الفلك

كيفية حساب فرق النسبة المئوية لقيمة مؤشر اللون B-V

كيفية حساب فرق النسبة المئوية لقيمة مؤشر اللون B-V



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.

أحتاج إلى حساب فرق النسبة المئوية لمؤشر لون B-V بين قيمته المقدرة والفعلية. لذا حاولت القيام بذلك عن طريق الفرق بين القيم / القيمة الفعلية × 100. ومع ذلك ، نظرًا لأن قيم B-V يمكن أن تكون على جانبي الصفر ، فإن هذا لم يعط إجابات تمثيلية.

لذلك إذا كان أي شخص يعرف طريقة لحساب النسب المئوية للقيم القريبة من الصفر أو على جانبي الصفر ، فإن مساعدته ستكون موضع تقدير.

شكرا


يتوافق $ B-V $ مع اللوغاريتم الأساسي 10 لنسبة التدفق.

$$ B-V = -2.5 log left ( frac {f_B} {f_V} right) $$

إذن ، في محاولة لتخمين ما تحاول حسابه ، هل النسبة المئوية للتغير في نسبة اللون الأزرق إلى نسبة التدفق المرئي؟

في هذه الحالة ، يكون التغيير بالنسبة المئوية هو $$ p = frac {10 ^ {- (BV) _2 / 2.5} - 10 ^ {- (BV) _1 / 2.5}} {10 ^ {- (BV) _1 / 2.5} } ضرب 100 $$

يمكن أن يكون التغيير بالنسبة المئوية سالبًا بالطبع.


كيفية حساب فرق النسبة المئوية لقيمة مؤشر اللون B-V - علم الفلك

أشار القسم الخاص بقوانين الإشعاع إلى وجود علاقة بين درجة حرارة الجسم الأسود وموقع الذروة في توزيع الإشعاع كدالة لطول الموجة (قانون فيينا). هذا يسمح بتعريف بعض الكميات المستمرة تسمى مؤشرات اللون يمكن تحديدها مباشرة من الملاحظات وهي مؤشرات غير مباشرة لدرجة حرارة النجم.

مرشحات الألوان الفلكية

تسمى الأجهزة البصرية المرشحات يمكن تصميمها للسماح للضوء بالمرور في نطاق محدود من الأطوال الموجية. في علم الفلك ، تُستخدم مجموعة متنوعة من المرشحات للتأكيد على الضوء في منطقة طول موجي معينة ، ولكن الأكثر شيوعًا تسمى مرشحات U (فوق بنفسجية) و B (زرقاء) وفلاتر ضوئية (V). يوضح الشكل التالي انتقالهم للضوء كدالة لطول الموجة ، وكذلك استجابة متوسط ​​العين البشرية.
استجابة المرشحات الفلكية القياسية والعين البشرية

تنشأ أسماء المرشحات لأن قمم الإرسال لمرشحات U و B و V موجودة في المنطقة فوق البنفسجية والأزرق والأصفر والأخضر من الطيف (تكون العين البشرية أكثر حساسية للمنطقة الصفراء والخضراء من الطيف. طيف الضوء المرئي). وبالتالي ، يمكن لعلماء الفلك قياس شدة الضوء من مصدر مثل النجم في كل منطقة من مناطق الطيف هذه عن طريق تمرير الضوء الذي يجمعه التلسكوب عبر المرشح المناسب.

توزيعات درجات الحرارة والإشعاع

(لاحظ أنه للراحة في رسم هذه التوزيعات تم تطبيعها للوحدة عند القمم ذات الصلة بموجب قانون ستيفان بولتزمان ، فإن المنطقة الواقعة تحت ذروة النجم الحار سبيكا هي في الواقع 2094 ضعف المنطقة الواقعة تحت الذروة للنجم البارد Antares .)

مؤشرات اللون

أمثلة على مؤشر اللون

بشكل عام ، تشير القيم السلبية لمؤشرات الألوان هذه إلى أن Spica هي نجم ساخن ، حيث تأتي معظم إشعاعاتها بأطوال موجية أقصر. من ناحية أخرى ، بالنسبة إلى Antares B = 2.7 و V = 0.9 ، ومؤشر اللون B - V هو

تشير القيمة الإيجابية لـ B - V في هذه الحالة إلى أن قلب العقرب نجم بارد ، حيث تأتي معظم إشعاعاته بأطوال موجية أطول.


مؤشر اللون

سيراجع محررونا ما قدمته ويحددون ما إذا كان ينبغي مراجعة المقالة.

مؤشر اللون، في علم الفلك ، الفرق بين قياسين لمقدار (السطوع على مقياس لوغاريتمي) لنجم مصنوع عند أطوال موجية مختلفة ، يتم طرح القيمة الموجودة عند الطول الموجي الأطول من تلك الموجودة في الأقصر. عادةً ما يكون الطول الموجي هما الأزرق (B) والمرئي (V) كما هو محدد في نظام UBV ، المؤشر هو قياس لون النجم ، وإشارة إلى درجة حرارته ، ووصفًا أوليًا إلى حد ما لتوزيع إشعاعها. الطاقة من خلال الطيف الكهرومغناطيسي. يتم اختيار نقطة الصفر لمقياس مؤشر اللون في نظام UBV بحيث يكون للنجوم التي تبلغ درجة حرارة سطحها 7400 كلفن والتي تكون بيضاء اللون ، مثل Vega ، مؤشر لوني يساوي صفرًا. النجوم الزرقاء الحارة لها مؤشرات لونية سالبة ، لأنها تشع بقوة أكبر وبالتالي لها مقادير أقل عدديًا عند الأطوال الموجية القصيرة ، والنجوم الحمراء الباردة موجبة. يزداد مؤشر لون النجم بمرور ضوءه عبر المادة البينجمية ، وتسمى الكمية التي يتجاوز بها القيمة الطبيعية لنوعه الطيفي فائض اللون. (أنظر أيضا حجم ونظام UBV.)

تمت مراجعة هذه المقالة وتحديثها مؤخرًا بواسطة Erik Gregersen ، محرر أول.


وثائق API (Ramirez2005) ¶

العلاقة بين درجة الحرارة الفعالة واللون التي قدمها راميريز وملينديز 2005.

Ramirez and Melendez 2015، ApJ 626، 465-485 (من فضلك لا أن راميريز لديه لهجة غير ASCII على i و Melendez لهجة على الثاني e) يعطي علاقة بين درجة الحرارة النجمية الفعالة واللون المتعلق بالنطاقات المختلفة. تسمح هذه الفئة بإجراء التحويل في كلا الاتجاهين.

متاح احصل على قائمة معرفات النطاق المتاحة.
colorToTeff (band، X، feH [، stype، ignoreRange]) يحول اللون إلى درجة حرارة فعالة وفقًا لـ Eq.
colorToTeff_nop (band، X، feH [، stype]) يحول اللون إلى درجة حرارة فعالة وفقًا لـ Eq.
teffToColor (band، teff، feH [، stype، dteff،…]) يحول درجة الحرارة الفعالة إلى لون حسب المعادل.
teffToColor_nop (band، teff، feH [، stype،…]) يحول درجة الحرارة الفعالة إلى لون حسب المعادل.
_checkBand ( حافظة مسافة ) ¶

تحقق مما إذا كان معرف النطاق صالحًا.

تحقق مما إذا كان النوع النجمي (تسلسل رئيسي / عملاق) صالحًا.

تحويل اسم النطاق المستخدم في الجداول إلى تمثيل داخلي.

المعرف المستخدم في الفصل.

استخراج الأسطر المتعلقة بالجدول المحدد.

تابلينو : int

رقم الجدول المراد استخراجه.

جزء من الملف ينتمي إلى الجدول المحدد.

تابلينو : int

رقم الجدول المراد استخراجه.

معرّفات جميع النطاقات في الجدول.

نتيجة : مجموعة مصفوفة

تابلينو : int

رقم الجدول المراد استخراجه.

حدد مكان وجود معاملات لمعدنية معينة في الجدولين 4 و 5.

احصل على قائمة معرفات النطاق المتاحة.

تستخدم جميع الخيوط لتحديد العصابات.

يحول اللون إلى درجة حرارة فعالة وفقًا لـ Eq. 2.

تأخذ هذه الطريقة في الاعتبار تصحيح كثير الحدود. لاحظ أنه لا يتم تنفيذ أي استيفاء بين كثيرات الحدود المحددة في الجدولين 4 و 5 ، ولكن يتم استخدام كثير الحدود المناسب (وفقًا للحاشية السفلية (أ) أسفل الجداول).

مؤشر اللون (على سبيل المثال ، قيمة B-V).

feH : يطفو

قطيلة : خيط،

نوع النجم (التسلسل الرئيسي أو العملاق).

تجاهل المدى : منطقي ، اختياري

إذا كان هذا صحيحًا ، فسيتم تجاهل نطاق صلاحية العلاقات. وبخلاف ذلك (افتراضيًا) سيظهر استثناء عند مصادفة قيمة خارج النطاق.

درجة الحرارة الفعالة في K.

يحول اللون إلى درجة حرارة فعالة وفقًا لـ Eq. 1.

التحويل باستخدام المعادل. 1 يتجاهل التصحيح متعدد الحدود للمعادن. وفقًا لـ RM05 ، يتسبب هذا في خطأ منهجي في حدود "30 أو 40 كلفن".

مؤشر اللون (على سبيل المثال ، قيمة B-V).

feH : يطفو

قطيلة : خيط،

نوع النجم (التسلسل الرئيسي أو العملاق).

درجة الحرارة الفعالة في K.

يحول درجة الحرارة الفعالة إلى لون حسب المعادل. 2.

هذه الطريقة تقلب المعادل. 2 باستخدام مخطط تكراري.

تف : يطفو

درجة الحرارة الفعالة في K.

feH : يطفو

قطيلة : خيط، ، اختياري

نوع النجم (التسلسل الرئيسي أو العملاق).

دتيف : تعويم ، اختياري

يتم الوصول إلى اختلاف درجة الحرارة عن طريق التكرار [K]. الافتراضي هو 0.01.

الحد الأقصى : int ، اختياري

الحد الأقصى لعدد التكرارات المطلوب تنفيذها. الافتراضي هو 100.

اللون في النطاق المحدد.

يحول درجة الحرارة الفعالة إلى لون حسب المعادل. 1.

هذه الطريقة تقلب المعادل. 1. لاحظ أن المعادلة قطع مكافئ في اللون (أي X). لذلك ، هناك حلان يتم اختيار أحدهما ضمن نطاقات الصلاحية المحددة في الجدولين 4 و 5 من RM05. إذا لم يكن أي من الحلين أو كليهما صالحًا ، فسيتم إصدار استثناء.

تف : يطفو

درجة الحرارة الفعالة في K.

feH : يطفو

قطيلة : خيط،

نوع النجم (التسلسل الرئيسي أو العملاق).

لا : منطقي ، اختياري

إذا كان صحيحًا ، فلن يتم رفع أي استثناءات ، ولكن سيتم إعطاء تحذيرات سيتم إرجاع كلا الحلين المرشحين في هذه الحالة.

اللون في النطاق المحدد.


كيفية حساب فرق النسبة المئوية لقيمة مؤشر اللون B-V - علم الفلك

حبيبات الغبار في الوسط النجمي لها حجم نموذجي يمكن مقارنته بطول موجة الضوء الأزرق. والنتيجة هي أن الضوء الأزرق القادم من أجسام بعيدة يمتص بقوة وينتشر بواسطة الغبار ، مما يزيله بشكل أساسي من الضوء الذي يصل إلينا ويجعل الأشياء تبدو حمراء أكثر مما هي عليه بالفعل. يُعرف هذا باسم الاحمرار بين النجوم ويجب أن يؤخذ في الاعتبار من قبل علماء الفلك الذين يقومون بتحليل البيانات المأخوذة من أطوال موجية بصرية على وجه الخصوص.

يتناسب احمرار الجسم عكسيًا مع الطول الموجي للضوء البصري ، لذلك فإن الأطوال الموجية الأقصر (الزرقاء) تكون أكثر احمرارًا من الأطوال الموجية الأطول (الحمراء). يمكننا تحديد درجة الاحمرار عن طريق قياس مؤشر اللون (ب- V) من الكائن ومقارنته بمؤشر اللون الحقيقي (ب- V)0 من خلال المعادلة:

نظرًا لأن كلا من الاحمرار والانقراض بين النجوم هما نتيجة تفاعل ضوء النجوم مع حبيبات الغبار ، فإنهما مرتبطان ارتباطًا وثيقًا ويجب أن نتوقع أنه كلما زاد الغبار على طول خط البصر ، كلما زاد الاحمرار وقل الانقراض. هذا بالفعل هو الموجود ، مع الانقراض والاحمرار المرتبطين بالمعادلة:

أين أالخامس هو الانقراض يقاس في الخامس حافظة مسافة.
لحساب المسافة الصحيحة (في الفرسخ) لكائن مع مراعاة الانقراض ، يجب علينا توسيع معادلة المسافة لتكون:

د = 10 0.2 (م-م + 5-أالخامس)

بطرح الانقراض في أس هذه المعادلة ، فإننا نسطع المقدار لحساب فقدان الضوء.

دراسة علم الفلك عبر الإنترنت في جامعة سوينبورن
جميع المواد محفوظة لشركة Swinburne University of Technology باستثناء ما تم تحديده.


سؤال : يبحث عالم فلك هواة عن الخصائص الإحصائية للنجوم المعروفة باستخدام مجموعة متنوعة من قواعد البيانات. تقوم بجمع مؤشر اللون ، أو مؤشر B V ، والمسافة (بالسنوات الضوئية) من الأرض لعشرة نجوم. مؤشر لون النجم هو الاختلاف في امتصاص الضوء المقاس من النجم باستخدام مرشحين ضوئيين مختلفين (مرشح B و V). هذا بعد ذلك

يبحث عالم فلك هواة عن الخصائص الإحصائية للنجوم المعروفة باستخدام مجموعة متنوعة من قواعد البيانات. تقوم بجمع مؤشر اللون ، أو مؤشر B V ، والمسافة (بالسنوات الضوئية) من الأرض لعشرة نجوم. مؤشر لون النجم هو الاختلاف في امتصاص الضوء المقاس من النجم باستخدام مرشحين ضوئيين مختلفين (مرشح B و V). يتيح هذا بعد ذلك للعالم معرفة درجة حرارة النجم. القيمة السالبة تعني نجمة زرقاء ساخنة. السنة الضوئية هي المسافة التي يمكن للضوء أن يقطعها في سنة واحدة ، وهي حوالي 5.9 تريليون ميل. يتم نسخ البيانات النجمية في الجدول أدناه. احسب معامل الارتباط r باستخدام حاسبة الرسوم البيانية TI-83 أو TI-83 plus أو TI-84 (تقريب إجابتك إلى منزلتين عشريتين).

"مؤشر B − V" المسافة (ly)
1.03 142.6
-0.02 1138.8
0.36 428.6
0.91 1153.4
1.04 647.6
0.47 301.7
0.08 741.4
1.49 794.8
1.08 918.8
1.14 644.6


جدول المحتويات

لفهم درجات الحرارة المختلفة للنجوم بشكل أفضل ، يجب ملاحظة ذلك 1 كلفن يساوي -272.15 درجة مئوية. لتحويل كلفن إلى سلزيوس ، استخدم الصيغة البسيطة التالية: 1K & # 8211 273.15 = -272.15 درجة مئوية (القيمة 273.15 ثابتة).

يستخدم نظام التصنيف الحالي الحروف ا, ب, أ, F, جي, ك، و م، لتسلسل النجوم من الأكثر سخونة إلى الأروع. بشكل عام هناك 7 فئات طيفية:

  • O Class (أزرق) & # 8211 هذه النجوم شديدة الحرارة ، حيث تزيد درجة حرارة سطحها عن 30 ألف كلفن.
  • الفئة ب (التدرج بين الأزرق والأبيض) & # 8211 في هذه المجموعة ، تتراوح درجات الحرارة بين 30000 كلفن و 10000 كلفن.
  • أ كلاس (أبيض) & # 8211 تتراوح درجات الحرارة بين 10000 كلفن و 7500 كلفن.
  • فئة F (التدرج بين الأبيض والأصفر) & # 8211 تتراوح هذه النجوم بين 7500 كلفن و 6000 كلفن.
  • الفئة G (أصفر) & # 8211 درجات حرارة تتراوح بين 6000 كلفن إلى 5000 كلفن تشمل هذه الفئة شمسنا.
  • فئة K (برتقالي) & # 8211 في هذه المجموعة من النجوم تتراوح درجات الحرارة بين 5000 كلفن و 3500 كلفن.
  • الفئة M (أحمر) & # 8211 النجوم في هذه الفئة هي الأبرد ، حيث تقل درجة حرارة سطحها عن 3500 كلفن.

للتمييز بين النجوم العملاقة والأقزام ، استخدم فئة اللمعان Morgan – Keenan (MK) تم إلحاقه بتصنيف هارفارد للنجم. تعتمد قيم اللمعان على عرض بعض خطوط الامتصاص في طيف النجوم و # 8217 والتي تختلف باختلاف كثافة الغلاف الجوي.


الثلاثاء 12 فبراير 2013

كوكب خارج المجموعة الشمسية - هل هناك أي طريقة يمكن أن يتشكل بها كوكب مستقل عن نجم؟

حسنًا ، أنت بحاجة إلى رؤية السؤال المتعلق بالأقزام البنية والكواكب ، لأن إجابة سؤالك تعتمد على كيفية تعريفك للكوكب.

إذا طلبت أن يكون "كوكب" له قلب صخري ، فمن غير المحتمل جدًا أن يتشكل كوكب بعيدًا عن النجم الأم. النجمة الأم ضرورية للتمييز بين المادة الصخرية والغاز والسماح لها بالتكثف.

من ناحية أخرى ، إذا كنت ترغب في تعريف كوكب على أنه مجرد كائن أقل من كتلة معينة (على سبيل المثال ، عتبة احتراق الديوتيريوم عند 13 كتلة من كوكب المشتري) ، فمن المحتمل جدًا أن مثل هذا الجسم يستطع شكل في عزلة. ستكون غازية بالكامل ، لكن لن يكون هناك الكثير لتمييزها عن الأقزام البنية عند كتل أعلى قليلاً فقط.

في الوقت الحاضر هناك الكثير من الأجسام المرشحة "ذات الكتلة الكوكبية الحرة العائمة".
على سبيل المثال ، انظر Joergens et al. (2014) Liu et al. (2013) Zapatero-Osorio et al. (2000). ما لم يكن لدينا فهمنا للفيزياء خاطئًا تمامًا ، فمن المحتمل أن يكون بعضها على الأقل أقل من 13 من كتلة المشتري. ومع ذلك ، لا يزال أصلهم غير واضح. أنه ممكن كان من الممكن أن يكونوا جميعًا قد تشكلوا حول النجوم ثم تم طردهم لاحقًا ، ولكن وجود أعداد كبيرة من هذه الأجسام في مناطق تشكل النجوم الفتية و قلة من $ sim 10 $ كائنات كتلة كوكب المشتري تدور حول النجوم ، تشير إلى أن هناك سيناريو تشكيل بديل يمكن أن ينتج مثل هذه الأجسام في عزلة.

ماذا يمكن أن تكون سيناريوهات التشكيل هذه؟ يمكن أن تكون هذه الأجسام منخفضة الكتلة مجرد امتداد للكتل السفلية من عملية التجزئة التي تشكل نجومًا ، حيث يمكن إخراج أجنة بدأت حياتها في أنظمة متعددة ، وقد تكون نوى نجمية "فاشلة" لا يمكنها استيعاب المزيد من الغاز بسبب التبخير الضوئي بواسطة النجوم الضخمة القريبة أو يمكن أن تتشكل بسبب عدم استقرار الجاذبية حول النجوم ذات الأقراص الضخمة بشكل غير عادي ويتم طردها من خلال مواجهة قريبة مع نجم آخر. تمت مراجعة هذه الاحتمالات من قبل Whitworth et al. (2006) وشابرييه وآخرون. (2014) ، ولا يزال يُعتقد أنها جميعًا معقولة إلى حد ما.


كيفية حساب فرق النسبة المئوية لقيمة مؤشر اللون B-V - علم الفلك

مراقبة مختبر علم الفلك

التصنيف الطيفي للنجوم

في هذا التمرين ، سوف نحصل على تصنيف طيفي لبعض النجوم التي تمت دراستها في الملاحظة الكهروضوئية ، والتي تمت جدولتها مسبقًا. إذا لم تكن قد أكملت هذا التمرين ، فيجب عليك القيام بذلك قبل الشروع في هذا التمرين. احصل على بياناتك التي تم التقاطها أثناء تمرين القياس الضوئي من معلمك المتمرس.

1. قم بتسجيل الدخول إلى شبكة كمبيوتر Carson-Newman على كمبيوتر يعمل بنظام Windows (على سبيل المثال ، في DSC 126). انقر نقرًا مزدوجًا فوق أيقونة اختصارات تطبيقات الشبكة الموجودة في الفلك ، ثم على رمز أطياف النجوم. انقر فوق خيار تسجيل الدخول في الجزء العلوي من الشاشة. أدخل اسمك في السطر الأول. انقر فوق & quotOK. & quot

2. تحت يركض القائمة ، انقر فوق خذ سبكترا . افتح القبة وقم بتشغيل التتبع.

3. حدد أحد النجوم من بيانات القياس الضوئي الخاصة بك. يجب عليك في النهاية تضمين أحد أكثر نجومك احمرارًا (بقيمة أكبر من Mبى فى) ، أحد أكثر النجوم زرقة واثنان متباعدتان بشكل أو بآخر.

انقر على ضبط الإحداثيات زر وأدخل إحداثيات النجمة التي حددتها. بعد الانتهاء من إدخال الإحداثيات ، يجب أن يكون هذا النجم في وسط مجال رؤيتك. إذا لزم الأمر ، انقر فوق زر الشاشة لتغيير طريقة العرض الخاصة بك إلى الأداة. إذا لزم الأمر ، قم بتحريك التلسكوب حتى يصبح النجم في وسط شق مقياس الطيف.

4. انقر فوق خذ القراءة ومن بعد بدء العد / استئناف ولاحظ الطيف وهو يتراكم على شاشتك. عندما تصل نسبة الإشارة / الضوضاء إلى 100 ، انقر فوق وقف العد. (بالنسبة للنجمة الباهتة ، قد يتوقف البرنامج مبكرًا ، وهو أمر لا بأس به.) انقر يحفظ وأدخل آخر ثلاثة أرقام من موضوع رقم التعريف في المربع لمعرف النجمة. (أدخل رقم تسلسلي ، مثل 001 أو 002 ، إذا كانت الإجابة لا موضوع يتم عرض رقم التعريف.) لاحظ أن اسم الملف للطيف المحفوظ يتضمن اسمك متبوعًا بهذه الأرقام الثلاثة. قم بتسجيل اسم الملف هذا في جدول البيانات في الصفحة التالية. قم أيضًا بتسجيل اسم الملف في الهامش بجانب بيانات هذه النجمة ، في ورقة بيانات القياس الضوئي.

5. انقر فوق إرجاع وكرر الخطوتين 3 و 4 لنجم مختلف. استمر حتى يتم تخزين أربعة أطياف نجمية مختلفة.

6. بعد تخزين جميع الأطياف ، انقر فوق يركض في الجزء العلوي من الشاشة الرئيسية للبرنامج ، ثم انقر فوق صنف الأطياف. انقر حمل ثم اضغط أطلس الأطياف القياسية، تحديد التسلسل الرئيسي وانقر نعم. قم بتشغيل فرق اختيار. يمكن تحريك النافذة الأصغر ، مع عرض العديد من أطياف التسلسل الرئيسي ، جانبًا أو إغلاقها أو تصغيرها ، بحيث تكون الشاشة الرئيسية صنف الأطياف يمكن رؤية البرنامج.

7. انقر فوق حمل - طيف غير معروف - الأطياف المحفوظة ثم حدد أحد ملفات الطيف المخزنة ، كما هو مسجل في جدول البيانات. انقر نعم ولاحظ أن طيف التسلسل الأساسي القياسي مرسوم في الأعلى ، والطيف المحفوظ في المنتصف ، والفرق بينهما في اللوحة السفلية. انقر على تحت و / أو أعلى الأزرار ولاحظ كيف يتغير مخطط الفرق مع مقارنة أطياف قياسية مختلفة مع أطيافك. إذا كان لديك طيف يطابق تمامًا أحد المعايير ، فسيكون الفرق ثابتًا إلى حد ما. إذا لم يكن الأمر كذلك ، فسيكون للمعيار الموجود على أحد الجانبين بعض القمم الصغيرة ، بينما يحتوي الجانب الموجود على الجانب الآخر على قمم تشير إلى عكس طريق. يجب أن تكون قادرًا على تقدير التصنيف الطيفي الصحيح ، وفقًا للأحجام النسبية لقمم الفرق للطيفين القياسيين المتجاورين. على سبيل المثال ، إذا كان الفرق بين ذروات A1 ​​أكبر بثلاث مرات تقريبًا من A5 ، فإن الطيف الخاص بك أقرب إلى A5 من A1 ، لذلك سيكون A4 تقديرًا جيدًا للتصنيف الطيفي. إذا كانت ذروات الفرق بين A1 و A5 تقارب الحجم نفسه والعكس ، فإن منتصف المسافة بينهما ، أو A3 سيكون تقديرًا جيدًا. لاحظ أنه ، على سبيل المثال ، يتبع F0 مباشرة A9 في هذا المخطط. وبالتالي ، إذا كان الطيف الخاص بك بين A5 و F0 ، فيمكنك التفكير في F0 على أنه مكافئ لـ & quotA10 & quot أثناء محاولتك تصنيف الطيف الخاص بك.

8. سجل تصنيف الطيف في الجدول أدناه ، بجانب اسم الملف المناسب. سجل أيضًا مؤشر اللون ، وهو القيمة المقابلة لـ M.بى فى المسجلة في جدول بيانات القياس الضوئي الخاص بك. استخدم جدول التحويل أدناه لتحويل التصنيف الطيفي إلى القيمة المقابلة لمؤشر اللون. سجل هذه القيمة واحسب الانحراف بين القيمتين. إذا كانت القيمة الضوئية أكبر قليلاً من القيمة الطيفية ، فهذا يشير إلى أن النجم يبدو أكثر احمرارًا مما ينبغي. هل يمكنك إعطاء سبب قد يكون هذا هو الحال؟


HIPPARCOS - كتالوج Hipparcos الرئيسي

يحتوي كل كتالوج على كمية كبيرة من البيانات الفلكية والقياسية الضوئية عالية الجودة. بالإضافة إلى ذلك ، هناك ملاحق مرتبطة بها تتميز بالتنوع وبيانات النجوم المزدوجة / المتعددة ، والقياسات الفلكية والقياسات الضوئية للنظام الشمسي. في حالة كتالوج Hipparcos ، يتم توفير الأجزاء الرئيسية في شكل مطبوع وقابل للقراءة آليًا (على قرص مدمج). في حالة كتالوج Tycho ، يتم تقديم النتائج في شكل يمكن قراءته آليًا فقط (على قرص مدمج). على الرغم من أنه بشكل عام فقط يتم توفير البيانات الفلكية والقياسية الضوئية النهائية والمعايرة والمختصرة ، إلا أنه تم أيضًا الاحتفاظ ببعض الملفات المساعدة التي تحتوي على نتائج من المراحل الوسيطة لمعالجة البيانات ، ذات الصلة بالمستخدم الأكثر تخصصًا ، للنشر. (بعض ، وليس كل ، ملفات البيانات متاحة من Centre de Donnees astronomiques de Strasbourg.)

كانت مهام تحليل البيانات العالمية ، بدءًا من ما يقرب من 1000 جيجابت من بيانات الأقمار الصناعية الأولية إلى الكتالوجات النهائية ، عملية طويلة ومعقدة ، وتم تنفيذها من قبل اتحاد NDAC و FAST ، وهما مسؤولان معًا عن إنتاج كتالوج Hipparcos و Tycho كونسورتيوم مسؤول عن إنتاج كتالوج تايكو. كان الاتحاد العلمي الرابع ، اتحاد INCA ، مسؤولاً عن إنشاء برنامج Hipparcos للرصد ، حيث قام بتجميع أفضل البيانات المتاحة للنجوم المختارة قبل إطلاقها في كتالوج Hipparcos Input Catalog. يمثل إنتاج كتالوجات Hipparcos و Tycho النهاية الرسمية للمشاركة في المهمة من قبل وكالة الفضاء الأوروبية والاتحادات العلمية الأربعة.

لمزيد من المعلومات حول هذا الكتالوج ، مثل الأوصاف الكاملة للمعلمات ، يتم حث المستخدم على التحقق من موقع Hipparcos و Tycho Catalogs على http://www.rssd.esa.int/Hipparcos/catalog.html

كتالوج بيب كود

مراجع

الأصل

أسماء معلمات HEASARC

المعلمات

اسم
اسم النجمة بالتنسيق الموصى به لنجوم Hipparcos ، كما تم إنشاؤه من خلال ربط البادئة & # 39HIP & # 39 ومعرف Hip_Number في الكتالوج الأصلي. الإدخالات في كتالوج Hipparcos (HIP) لها نفس المعرف تمامًا كما في إشعار Hipparcos Input Catalog (HIC).

RA
الصعود الأيمن في الاعتدال المحدد للعهد J1991.25. تم تقديم ذلك في النظام المرجعي لـ ICRS (خط الاستواء J2000) في كتالوج Hipparcos الأصلي ، وبالتالي يجب تحديد الإعتدال 2000 لتجنب عدم الدقة بسبب خوارزمية الإحداثيات غير الصارمة HEASARC. تم إعطاء هذه المعلمة لدقة مقطوعة تبلغ 0.01 ثانية من الوقت في كتالوج Hipparcos الأصلي. إذا كان المطلوب & # 39precise & # 39 RA ، يجب على المرء استخدام قيمة المعلمة RA_deg التي تحتوي على RA الكامل بالدرجات العشرية.

ديسمبر
الانحراف في الاعتدال المحدد للعهد J1991.25. تم تقديم ذلك في النظام المرجعي ICRS (خط الاستواء J2000) في كتالوج Hipparcos الأصلي ، وبالتالي يجب تحديد الإعتدال 2000 لتجنب عدم الدقة بسبب خوارزمية تباعد إحداثيات HEASARC غير الصارمة. تم إعطاء هذه المعلمة لدقة مقطوعة تبلغ 0.1 ثانية قوسية في كتالوج Hipparcos الأصلي. إذا كان الانحراف & # 39precise & # 39 مطلوبًا ، فيجب على المرء استخدام قيمة المعلمة Dec_deg التي تحتوي على الانحراف الكامل بالدرجات العشرية.

HIP_Number
رقم تشغيل كتالوج Hipparcos ، وهو نفس الرقم الموجود في كتالوج Hipparcos Input Catalog. يتم ترتيب إدخالات النجمة ، مع استثناءات قليلة ، عن طريق زيادة رقم HIP ، والذي يتبع بشكل أساسي ترتيب الصعود الأيمن للكائن (Equinox J2000) بشكل مستقل عن الانحراف.

Prox_10asec
علم تقارب يوفر إشارة تقريبية لوجود كائنات قريبة في غضون 10 ثوانٍ من موضع النجم المحدد. إذا لم يكن فارغًا ، فهذا يشير إلى وجود واحد أو أكثر من Hipparcos (& # 39H & # 39) أو Tycho (& # 39T & # 39) إدخالات كتالوج إذا تم تطبيق كل من & # 39H & # 39 و & # 39 T & # 39 ، ثم & # 39H & # 39 هي القيمة المعتمدة ، إشعار.

فماج
المقدار في نطاق Johnson V ، نظرًا لدقة مقدارها 0.01 مقادير في كتالوج Hipparcos الأصلي.

Var_Flag
علامة تقلبية تقريبية تشير إلى ما إذا كان الإدخال (أو أحد المكونات في حالة النظام المتعدد) متغيرًا في حجم Hipparcos الخاص به Hip_mag على مستوى:

Vmag_Source
مصدر حجم V:

RA_Deg
الصعود الأيمن معبرًا عنه بالدرجات للعصر J1991.25 (JD2448349.0625 (TT)) في النظام المرجعي ICRS (النظام المرجعي الدولي السماوي ، المتوافق مع J2000) ، ومُعطى بدقة 10-8 درجات في كتالوج Hipparcos الأصلي . هناك 263 حالة حيث هذه الحقول مفقودة (لم يتم العثور على حل قياس فلكي).

Dec_Deg
تم التعبير عن الانحراف بالدرجات للعصر J1991.25 (JD2448349.0625 (TT)) في النظام المرجعي ICRS (النظام المرجعي الدولي السماوي ، المتوافق مع J2000) ، وتم إعطاؤه بدقة تتراوح من 10 إلى 8 درجات في كتالوج Hipparcos الأصلي. هناك 263 حالة حيث هذه الحقول مفقودة (لم يتم العثور على حل قياس فلكي)

Astrom_Ref_Dbl
علم مرجعي للمعلمات الفلكية للأنظمة المزدوجة والمتعددة. يشير هذا العلم إلى أن المعلمات الفلكية تشير إلى:

المنظر
المنظر المثلثي pi بوحدات الملي ثانية: وبالتالي لحساب المسافة D في الفرسخ ، D = 1000 / pi. يتم إعطاء المنظر المقدر لكل نجم ، حتى لو بدا أنه غير مهم أو سلبي.

PM_RA
مكون الحركة المناسب في اتجاه RA معبرًا عنه بالمللي ثانية لكل سنة جوليان (mas / yr) ، ويتم توفيره فيما يتعلق بالنظام المرجعي ICRS: mu_RA * = mu_RA x cos (الانحراف).

PM_Dec
مكون الحركة المناسب في اتجاه الانحراف معبرًا عنه بالمللي ثانية لكل سنة جوليان (mas / yr) ، ويُعطى فيما يتعلق بالنظام المرجعي لـ ICRS.

RA_Error
الخطأ المعياري في الصعود الأيمن المعطى في حقبة الكتالوج ، J1991.25 ، ويتم التعبير عنه بالمللي ثانية: sigma_RA * = sigma_RA x cos (الانحراف).

Dec_Error
الخطأ المعياري في الانحراف المعطى في حقبة الكتالوج ، J1991.25 ، ويتم التعبير عنه بالمللي ثانية.

خطأ المنظر
الخطأ المعياري في اختلاف المنظر المعطى بالمللي ثانية.

PM_RA_Error
الخطأ المعياري في مكون الحركة المناسبة في اتجاه RA معبرًا عنه بالمللي ثانية لكل سنة جوليان (mas / yr): sigma_mu_RA * = sigma_mu_RA x cos (الانحراف).

PM_Dec_Error
الخطأ القياسي في مكون الحركة المناسبة في اتجاه الانحراف معبرًا عنه بالمللي ثانية لكل سنة جوليان (mas / yr) ، sigma_mu_declination.

Crl_Dec_RA
معامل الارتباط معبرًا عنه كقيمة عددية حقيقية (في الكتالوج المطبوع يتم التعبير عنه بنسبة مئوية ، ملاحظة): (الانحراف عبر RA).

Crl_Plx_RA
معامل الارتباط معبرًا عنه كقيمة عددية حقيقية (في الكتالوج المطبوع يتم التعبير عنه بنسبة مئوية ، ملاحظة): (اختلاف المنظر على RA).

Crl_Plx_Dec
معامل الارتباط معبرًا عنه كقيمة عددية حقيقية (في الكتالوج المطبوع يتم التعبير عنه بنسبة مئوية ، ملاحظة): (اختلاف المنظر على الانحراف).

Crl_Pmra_RA
معامل الارتباط معبرًا عنه كقيمة عددية حقيقية (في الكتالوج المطبوع يتم التعبير عنه بنسبة مئوية ، ملاحظة): (الحركة المناسبة في RA على RA).

Crl_Pmra_Dec
معامل الارتباط معبرًا عنه كقيمة عددية حقيقية (في الكتالوج المطبوع يتم التعبير عنه بنسبة مئوية ، ملاحظة): (الحركة المناسبة في RA على الانحراف).

Crl_Pmra_Plx
معامل الارتباط معبرًا عنه كقيمة عددية حقيقية (في الكتالوج المطبوع يتم التعبير عنه بنسبة مئوية ، ملاحظة): (الحركة المناسبة في RA على المنظر).

Crl_Pmdec_RA
معامل الارتباط معبرًا عنه كقيمة عددية حقيقية (في الكتالوج المطبوع يتم التعبير عنه بنسبة مئوية ، ملاحظة): (الحركة المناسبة في الانحراف عبر RA).

Crl_Pmdec_Dec
معامل الارتباط معبرًا عنه كقيمة عددية حقيقية (في الكتالوج المطبوع يتم التعبير عنه بنسبة مئوية ، ملاحظة): (الحركة المناسبة في الانحراف على الانحراف).

Crl_Pmdec_Plx
معامل الارتباط معبرًا عنه كقيمة عددية حقيقية (في الكتالوج المطبوع يتم التعبير عنه بنسبة مئوية ، ملاحظة): (الحركة المناسبة في الانحراف فوق المنظر).

Crl_Pmdec_Pmra
معامل الارتباط معبرًا عنه كقيمة عددية حقيقية (في الكتالوج المطبوع يتم التعبير عنه بنسبة مئوية ، ملاحظة): (الحركة المناسبة في الانحراف على الحركة المناسبة في RA).

رفض_النسبة المئوية
النسبة المئوية للبيانات التي يجب رفضها من أجل الحصول على حل مقبول.

Quality_Fit
إحصاء ملاءمة الملاءمة: يشير هذا الرقم إلى ملاءمة محلول القياس الفلكي للبيانات المقبولة (أي باستثناء البيانات المرفوضة). بالنسبة إلى المقاسات الجيدة ، يجب أن يتبع هذا التوزيع الطبيعي تقريبًا مع قيمة متوسطة صفرية وانحراف معياري للوحدة. تشير القيم التي تتجاوز ، على سبيل المثال +3 ، إلى ملاءمة غير مناسبة للبيانات.

BT_Mag
متوسط ​​المقدار في نظام Tycho الضوئي ، B_T.

BT_Mag_Error
الخطأ المعياري للمقدار B_T ، BT_mag.

VT_Mag
متوسط ​​المقدار في نظام Tycho الضوئي ، V_T.

VT_Mag_Error
الخطأ القياسي لحجم V_T ، VT_mag.

BT_Mag_Ref_Dbl
إشارة مرجعية لـ BT_mag و VT_mag تشير ، بالنسبة للنجوم غير المفردة ، إلى المكون الذي تم قياسه في قياس ضوئي Tycho ، أو يشير إلى أن العديد من المكونات قد تم قياسها معًا بشكل مباشر بواسطة Tycho ، أو تم دمج بيانات Tycho الخاصة بهم. يأخذ العلم القيم التالية:

BV_ اللون
مؤشر اللون (B-V) في نظام Johnson UBV أو تم تقليله إليه.

BV_Color_Error
الخطأ المعياري لمؤشر اللون (B-V) ، BV_Color.

BV_Mag_Source
مصدر مؤشر اللون (B-V) ، BV_Color:

السادس_اللون
يمثل مؤشر اللون (V-I) في نظام Cousins ​​& # 39 الضوئي أفضل قيمة متاحة (V-I) في وقت نشر كتالوج Hipparcos.

VI_Color_Error
الخطأ المعياري في فهرس اللون (V-I) ، VI_Color.

VI_Color_Source
مصدر فهرس اللون (V-I) ، VI_Color (انظر القسم 1.3 ، الملحق 5 من كتالوج Hipparcos المنشور للحصول على التفاصيل الكاملة):

Mag_Ref_Dbl
إشارة مرجعية لمؤشرات الألوان (BV) و (VI) و V magnitude Vmag (وجميع أخطائها القياسية) التي تم ضبطها على & # 39 * & # 39 عندما تشير إلى الضوء المشترك للأنظمة المزدوجة أو المتعددة التي يتم حلها بطريقة أخرى عن طريق القياس الفلكي والقياس الضوئي للمهمة الرئيسية.

HIP_Mag
متوسط ​​الحجم H_P في نظام قياس الضوء Hipparcos ، ويتم تحديده على أساس الملاحظات المقبولة (أو عبور المجال) لنجم معين. لاحظ أنه لا يمكن تحديد مقدار Hipparcos لـ 14 نجمة.

HIP_Mag_Error
الخطأ المعياري لمتوسط ​​الحجم H_P.

Scat_HIP_Mag
تشتت ملاحظات H_P.

N_Obs_HIP_Mag
عدد مشاهدات H_P: هذا هو عدد المشاهدات الضوئية (أو عمليات العبور الميدانية) المستخدمة لبناء الوسيط والخطأ المعياري والتشتت في H_P.

HIP_Mag_Ref_Dbl
علم مرجعي لمعلمات Hipparcos الضوئية. بالنسبة للإدخال المزدوج أو المتعدد ، تشير هذه العلامة إلى أن القياس الضوئي يشير إلى:

HIP_Mag_Max
المقدار المرصود عند أقصى سطوع. يتم تعريف هذا على أنه النسبة المئوية الخامسة للقياس الضوئي للعصر.

HIP_Mag_Min
المقدار الملحوظ عند الحد الأدنى من اللمعان. يتم تعريف هذا على أنه النسبة المئوية 95 من قياس الضوء في العصر.

Var_Period
فترة التباين ، أو تقدير مؤقت لهذه الفترة ، مشتقة على أساس بيانات Hipparcos (ربما بالاقتران مع الملاحظات الأرضية) ويتم التعبير عنها بالأيام ، بدقة 0.01 يوم.

HIP_Var_Type
نوع التباين: تتنوع مصادر التشتت في البيانات الضوئية ، وهذا العلم يشير إلى أصل التشتت الإضافي ، والذي قد يكون فيزيائيًا فلكيًا ، أو مفيدًا في بعض الحالات. انظر القسم 1.3 ، الملحق 2 من كتالوج Hipparcos المنشور للحصول على وصف أكثر تفصيلاً. من بين مصادر التباين الفيزيائية الفلكية ، تميز هذه المعلمة فقط بين & # 39M & # 39 (المتغيرات الدقيقة) ، & # 39P & # 39 (المتغيرات الدورية) ، و & # 39U & # 39 (المتغيرات التي لم يتم حلها). مزيد من التفاصيل المتغيرة للمتغيرات الدورية أو التي لم يتم حلها مدرجة في الملحق المتغير. يأخذ العلم القيم التالية:

Var_Data_Annex
تشير علامة ملحق المتغيرات إلى وجود بيانات جدولية إضافية في ملحق المتغيرات ، حيث تعني & # 391 & # 39 أنه يتم توفير بيانات إضافية في جدول للمتغيرات الدورية ، وتعني & # 392 & # 39 أنه يتم توفير بيانات إضافية في جدول من & # 39 غير محلولة & # 39 المتغيرات.

Var_Curv_Annex
A Variability Annex flag indicating the existence of a light curve, or a folded light curve, in the Variability Annex, where 'A' means the light curve is folded, and 'B' or 'C' mean that the light curve is NOT folded.

CCDM_ID
The Catalog of Components of Double and Multiple Stars (CCDM) identifier.

CCDM_History
The historical status of the CCDM identifier. The flag takes the following values:

CCDM_N_Entries
The number of separate catalog entries with the same CCDM identifier.

CCDM_N_Comp
The number of components into which the entry was resolved as a result of the satellite observations and data reductions.

Dbl_Mult_Annex
The Double and Multiple Systems Annex flag. This indicates that further details of this system are given in one of the 5 (mutually exclusive) parts of the Double and Multiple Systems Annex labelled as follows:

Astrom_Mult_Source
A flag for the source of the absolute astrometry. This parameter qualifies the source of the astrometric parameters for some of the entries with a value of 'C' for the parameter Dbl_Mult_Annex. The values are as follows:

Dbl_Soln_Qual
A solution quality flag which indicates the reliability of the double or multiple star solution, and is set for all entries in Part C of the Double and Multiple Systems Annex. The flags can be understood as follows:

Dbl_Ref_ID
Component designation for the double star parameters, Dbl_theta, dbl_rho, etc. The first letter gives the 'reference' component, and the second letter gives the subsidiary component. In the case of the Hipparcos observations, the reference component is always defined to be the brighter component (in median H_P) such that the magnitude difference between the components (Diff_Hip_Mag) is always positive.

Dbl_Theta
The rounded value for the position angle between the components specified in the Dbl_Ref_id field, expressed in degrees (in the usual sense measured counterclockwise from North).

Dbl_Rho
The rounded value for the angular separation between the components specified in the Dbl_Ref_id field, expressed in arcseconds.

Rho_Error
The standard error of the angular separation, Dbl_Rho, given in arcseconds.

Diff_HIP_Mag
The Hipparcos magnitude difference of the components specified in the Dbl_Ref_id field, expressed in magnitudes.

Dhip_Mag_Error
The standard error of the Hipparcos magnitude difference, expressed in magnitudes.

Survey_Star
A flag indicating a `survey' star. The `survey' was the basic list of bright stars added to and merged with the total list of proposed stars, to provide a stellar sample (almost) complete to well-defined limits. A flag 'S' indicates that the entry is contained within this `survey', whose limiting magnitude is a function of the stars's spectral type and galactic latitude b and is defined by: If no spectral data were available, the break was taken at (B-V) = 0.8 mag.

ID_Chart
A flag indicating an identification chart. Where identification of a star using ground-based telescopes might prove difficult or ambiguous, identification chrats were constructed and are available in Volume 13 of the printed catalog. Charts correspond to the object observed by the satellite (i.e., at the posotion given in this catalog), even if it was not the intended target. The flag takes the following values: 'D' for charts produced directly from the STScI Digitized Sky Survey (776 entries) or 'G' for charts constructed from the Guide Star Catalog (10877 entries).

ملاحظات
A flag indicating a note is given at the end of the volume(s) in the printed catalog. The flag has the following meaning:

HD_ID
HD/HDE/HDEC identifier (CDS Catalog <III 135>).

BD_ID
Bonner Durchmusterung (BD) identifier (CDS Catalogs <I 119>, <I 122>). BD identifiers, unlike the CoD and CPD identifiers, may carry a suffix letter for additional stars, i.e., stars with suffixes 'A', "B', 'P', or 'S': these stars were added to the BD Catalog after the original numbering was made, and such suffixes do not imply that the entry is a component of a double or multiple system.

CoD_ID
Cordoba Durchmusterung (CoD) identifier (CDS Catalog <I 114>).

CPD_ID
Cape Photographic Durchmusterung (CPD) identifier (CDS Catalog <I 108>).

VI_Color_Reduct
The (V-I) color index used for the photometric processing (not necessarily the same as the `final' value given in the parameter VI_mag).

Spect_Type
The MK or HD spectral type acquired from ground-based compilations and primarily taken from the Hipparcos Input Catalog, with some updates, especially for variable stars.

Spect_Type_Source
The source of the spectral type. The flag indicates the source as follows:

صف دراسي
The Browse classification created by the HEASARC based on the value of the spect_type parameter.


شاهد الفيديو: 3 اكسل و النسبة المئوية (أغسطس 2022).