. Sažetak je dat u odjeljku 5.


Dodatna rješenja za udžbenike znanosti

Uvod u fizičku nauku

Fizika za naučnike i inženjere

Horizons: Exploring the Universe (Lista kurseva MindTap)

Fizika za naučnike i inženjere, Ažuriranje tehnologije (Bez pristupnih kodova)

Hemija za studente tehnike

Hemija: Atomski prvi pristup

Kemija i pojačala Hemijska reaktivnost

Biologija: Jedinstvo i raznolikost života (Lista kurseva MindTap)

Biologija (Lista kurseva MindTap)

Opšta hemija - samostalna knjiga (Lista kurseva MindTap)

Razumijevanje prehrane (Lista kurseva MindTap)

Nauka o životnoj sredini (Lista kurseva MindTap)

Prehrana kroz životni ciklus

Prehrana: koncepti i kontroverze - samostalna knjiga (lista kurseva MindTap)


20151128

Astronomsko srednjoročno pitanje: rangiranje apsolutnih veličina s obzirom na prividne veličine, udaljenosti

Astronomija 210, polugodište 2, jesenji semestar 2015
Koledž Cuesta, San Luis Obispo, CA

Prividne veličine i udaljenosti tri zvijezde navedene su u nastavku.

m
prividno
magnitude
d
razdaljina
sa Zemlje
Avior +1.9 190 kom
Benetnash +1.9 & nbsp 32 kom
Tau Ceti +3.5 & nbsp & nbsp 4 kom

Utvrdite koja zvijezda ima najsjajniju apsolutnu magnitudu (ili naznačite nerešeno, ako postoji). Objasnite koristeći veze između prividne veličine, apsolutne veličine i udaljenosti.

  • p:
    Tačno. Razumije razliku između prividne magnitude m (sjaj gledan sa Zemlje kada se postavi na stvarnu udaljenost od Zemlje) i apsolutne veličine M (sjaj gledan sa Zemlje kada je udaljen 10 parseka dalje), i uspoređuje:
    1. kako se zvijezda A (Avior) i zvijezda B (Benetash) čine jednako svijetlim (iste prividne veličine m), ali zvijezda A je svjetlija od zvijezde B kada su obje smještene na 10 parseka udaljenosti od Zemlje (i samim tim ima svjetliju apsolutnu veličinu), kako će se zvijezda A premještati na veću udaljenost bliže Zemlji od zvijezde B i
    2. kako se zvijezda C (Tau Ceti) čini tamnijom od zvijezde A i zvijezde B (prividna magnetska magnituda m), a kada se zvijezda C pomakne nazad na 10 parseka od Zemlje, u 10 će biti još tamnija od zvijezde A i zvijezde B parsecs (i tako zvijezda C ima najmanju apsolutnu veličinu od ove tri zvijezde).
  • r:
    Gotovo tačno (objašnjenje slabo, nejasno ili samo gotovo potpuno) uključuje strane / tangencijalne informacije ili ima manje greške. Raspravlja (1), ali ne raspravlja (2).
  • t:
    Sadrži prave ideje, ali diskusija je nejasna / nepotpuna ili sadrži veće greške. Barem diskusija pokazuje razumijevanje odnosa između prividnih veličina, apsolutnih veličina i udaljenosti. Možda se obrnuti redoslijed sjaja odabire zvijezdu C koja ima najsjajniju apsolutnu veličinu.
  • v:
    Ograničena relevantna rasprava o potkrepljujućim dokazima o barem nekim zaslugama, ali na nedosljedan ili nejasan način. Barem pokušaji korištenja odnosa između prividnih veličina, apsolutnih veličina i udaljenosti.
  • x:
    Implementacija / primjena ideja, ali zasluga za trud, a ne za zasluge. Rasprava zasnovana na iskrivljenim definicijama ili ne na osnovu pravilnih odnosa između prividnih veličina, apsolutnih veličina,
  • y:
    Irelevantna diskusija / efektivno prazno.
  • z:
    Prazno.

Uzorak odgovora "p" (od učenika 3030):
Uzorak odgovora "p" (od učenika 5555):


Nove udaljenosti za odabrani skup vizualnih binarnih datoteka s nedosljednim dinamičkim masama

Odabrali smo skup od 17 vizuelnih binarnih datoteka koji pokazuju veliku neusklađenost između sistemske mase dobivene Keplerovim trećim zakonom u odnosu na masu izračunatu kroz standardnu ​​povezanost mase i sjaja i masenog spektra. Pažljiv pregled orbitalnih podataka i paralaksa pokazao je da trenutne orbite devet binarnih datoteka (WDS 00155–1608, WDS 00174 + 0853, WDS 05017 + 2050, WDS 06410 + 0954, WDS 16212–2536, WDS 17336–3706, WDS 19217– 1557, WDS 20312 + 1116 i WDS 21118 + 5959) ne trebaju biti poboljšani, umjesto toga preporučujemo im različite vrijednosti paralakse (udaljenosti). S druge strane, smatrali smo da osam orbita (WDS 02366 + 1227, WDS 02434–6643, WDS 03244–1539, WDS 08507 + 1800, WDS 09128–6055, WDS 11532–1540, WDS 17375 + 2419 i WDS 22408– 0333) trebalo poboljšati. Zbog različitih razloga spomenutih u ovom radu, njihove bi udaljenosti najvjerojatnije trebale biti ispravljene ukoliko se ne izvijeste o boljim orbitalnim rješenjima i / ili preciznijim paralaksama. Da bi se dobili konzistentne vrijednosti mase, još uvijek se preporučuje upotreba dinamičke paralaksa za 5 od 8 poboljšanih orbita. Za WDS 02434–6643, WDS 09128–6055 i WDS 11532–1540, samo poboljšanje daje razumne masene sume uz održavanje ( pi _ < mathrm> ) unutar (1 mbox <--> 2 sigma ) margine. Predstavljene su i raspravljene nove procjene udaljenosti za 16 zvijezda (uglavnom na temelju dobivenih dinamičkih paralaksa) i pojedinačni komentari za sve objekte.

Ovo je pregled sadržaja pretplate, pristup putem vaše institucije.


Pogledajte video: Zvjezdoznanci - Magnitude veličine (Januar 2023).