Астрономија

Еддингтонова светлост у разним плазмама

Еддингтонова светлост у разним плазмама


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.

Тако да знам да је Еддингтонов сјај дат:

$ Л_ {Еддингтон} = 4 пи ГМц / каппа $.

Желим да израчунам овај сјај за плазму чисто јонизованог хелијума, као и за електронско-позитронску плазму.

Како да нађем $ каппа $ у сваком од ових случајева? Знам да се то понекад приближава $ м / сигма_Т $, али нисам сигуран када да се позовем на ову апроксимацију и која би била одговарајућа маса.


Мислим да мислиш да је каппа = сигма / м. Сигма је „попречни пресек“, попут подручја које излажете када лубеницу исечете на пола. М је маса честице која има дотични пресек (то није дословно попречни пресек физичке честице, већ ефикасан попречни пресек за интеракцију са светлошћу), или чешће, маса свих честица које долазе заједно са попречним пресеком (често постоји једна честица која доприноси већини попречног пресека, али неколико честица које долазе са њом дају масу). На пример, ако мешате протоне и електроне, електрони имају већи попречни пресек, јер им њихова мала маса олакшава интеракцију са светлошћу, али та мања маса такође значи да нису електрони, већ протони, који дају „м “у горњој формули.

Дакле, ове количине зависе од састава гаса који имате на уму. Лако је за електронско-протонску [уређену] плазму, јер ако се не бринете због резонантних интеракција у плазми, можете само узети у обзир попречне пресеке појединачних честица и добићете „Тхомсонову прозирност“ од 0,4 квадратних центиметара по грам (то је сигма / м за сигму електрона и м протона, заокружено на једну значајну цифру, јер никада заправо ништа није чиста електронско-протонска плазма). Чисто јонизовани хелијум је такође једноставан, јер ако поново занемарите било какву резонантну интеракцију између електрона и језгара, то је иста Тхомсонова непрозирност, осим што је смањена додатним неутронима [уређеним] у тешким језгрима хелијума. Будући да постоји један неутрон по протону, то смањује 0,4 за фактор 2, дајући 0,2. [уређено због заборављања да 0.4 већ укључује протоне.]


Еддингтонова светлост у различитим плазмама - Астрономија

[Астрономов] заштитник бициклизма

Артхур Станлеи Еддингтон (1882-1944) био један од најистакнутијих астрофизичара двадесетог века, дајући фундаментални допринос нашем разумевању опште релативности, као и унутрашњој структури звезда и начину на који оне генеришу енергију. Његов текст „Унутрашњи устав звезда“ запажен је не само по флуидној прози, већ и по далекосежним импликацијама на развој звездане астрофизике. Чувени „однос масе и сјаја“, који описује однос између масе здраве звезде и њеног унутрашњег сјаја, осмислио је овај бриљантни научник.

Животни напредак у бициклизму

Када се није бавио астрофизиком, Еддингтон је био страствени бициклиста, сваког пролећа и јесени дуго је путовао по Енглеској. Пратио је све своје руте пратећи их на великој мапи и осмислио критеријум за праћење напретка у бициклизму током целог живота. Овај критеријум је био највећи цео број н такав да је бар неко возио бицикл н миљама даље н различитих дана. На ову идеју ми је скренуо пажњу др Рицхард Ваде, један од чланова моје комисије за тезе, током мојих постдипломских студија у Пенн Статеу. Испод су два одломка из Еддингтонових писама Субрахманиан Цхандрасекхар-у, које је последњи цитирао у Еддингтон: Најугледнији астрофизичар свог времена (1984, Цамбридге: Цамбридге, стр. 6).

Мојих бициклистичких н је и даље 75. Нисам имао среће овог Ускрса, јер сам одрадио две вожње, седамдесет четири и три четвртине миље, што се не рачуна, још увек су ми потребне још четири вожње за следећи квантни скок. Међутим, имао сам дивно лепо време и дивну земљу, углавном Јужни Велс (4. јул 1938).

н је сада 77. Мислим да је било 75 када сте били овде. Последњи скок имао је пре неколико дана када сам се провозао осамдесет миља по земљи фен. Нисам могао да идем на бициклистичку турнеју од 1940, јер је немогуће поуздати се у добијање смештаја за ноћ, па моји рекорди полако напредују (2. септембра 1943).

Други цитат није само коментар стања у свету 1943. године, већ такође показује да је Еддингтон у 61. години возио 80 миља или више, не много више од годину дана пре своје смрти.

Критеријум који је Еддингтон смислио је једноставан, али занимљив. На пример, могли бисте да постигнете број 30 тако што ћете одвести тридесет 30 миља вожње. Али што се тиче н= 31, било би то као да никада нисте превалили ни једну миљу. Критеријум вас подстиче да планирате руте, узимајући петље како бисте добили додатну удаљеност која пружа „кредите“ према већим бројевима. Уместо да направите 30 миља, можда ћете истражити далеку страну још једног брда да бисте прешли удаљеност до 37 миља, па бисте добили један кредит према бројевима од 31 до 37, као и онај испод 31 који нисте ипак достигао. И са н= 30, ако пређете 29 миља, уопште нећете добити додатне кредите. (Данас би научницима који објављују радове и које цитирају њихови вршњаци ово могло бити помало познато.)

Еддингтон ову количину сигурно није означио као Еддингтон Нумбер међутим, мислим да је то прикладан наслов и позивам се на њега писмом Е.. Током постдипломског студија стигао сам до Е. од 27, али пресељењем у Аризону 1992. године изгубио сам своје евиденције. Шта да радим?

Да сам послао рад истраживачком часопису на ову тему, могао бих да напишем: Током пресељења хардвера система, наишао је на технички проблем, што је резултирало великим губитком података. Међутим, показало се да ово има занемарљив утицај на програм применом статистичког алгоритма за реконструкцију Саммартинија и Вермицеллија (1979), успели смо да повратимо Еддингтонов број, утврдивши да је његова вредност 27,2 +/- 29,0.

Или могу да базирам број на чврстим подацима и да кренем испочетка. Што сам и урадио и своју нову струју Е. се вратио на 28.


Остале датотеке и везе

  • АПА
  • Аутор
  • БИБТЕКС
  • Харвард
  • Стандард
  • РИС
  • Ванцоувер

Резултат истраживања: Прилог часопису ›Чланак› рецензија

Т1 - Да ли је већина галактичких језгара са ниском осветљеношћу заиста заклоњена?

Н2 - При ниским Еддингтоновим односима, два ефекта отежавају откривање одређених активних галактичких језгара (АГН) с обзиром на одређени скуп метода селекције. Прво, чак и ако дозвољавамо фиксну физиону физику, при ниском АГН постају мање светли у односу на домаћине, разблажујући њихову емисију, величина разблажења зависи од својстава домаћина, а самим тим и од осветљености и црвеног померања. Друго, очекује се и примећује се да ће нискосистемски систем прећи у зрачење неефикасно стање, што мења облик расподеле спектралне енергије (СЕД) и драматично смањује осветљеност на оптичким кроз инфрацрвене (ИР) таласне дужине. Ефекти разблаживања су неизбежни, док су прецизне промене у физици прираштаја на ниском нивоу донекле неизвесне, али потенцијално веома важне за наше разумевање АГН. Ови ефекти ће имати различите импликације на узорке са различитим критеријумима одабира и генерички ће довести до разлика у АГН популацијама опорављеним у посматраним узорцима, чак и при фиксној болометријској осветљености и након корекције за замрачење. Иако стварна дистрибуција Еддингтоновог односа може снажно зависити од масе / сјаја, то ће се видети само у анкетама робусних до разблажења и зрачења, као што су рентгенски узорци или узорци уских линија, за разлику, ефекти селекције подразумевају да ће АГН у оптичким узорцима имају равномерно високе Еддингтонове односе, са малом зависношћу од осветљености, чак и при малим Л боловима где је средња вредност 'тачно' 0,01. Исти ефекти селекције такође подразумевају да различити критеријуми за одабир бирају системе са различитим домаћинима: као резултат тога, кластер оптичких / ИР извора слабе осветљености биће слабији од извора Кс-зрака, а оптички / ИР Сеифертс ће боравити у више галаксија којима доминирају дискови, док ће Сејферти одабрани рендгенским зракама бити предност у системима раног типа. Узети заједно, ови ефекти могу природно објаснити дуготрајне, наоко контрадикторне тврдње у литератури у вези са АГН Еддингтон односом дистрибуције, популација домаћина и кластерисањем. На крају, показујемо да су, ако су тренутне посматране дистрибуције Еддингтоновог односа тачне, велики део АГН слабе осветљености који се тренутно класификује као „заклоњен“ у ствари радијално разблажен и / или зрачно неефикасан, а не заклоњен гасом или прашином. Ово је подједнако тачно ако се тврдоћа рендгенских зрака користи као замена за замрачење, јер су радијационо неефикасни СЕД у близини карактеристични као рендгенски тврди. Ови ефекти могу објаснити већину наводне зависности од осветљености / црвеног померања у „прикривеној“ АГН популацији, с правим затамњеним уделом од само 20%.

АБ - При ниским Еддингтоновим односима, два ефекта отежавају откривање одређених активних галактичких језгара (АГН) с обзиром на одређени скуп метода селекције. Прво, чак и ако дозвољавамо фиксну физиону физику, при ниском АГН постају мање светли у односу на домаћине, разблажујући њихову емисију, величина разблажења зависи од својстава домаћина, а самим тим и од осветљености и црвеног померања. Друго, очекује се и примећује се да ће нискосистемски систем прећи у зрачење неефикасно стање, што мења облик расподеле спектралне енергије (СЕД) и драматично смањује осветљеност на оптичким кроз инфрацрвене (ИР) таласне дужине. Ефекти разблаживања су неизбежни, док су прецизне промене у физици прираштаја на ниском нивоу донекле неизвесне, али потенцијално веома важне за наше разумевање АГН. Ови ефекти ће имати различите импликације на узорке са различитим критеријумима одабира и генерички ће довести до разлика у АГН популацијама опорављеним у посматраним узорцима, чак и при фиксној болометријској осветљености и након корекције за замрачење. Иако стварна дистрибуција Еддингтоновог односа може снажно зависити од масе / сјаја, то ће се видети само у анкетама робусних до разблажења и зрачења, као што су рентгенски узорци или узорци уских линија, за разлику, ефекти селекције подразумевају да ће АГН у оптичким узорцима имају равномерно високе Еддингтонове односе, са малом зависношћу од осветљености, чак и при малим Л боловима где је средња вредност 'тачно' 0,01. Исти ефекти селекције такође подразумевају да различити критеријуми за одабир бирају системе са различитим домаћинима: као резултат тога, кластер оптичких / ИР извора слабе осветљености биће слабији од извора Кс-зрака, а оптички / ИР Сеифертс ће боравити у више галаксија којима доминирају дискови, док ће Сејферти одабрани рендгенским зракама бити предност у системима раног типа. Узети заједно, ови ефекти могу природно објаснити дуготрајне, наоко контрадикторне тврдње у литератури у вези са АГН Еддингтон односом дистрибуције, популација домаћина и кластерисањем. На крају, показујемо да су, ако су тренутне посматране дистрибуције Еддингтоновог односа тачне, велики део АГН слабе осветљености који се тренутно класификује као „заклоњен“ у ствари радијално разблажен и / или зрачно неефикасан, а не заклоњен гасом или прашином. Ово је подједнако тачно ако се тврдоћа рендгенских зрака користи као замена за замрачење, јер су радијационо неефикасни СЕД у близини карактеристични као рендгенски тврди. Ови ефекти могу објаснити већину наводне зависности од осветљености / црвеног померања у „прикривеној“ АГН популацији, с правим затамњеним уделом од само 20%.


Шокантна снага пулсара

Прираштај на неутронским звездама може генерисати светлост фотона знатно изнад Еддингтонове границе. Сада се показало да такође може да произведе одливе са сличном механичком снагом, што захтева преиспитивање интеракције између акреционих токова и магнетосфера неутронских звезда.

Рендгенске бинарне датотеке састоје се од компактног објекта (црне рупе или неутронске звезде) и донаторске звезде. Звезду губи материју, а компактни објекат хвата. Фотони високе енергије (углавном рендгенски зраци), ветрови и понекад релативистички млазови, покрећу се ослобађањем гравитационе потенцијалне енергије од падајуће материје. Ефикасност ослобађања енергије слична је за црне рупе и неутронске звезде (око 10–20% енергије остатка масе). Међутим, у сферној апроксимацији, постоји горња граница (позната као Еддингтонова граница) брзине нагомилавања, пропорционална маси акретора. Стога је сигурна претпоставка била да су најсветлији системи („ултралуминасти извори Кс-зрака“) садржали црну рупу, јер су масивнији. Ова претпоставка је срушена последњих година открићем пулсирајуће емисије (сигнални знак неутронске звезде) у неким ултралуминозним рендгенским изворима 2,4,5,6,7 - неутронске звезде могу отворено да наруше Еддингтонову границу.


Увод

Дуго је откриће емисије гравитационог таласа (ГВ) из компактног бинарног система са две неутронске звезде ПСР1913 + 16 [1] представљало крајњу мотивацију за дизајн, примену и унапређење изузетно софистициране технологије откривања ГВ. Физичарима који раде у овој области истраживања потребна је ова технологија за спровођење темељних истраживања ГВ-а у циљу унапређења науке. Посматрање ГВ-а из спајања бинарне црне рупе (БХ) (догађај ГВ150914) [2], које се десило у стоту годишњицу предвиђања ГВ-а Алберта Ајнштајна [3], недавно је показало да је овај амбициозни изазов побеђен. Догађај ГВ150914 представљао је камен темељац за науку, а посебно за гравитациону физику. У ствари, овај изузетан догађај опремио је научнике средствима да дају коначни доказ о постојању ГВ, постојању БХ масе веће од 25 Сунчевих маса и постојању бинарних система БХ који се спајају у времену краћем од старости свемир [2]. Након догађаја ГВ150914, ЛИГО је открио други рафал ГВ-а од спајања БХ-а, догађај ГВ151226 [4]. Велика је нада да ће таква откривања, такође кроз сарадњу са другим детекторима [5, 6], ускоро постати рутина и део новонастале ГВ астрономије.

ГВ астрономија ће бити важна за боље познавање универзума, као и за потврђивање или одбацивање физичке доследности опште теорије релативности (ГТР) или било које друге теорије гравитације [7]. То је зато што се у контексту проширених теорија гравитације (ЕТГ) могу указати на неке разлике између ГТР-а и осталих теорија почев од линеаризоване теорије гравитације [7]. На овој слици, детектори за ГВ су у принципу осетљиви и на хипотетичку скалар компонента гравитационог зрачења, која се у ЕТГ појављује попут скаларно-тензорске гравитације и ф(Р.) теорије [7]. Разјаснимо неке важне мотивације које доводе до потенцијалног проширења и уопштавања ГТР-а.

Иако је Ајнштајнов ГТР [8] постигао велики успех (види на пример мишљење Ландауа који каже да је ГТР, заједно са квантном теоријом поља, најбоља научна теорија од свих [9]) и да је поднео многа експериментална испитивања, такође је показао многе недостаци и мане због којих теоретичари данас постављају питање да ли је то коначна теорија гравитације, видети прегледе [10, 11, 42] и референце у њима. За разлику од других теорија поља, попут електромагнетне теорије, ГТР је врло тешко квантизовати. Ова чињеница искључује могућност третирања гравитације као и друге квантне теорије и спречава уједињење гравитације са другим интеракцијама. Тренутно није могуће остварити конзистентну квантну теорију гравитације (КТГ) која доводи до обједињавања гравитације са осталим силама. Са историјске тачке гледишта, Ајнштајн је веровао да је на путу обједињавања теорија квантна механика морала бити подвргнута општијој детерминистичкој теорији, коју је назвао генерализованом теоријом гравитације, али није добио коначне једначине таквих теорија (види на пример биографију Ајнштајна у [12]). Тренутно су неки теоретичари делимично пронашли ову тачку гледишта, почев од нобеловца 'т Хоофт [13].

Међутим, треба се сетити да су током последњих 30 година теоретичари у научној заједници водили снажну критичку расправу и о ГТР и о квантној механици. Прва мотивација за ову историјску расправу произлази из чињенице да је један од најважнијих циљева савремене физике да се добије теорија која би у принципу могла да прикаже темељне интеракције као различите облике истог симетрија [10, 11, 42]. Узимајући у обзир ово гледиште, данас се посматрају и тестирају резултати једног или више прекида симетрије. На овај начин је могуће рећи да живимо у несиметрична света. У последњих 60 година доминантна идеја је била да темељни опис физичких интеракција произилази из квантне теорије поља. У овој таписерији различита стања физичког система представљена су векторима у Хилбертовом простору дефинисаном у простор-времену, док су физичка поља представљена операторима (тј. Линеарним трансформацијама) на таквом Хилбертовом простору. Највећи проблем је што такав квантно-механички оквир није у складу са гравитацијом, јер ово одређено поље, тј. Метрика (х _ < му ну> ), описује и динамичке аспекте гравитације и свемирско-временске позадине. Другим речима, неко каже да је квантизација динамичких степена слободе гравитационог поља намењена давању квантно-механичког описа простор-времена. Ово је ненадмашан проблем у контексту квантних теорија поља, јер су остале теорије засноване на фиксној просторно-временској позадини, која се третира као класични континуум. Дакле, у овом тренутку није постигнут апсолутни КТГ, који подразумева потпуно уједињење различитих интеракција. Поред тога, ГТР претпоставља класичан опис материје који је потпуно неприкладан на субатомским скалама, које су скале свештеничког реликвија [14, 15, 42].

У приступима обједињавању, са почетне тачке гледишта, претпоставља се да посматрана материјална поља настају из надградњи попут Хиггсових бозона или суперниза које, пролазећи кроз фазне прелазе, генеришу стварне честице. Са друге тачке гледишта, претпоставља се да је геометрија (на пример скали Ричијеве кривине Р.) ступа у интеракцију са материјалним квантним пољима генеришући повратне реакције које модификују гравитационо дејство додавањем термина интеракције (примери су термини високог реда у Риццијевом скалару и / или у Риццијевом тензору и неминимална спрега између материје и гравитације, видети доле). Предложени су различити приступи обједињавању, али без опипљивих доказа посматрања у лабораторијском окружењу на Земљи. Уместо тога, у космологији би се неки посматрачки докази могли постићи приступом пертурбације [15, 42]. Полазећи од ових разматрања, као ЕТГ могу се дефинисати оне полукласичне теорије у којима је Лагрангиан модификован, у односу на стандардни Еинстеин-Хилбертов гравитациони лагрангиан, додајући чланове високог реда у инваријанте закривљености (изрази попут (Р ^ <2 > ), (Р ^ < алфа бета> Р _ < алфа бета> ), (Р ^ < алфа бета гама делта> Р _ < алфа бета гама делта> ), (Р Кутија Р ), (Р Кутија ^Р )) или појмови са скаларним пољима која нису минимално повезана са геометријом (појмови попут ( пхи ^ <2> Р )) видети [10, 11, 42] и референце тамо. Генерално, треба нагласити да су појмови попут ових присутни у свим приступима проблему уједињења између гравитације и других интеракција. Поред тога, са космолошке тачке гледишта, такве модификације ГТР генеришу инфлаторне оквире који су веома важни јер решавају многе проблеме стандардног модела Универзума [14,15,16, 42].

У општем контексту космолошких доказа, постоје и друга разматрања која сугеришу проширење ГТР-а. Заправо, убрзано ширење Универзума, које се данас примећује, подразумева да космолошком динамиком доминира такозвана Тамна енергија, која даје велики негативни притисак. Ово је стандардна слика у којој се овај нови састојак сматра извором на десној страни једначина поља. Требало би да има неки облик некластерисане, нула-вакуумске енергије која, заједно са груписаном Тамном материјом, покреће глобалну динамику. Ово је такозвани „модел подударности“ ( ( Ламбда ) ЦДМ) који даје, у сагласности са подацима ЦМБР, ЛСС и СНеИа, добру слику данас посматраног Свемира, али представља неколико недостатака као што су познати проблеми „случајности“ и „космолошке константе“ [17]. Алтернативни приступ је промена леве стране једначина поља, како би се видело да ли се посматрана космичка динамика може постићи проширивањем ГТР видети [7, 10, 11, 42] и референце у њима. У овом другачијем контексту, није потребно тражити кандидате за Тамну енергију и Тамну материју који до сада нису пронађени, већ се морају узети у обзир „посматрани“ састојци, који су закривљеност и барионска материја. Узимајући у обзир ово гледиште, може се помислити да је гравитација различита у различитим размерама и да има места за алтернативне теорије. У принципу, најпопуларнији модели Дарк Енерги и Дарк Маттер могу се постићи с обзиром ф(Р.) теорије гравитације, где Р. је Риццијева кривина [7, 10, 11, 42]. На овој слици, астрономија ГВ у настајању би у принципу могла бити важна. У ствари, доследна ГВ астрономија биће коначни тест за ГТР или, алтернативно, снажна подршка за ЕТГ [7, 42].

Према ГТР-у, систем са временски променљивим моментом масе губи своју енергију зрачећи ГВ [3, 9, 18]. Овај губитак енергије, у најнижем реду, пропорционалан је изводу времена трећег реда квадруполног импулса расподеле масе-енергије [18]. У (Р ^ <2> ) -гравитацији, што је најједноставније проширење ф(Р.) -гравитација, због присуства трећег поларизационог мода који произлази из (Р ^ <2> ) члана закривљености, ситуација је другачија: допринос екстра масивног мода доводи до додатних губитака енергије који су пропорционални времену четвртог реда дериват момента квадрупола [19].

Упоређивањем теоријских разматрања са посматраном брзином пропадања бинарних система ПСР Б1913 + 16 [1] и ПСР Ј0348 + 0432 [20], добијају се нека ограничења на чврстоћу члана који зависи од (Р ^ <2> ) [ 19, 21, 22]. У многим астрофизичким ситуацијама врућа плазма јонизованих атома емитује електромагнетно и гравитационо зрачење кроз кулонске сударе између електрона и јона [23,24,25,26]. Стога је проучавање гравитационе светлости плазме од општег интереса и може бити још један тест ваљаности ф(Р.) теорија гравитације. У [27] изведен је израз за количину зрачене енергије у класичном гравитационом бремсстрахлунгу у (Р ^ <2> ) -гравитацији, претпостављајући апроксимацију расејања малог угла. У овом раду га примењујемо за извођење гравитационе светлости вруће плазме са гравитационим бремс-зрачењем као механизмом губитка енергије. У секти. 2, линеаризујемо теорију (Р ^ <2> ) -гравитације и након тога укратко расправљамо о квадруполном зрачењу у (Р ^ <2> ) -гравитацији и губитку енергије услед гравитационог бремсстрахлунг-а у једном Кулонов судар две наелектрисане честице. Одељак 3 посвећен је прорачуну топлотног гравитационог зрачења водоничне плазме. У секти. 4 на крају илуструјемо корекцију апликацијом на Сунце. Резиме главних резултата представљен је у Сект. 5.


АстроСтат Слог

Током пропуста у свом недавном говору о логН-логС, Андреас је поменуо како су људи понекад збуњени због различитих статистичких пристрасности које погађају анкете. Обично знају шта су пристрасности, али често имају тенденцију да их погрешно означе, посебно Еддингтон и Малмкуист типови. Некако попут коришћења & # 8220иоур & # 8221 и & # 8220иоу & # 8217ре & # 8221 наизменично, што је за мене попут ексера на табли. Дакле, ево кратког резимеа:

Еддингтон Биас: Шта добијате због статистичких колебања мерења (Еддингтон 1913). Скуп извора са једном осветљеношћу ће се, након посматрања, раширити због грешке мерења. Када имате два скупа извора са различитом осветљеношћу, посматрана расподела ће се преклапати. Ако има више објеката једне осветљености од другог, прети вам опасност да погрешно потцените фракцију у том скупу јер је више тих & # 8220сцаттер & # 8221 у други домен & # 8217с него обрнуто. Још једна компликација - ако се статистичко расејање налети на неку врсту прага детекције, закључена осветљеност заснована само на откривеним изворима на крају ће бити прецењена.

Малмкуист пристрасност: Оно што добијате јер светлије изворе можете видети на даљину. То значи да ако је ваша анкета ограничена флуксом (као што је већина), тада ће изгледати да су изворно светлији извори бројнији него што би требали бити, јер их видите у већем обиму. То је разлог, на пример, што у каталогу САО има 10 пута више звезда А него М звезда. Ово је статистички ефекат само у смислу да се скуп података & # 8220труе & # 8221 филтрира због прага детективности. Свако ко ради са узорцима ограниченим запремином уопште не треба да брине о овоме.

3 коментара

Малмквистова пристрасност звучи еквивалентно моделу података који недостају: након познавања космолошког модела (ММФ или неке дистрибуције масе?), Отприлике се зна колики је удео уочљивих, мада схватам да су имф или неки релевантни показатељи материјалног универзума повезани са сложеношћу ове пристрасности.

Еддингтонова пристрасност изгледа не само као проблем који недостаје, већ у комбинацији са недостатком и насумичном цензуром. Ако је величина звезде мала, нема предрасуда. Ако је величина звезде велика, тада се она не може посматрати (недостаје), али када се посматра то је граница видљивих величина (или испод границе у величинама), а не права величина звезде (цензура) .

[Имајте на уму да су звезде мањих величина светлије од већих магнитуда и да се звезде исте магнитуде (у апсолутној величини) могу посматрати или не посматрати у зависности од њихове удаљености - Малмкуистова пристрасност]

Иначе, шта је САО каталог?

Еддингтонова пристрасност, како је формулисао сам човек, примењује се у свим интензитетима. Уклањање истог је у основи исто што и деконволверација са Поиссоновом (или Гаусовом) дистрибуцијом. Истакнуто је и занемарљиво за слабе изворе близу границе откривања.

Само да појасним, малмквистичка пристрасност није космолошка. (Каталог звезда САО налази се на хттп://вебвиз.у-страсбг.фр/виз-бин/ВизиеР?-соурце=И/131А) Да би ваш модел функционисао попут увећавања података, ваш модел ће се морати проширити на највећу удаљеност да би се могао видети ваш најсветлији замисливи извор. У том тренутку ће ваш код постати крајње неефикасан.

Тај САО је САО за који знам. Смитхсониан Астропхисицал Обсерватори


Астрофизички процеси

Ову књигу цитирају следеће публикације. Ова листа је генерисана на основу података које пружа ЦроссРеф.
  • Издавач: Цамбридге Университи Пресс
  • Датум Интернет објављивања: јун 2012
  • Штампа година издања: 2008
  • Интернет ИСБН: 9780511802249
  • ДОИ: хттпс://дои.орг/10.1017/ЦБО9780511802249
  • Предмети: Физика и астрономија, Астрофизика

Пошаљите е-пошту библиотекару или администратору да препоручи додавање ове књиге у колекцију ваше организације.

Опис књиге

Премошћујући јаз између уџбеника физике и астрономије, ова књига пружа корак по корак физички и математички развој основних астрофизичких процеса у основи широког спектра појава у звезданој, галактичкој и вангалактичкој астрономији. Књига је написана за додипломске и почетне студенте вишег нивоа, а њена снажна педагогија обезбеђује солидно савладавање сваког процеса и примене. Садржи преко 150 туторијала, бројне примере астрономских мерења и 201 вежбу. Теме које покривају укључују Кеплер-Невтон проблем, звездану структуру, бинарну еволуцију, радијационе процесе, посебну релативност у астрономији, радио ширење у међузвезданом медијуму и гравитационо сочиво. Представљене апликације укључују дужину фармерки, Еддингтонов сјај, хлађење космичке микроталасне позадине (ЦМБ), Суниаев-Зелдовицх ефекат, Доплерово појачавање у млазницама и одређивање Хуббле-ове константе. Овај текст је одскочна даска за специјализованије књиге и основну литературу. Решења вежби заштићена лозинком инструкторима су доступна на ввв.цамбридге.орг/9780521846561.

Коментара

'Ауторин ангажујући стил писања чини ову књигу веома пријатном. Свака тема започиње занимљивим посматрачким материјалом, затим се расправља о физичким концептима, појачаним математиком, и врло добрим фигурама, а затим се повезује завршавајући са више примера посматрања, било решавањем проблема постављеног на почетку поглавља или представљање нових. Ово је савршена књига за старије. '

Марц Л. Кутнер - аутор књиге Астрономи: А Пхисицал Перспецтиве

„Луцидан увод у избор основних тема из астрономије, објашњавајући физику која стоји иза астрофизике. Радијативни процеси се третирају са само тачним нивоом строгости да студенти науче како да врше корисне прорачуне док развијају своју физичку интуицију. Успешно сам користио делове ове књиге за прву годину постдипломског студија. '

Еугене Цхианг - ванредни професор астрономије, Универзитет у Калифорнији, Беркелеи

„Ова изврсна књига обухвата 12 области астрофизике, почев од Њутна и Кеплера, завршавајући гравитационим сочивима и на јасан начин износи основну физику. … Препоручује.'

Гуи Поолеи Извор: Опсерваторија

Преглед астрономских метода, такође Хале Брадт: „… сјајан додатак педагогији. Правовремена је, фокусирана, добро написана и на одговарајућем нивоу ... Методе астрономије биће корисне свим студентима астрономије и астрофизике, без обзира да ли намеравају да се специјализују за опсервациону астрономију. Материјал се лако може прилагодити разним сродним курсевима, што књигу чини још вреднијом. '


Шта је Еддингтон Лимит? (са сликом)

Еддингтонова граница, која се назива и Еддингтонов сјај, је тачка у којој је сјај који емитује звезда или активна галаксија толико екстреман да почиње да дува са спољних слојева објекта. Физички гледано, највећа светлост може проћи кроз гас у хидростатичкој равнотежи, што значи да већа светлост уништава равнотежу. Хидростатичка равнотежа је квалитет који одржава звезду округлом и приближно исте величине током времена.

The Eddington limit is named after the British astrophyicist Sir Arthur Stanley Eddington, a contemporary of Einstein who was famous for confirming the general theory of relativity using eclipse observations. In an actual star, the Eddington limit is likely reached around 120 solar masses, at which point a star starts ejecting its envelope through intense solar wind. Wolf-Rayet stars are massive stars showing Eddington limit effects, ejecting .001% of their mass through solar wind per year.

Nuclear reactions in stars are often highly dependent on temperature and pressure in the core. In more massive stars, the core is hotter and denser, causing an increased rate of reactions. These reactions produce copious heat, and above the Eddington limit, the outwards radiant pressure exceeds the force of gravitational contraction. However, there are different models for where the Eddington mass limit is precisely, differing by as much as a factor of two. We aren't sure whether the observed stellar mass limit of

150 solar masses is a true limit, or we just haven't found more massive stars yet.

It is thought that in the early years of the universe, about 300 million years after the Big Bang, extremely massive stars containing several hundred solar masses were able to form. This is because these stars had practically no carbon, nitrogen, or oxygen (just hydrogen and helium), substances which catalyze hydrogen-fusing reactions, increasing a star's luminosity. These early stars still fused hydrogen very rapidly, and had lifetimes of no more than a million years.

Michael is a longtime InfoBloom contributor who specializes in topics relating to paleontology, physics, biology, astronomy, chemistry, and futurism. In addition to being an avid blogger, Michael is particularly passionate about stem cell research, regenerative medicine, and life extension therapies. He has also worked for the Methuselah Foundation, the Singularity Institute for Artificial Intelligence, and the Lifeboat Foundation.

Michael is a longtime InfoBloom contributor who specializes in topics relating to paleontology, physics, biology, astronomy, chemistry, and futurism. In addition to being an avid blogger, Michael is particularly passionate about stem cell research, regenerative medicine, and life extension therapies. He has also worked for the Methuselah Foundation, the Singularity Institute for Artificial Intelligence, and the Lifeboat Foundation.


10 Most Influential Astronomers Of All Time

While it is almost impossible to list all the astronomers that have made valuable contributions to the science of astronomy through the ages, it becomes merely difficult to list the ten most important astronomers of recent times. However, the work of modern astronomers rests largely upon the discoveries and insights of previous generations of scientists, so in this list, we will take a closer a look at the ten most important astronomers of the last several hundred years, in chronological order.

Claudius Ptolemy (2nd Century AD)

Renowned throughout the ancient world as an outstanding star gazer, Ptolemy constructed an accurate geocentric model of the solar system. The Almagest, which is revered even today, used a series of deferents and epicycles to describe planetary motions, and it was the foundation of observational astronomy for 1,500 years, until the work of Copernicus superseded it as a working heliocentric model of the solar system.

Tycho Brahe (1546 – 1601)

Known as a brilliant mathematician, Brahe plotted the motions of the planets so accurately that his calculations formed the basis from which Johannes Kepler formulated his famous laws on planetary motion. While chronicling the supernova of 1572, Brahe also proved that since it showed no diurnal parallax, the supernova must therefore lay beyond the Moon. In addition to all this, Brahe also accurately plotted the orbit of the comet of 1577.

Galileo Galilei (1564-1642)

Although Galilei did not invent the telescope as is commonly believed, he was the first to actually resolve the Milky Way into individual stars. Galilei was also the first to observe, and make sketches of the phases of Venus, apart from discovering sunspots, and four moons of Jupiter, hence the term, “Galilean moons,” which are Io, Europa, Ganymede, and Calisto. Not quite done, Galilei also calculated the rate of the Sun’s rotation, made sketches of prominent features of the Moon, and measured lunar libration, or the amount of “wobble” the Moon displays in its rotation.

Johannes Kepler (1571 – 1630)

Although the reasoning behind Kepler’s Laws is for the most part no longer accepted as valid, his Laws are in themselves still as valid as when he formulated them. Below is a summary of his Laws that describe the elliptical motion of any planet, and any satellite, or moon.

• The Law of Ellipses: The path of the planets about the sun is elliptical in shape, with the center of the sun being located at one focus.
• The Law of Equal Areas: An imaginary line drawn from the center of the sun to the center of the planet will sweep out equal areas in equal intervals of time.
• The Law of Harmonies: The ratio of the squares of the periods of any two planets is equal to the ratio of the cubes of their average distances from the Sun.

In addition, Kepler also explained the formation of images when seen through very small apertures, such as pinholes, and supplied the first articulation of an inverse square law that relates to the intensity of the illumination of objects.

William Herschel (1738 – 1822)

Apart from being known as an expert observer and a maker of excellent telescopes, the most important discovery made by Herschel was the existence of infrared radiation, through the use of a prism and three common mercury-filled thermometers. In addition, Herschel discovered the planet Uranus in 1781, but the name he proposed for his discovery Georgium Sidus, or George’s Star, after his patron, King George III, was rejected in favor of the name we know today. Not discouraged, Herschel went on to discover several satellites of both Saturn and Uranus, that some stars exist in binary systems, and made unsuccessful attempts to map the shape of the Milky Way Galaxy. Sir William Herschel is also remembered for the catalogues of stars he compiled such as The Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars, which was published in 1786.

Pierre-Simon Laplace (1749 – 1827)

Apart from fixing the masses of Jupiter, Saturn, and Uranus, and publishing many differential equations that described planetary orbits and tides, Laplace was the first to postulate the theory that the solar system was formed from a large, flattened disc, which was only comparatively recently proven to be the case. Furthermore, Laplace successfully applied probability theory to errors in astronomical observations, and the French mathematician was also the first person to propose the idea of black holes.

Sir Arthur Eddington (1882 – 1944)

Apart from carrying out the experiment that proved Einstein right with regard to the fact that extreme masses can, and in fact do bend light, Eddington also provided a description of the mechanism whereby massive stars pulsate- the well known Eddington Valve Mechanism. Moreover, Eddington showed that that there exists a close relationship between the mass of a star and its luminosity, and also formulated the Eddington Limit, which is complicated set of rules that directly relate a star’s maximum brightness to the effect of its own gravity on its temperature, and thus its luminosity.

Edwin Hubble (1889 – 1953)

Using several Cepheid variable stars, some in the Andromeda Galaxy ( M31), and some in the Triangulum Galaxy ( M33), Hubble was able to conclusively show that the Milky Way galaxy was only one of billions of other galaxies in the Universe, and not the only one, as was the popular belief at the time. More importantly though, Hubble showed that at cosmological scales all matter in the Universe is distributed evenly, and that there was a close relationship between the distance of an object from Earth, and the velocity at which the object is receding from us. This relationship, known as Hubble’s Law, shows that the further away an object is, the higher its recessional velocity, which fact provided a basis for the development of cosmology as a science.

Gerhard Kuiper (1905 – 73)

Regarded as the first planetary scientist, Kuiper used the relatively new science of spectroscopy to identify CH4 (methane) on Saturn’s moon Titan, and CO2 (carbon dioxide) on Mars. In addition, Kuiper is credited with the postulation, and subsequent discovery of the Kuiper Belt, a belt of debris surrounding the solar system that is thought to be material that failed to coalesce into planets during the formation of the solar system.

Carl Sagan (1934 – 1996)

Many people might remember Sagan as the co-author and narrator of the TV series Cosmos, but the truth is that he was much more than that, so much so that Isaac Asimov, who published several hundred books on science topics, once described Sagan as “…one of only two people he has ever met that has a higher IQ than himself.” Which is high praise indeed. Sagan was an astronomer, cosmologist, astrophysicist, and astro-biologist, Pulitzer Prize winning author, and a hugely successful populariser of science in general- apart from authoring and publishing more than 600 scientific research papers. Apart from designing and building mechanical devices such as tools for use in space flight, Sagan also predicted that Venus would be very hot, and that what was seen as patches of vegetation on Mars, was in fact gigantic dust storms both theories was proven correct with subsequent space missions to Venus and Mars.

Sagan was also part of the development team of Voyager II, and the Pioneer II craft that made close approaches to Saturn and Jupiter, apart from making huge contributions to SETI, the Search for Extra-terrestrial Intelligence program. But Sagan is perhaps best remembered for his view of the human race and it’s place in the Universe, when he said that “The universe is not required to be in perfect harmony with human ambition.”


Xinyu Dai

My research interests lie in understanding astronomical objects such as gravitational lenses, galaxy clusters, active galactic nuclei, and gamma-ray bursts.

Since the discovery of the first cosmological gravitational lens in 1979, gravitational lensing has become an important tool in many astrophysical applications. In particular, quasar microlensing provides a novel method to map the quasar accretion disk structure. Utilizing the dependence of microlensing variability on the source size, we are able to resolve the disk structure that is several orders of magnitude smaller than the angular resolution of our current telescopes. Beside quasar microlensing, I am also interested in probing the interstellar medium of lens galaxies, and exploring the embedded lensing model.

Galaxy clusters are the largest gravitationally bound objects in the universe. They are ideal sites to constrain cosmological parameters and study structure formation. I am currently working on the Swift soft X-ray serendipitous cluster survey. The survey has the potential to find one of the largest X-ray selected cluster catalog to date. I also study the missing Baryon problem in the universe.

Active galactic nuclei (AGNs) are very energetic sources in the universe powered by supermassive black holes. I am interested in the feedback process of AGNs to their host galaxies, in particular, the kinetic feedback carried out by winds. I am working on measuring the intrinsic fractions of broad absorption line quasars of various species and the average absorption column densities of these objects. In addition, I also study the relationships between various AGN parameters such as the broadband spectral index, X-ray spectral index, luminosity, Eddington ratio, and variability with the aim to constrain AGN physics.

Gamma-ray bursts (GRBs) are the biggest explosions in the universe after the Big Bang. I am working on the population studies of GRBs, which include constraining the GRB jet structure from both observational and theoretical approaches.

Selected Publications

"The Sizes of the X-ray and Optical Emission Regions of RXJ1131-1231," X. Dai, C. S. Kochanek, G. Chartas, S. Kozlowski, C. W. Morgan, G. Garmire, E. Agol, ApJ , 709 , 278, (2010) ADS: 2010ApJ. 709..278D

"On the Baryon Fractions in Clusters and Groups of Galaxies," X. Dai, J. N. Bregman, C. S. Kochanek, E. Rasia, ApJ , 719 , 119, (2010) ADS: 2010ApJ. 719..119D

"2MASS Reveals a Large Intrinsic Fraction of BALQSOs," X. Dai, F. Shankar, G. R. Sivakoff, ApJ , 672 , 108, (2008) ADS: 2008ApJ. 672..108D

"Optical and X-ray Observations of GRB 060526: A Complex Afterglow Consistent with An Achromatic Jet Break," X. Dai, J. P. Halpern, N. D. Morgan, E. Armstrong, N. Mirabal, J. B. Haislip, D. E. Reichart, K. Z. Stanek, ApJ , 658 , 509, (2007) ADS: 2007ApJ. 658..509D