Astronomija

Utvrđivanje zajedničkih spektralnih linija galaksije

Utvrđivanje zajedničkih spektralnih linija galaksije

Kako prepoznati uobičajene apsorpcijske linije galaksije (npr. Na, Mg, K, itd.) I emisijske linije (H-alfa, O III, S II, itd.) Gledajući samo spektar galaksije (poput donjeg) ? Moram znati kako to učiniti jer želim izračunati crveni pomak galaksija koristeći emitirane valne duljine iz tablice SDSS.


Morate ga usporediti sa spektrom slične galaksije s poznatim crvenim pomakom, što bi vam vjerojatno omogućilo prepoznavanje značajki s poznatim valnim duljinama odmora.

Ako možete pronaći takav predložak, tada je najbolji način procjene crvenog pomaka za spektar galaksije poput ovog, koji se sastoji od uglavnom slabih i pomiješanih apsorpcijskih značajki, unakrsnom korelacijom vaše galaksije predloška s ovom. "Lag" unakrsne korelacije daje vam razliku u crvenom pomaku.


Prepoznavanje zajedničkih spektralnih linija galaksije - Astronomija

U ultraljubičastom i optičkom spektru mnogih galaksija nalaze se emisijske linije koje stvara ionizirani plin. Identifikacija iona povezanih s emisijskim vodovima daje uvid u prirodu ionizirajućeg izvora. U većini slučajeva sigurno se pretpostavlja ili se izravno opaža da je izvor ioniziranja ultraljubičasti foton stvoren od velike populacije vrućih O i B zvijezda. U drugim slučajevima, prisutnost linija povezanih s vrstama s visokom ionizacijom, poput [Fe X], jasan je pokazatelj ionizacijskih procesa koji nisu povezani s fotoionizacijom vrućih zvijezda. Takve linije često služe kao jedini izvor informacija o onome što se po definiciji ne može izravno promatrati.

Ova stranica tabelarno prikazuje talasne duljine i podatke o atomskim prijelazima za emisijske vodove od 700-11 000 & Aring koji su u prošlosti bili primijećeni u spektrima galaksija, aktivnih galaktičkih jezgri (AGN) i kvazizvjezdanih objekata (QSO). Ova stranica ne teoretira redove koji mogli ili treba biti promatrani u takvim objektima - samo crtama koje imati primijećeni su navedeni. U zadnjem stupcu nalaze se reference na članke u časopisu u kojima su prepoznate linije. Ove reference nisu iscrpne (jednostavno navedem prvi rad u kojem sam pronašao liniju koja je identificirana, po mogućnosti s jasno prikazanom plohom spektra). Potpune 'reference promatranja' su ovdje.

Prijelazni podaci (stupci 1-8) iz baze podataka NIST Atomic Spectra koriste se uz dopuštenje Johna Curryja, direktora NIST-ovog centra za atomsku spektroskopiju (citiranje ovdje). Imajte na umu da se poluzabranjena / interkombinacijska notacija (na primjer, O IV]) koristi za označavanje prijelaza koji krše pravilo & # 916S = 0. Također, za sada su isključene fina i hiperfina struktura za H prijelaze, dok su pružene veze do snimaka podataka o pomiješanim prijelazima He I i He II. S obzirom na dovoljno literarnih dokaza, pružaju se podaci za sve doprinose mješavinama od dva ili tri retka.

Valne duljine vakuuma date su za linije s & # 955 & lt 2000 & Aring valne duljine zraka za linije s & # 955 & gt 2000 & Aring. Osigurani su ionizacijski potencijali za "stvaranje" (tj. 207,27 eV potrebno je za ionizaciju Ne VII i stvaranje Ne VIII).

& # 955 (& Aring) Ion Eja (eV) Ek (eV) Konfiguracije Pojmovi Jja - Jk Tip (ako nije E1) Izrada IP (eV) Reference promatranja Bilješka
770.409 Ne VIII 0.000 16.093 1s 2 2s - 1s 2 2p 2 S - 2 P 0 1/2 - 3/2 207.27 Z97
780.324 Ne VIII 0.000 15.889 1s 2 2s - 1s 2 2p 2 S - 2 P 0 1/2 - 1/2 207.27 Z97
937.814 Ly & # 949 0.000 13.221 1s - 6 2 S - 1/2 - 0.00 VB01
949.742 Ly & # 948 0.000 13.055 1s - 5 2 S - 1/2 - 0.00 VB01
977.030 C III 0.000 12.690 1s 2 2s 2 - 1s 2 2s2p 1 S - 1 P 0 0 - 1 24.38 Z97
989.790 N III 0.000 12.526 2s 2 2p - 2s2p 2 2 P 0 - 2 D. 1/2 - 3/2 29.60 Z97
991.514 N III 0.022 12.526 2s 2 2p - 2s2p 2 2 P 0 - 2 D. 3/2 - 3/2 29.60 Z97
991.579 N III 0.022 12.525 2s 2 2p - 2s2p 2 2 P 0 - 2 D. 3/2 - 5/2 29.60 Z97
1025.722 Ly & # 946 0.000 12.088 1s - 3 2 S - 1/2 - 0.00 VB01
1031.912 O VI 0.000 12.015 1s 2 2s - 1s 2 2p 2 S - 2 P o 1/2-3/2 113.90 VB01
1037.613 O VI 0.000 11.949 1s 2 2s - 1s 2 2p 2 S - 2 P o 1/2-1/2 113.90 VB01
1066.660 Ar I 0.000 11.624 3s 2 3p 6 - 3s 2 3p 5 (2 P 0 3/2) 4s 1 S - 2 [3 /2] 0 0 - 1 0.00 Z97
1215.670 Ly & # 945 0.000 10.199 1s - 2 2 S - 1/2 - 0.00 VB01
1238.821 N V 0.000 10.008 1s 2 2s - 1s 2 2p 2 S - 2 P o 1/2-3/2 77.47 FO87
1242.804 N V 0.000 9.976 1s 2 2s - 1s 2 2p 2 S - 2 P o 1/2-1/2 77.47 FO87
1260.422 Si II 0.000 9.837 3s 2 3p - 3s 2 3d 2 P 0 - 2 D. 1/2 - 3/2 8.15 LM04
1264.730 Si II 0.036 9.839 3s 2 3p - 3s 2 3d 2 P 0 - 2 D. 3/2 - 5/2 8.15 LM04
1302.168 O ja 0.000 9.521 2s 2 2p 4 - 2s 2 2p 3 (4 S 0) 3s 3 P - 3 S 0 2 - 1 0.00 VB01
1334.532 C II 0.000 9.290 2s 2 2p - 2s2p 2 2 P 0 - 2 D. 1/2 - 3/2 11.26 LM04
1335.708 C II 0.008 9.290 2s 2 2p - 2s2p 2 2 P 0 - 2 D. 3/2 - 5/2 11.26 LM04
1393.755 Si IV 0.000 8.896 2p 6 3s - 2p 6 3p 2 S - 2 P o 1/2-3/2 33.49 VB01
1397.232 O IV] 0.000 8.874 2s 2 2p - 2s2p 2 2 P 0 - 4 P 1/2-3/2 54.93
1399.780 O IV] 0.000 8.857 2s 2 2p - 2s2p 2 2 P 0 - 4 P 1/2-1/2 54.93
1402.770 Si IV 0.000 8.839 2p 6 3s - 2p 6 3p 2 S - 2 P o 1/2-1/2 33.49 VB01
1486.496 N IV] 0.000 8.341 1s 2 2s 2 - 1s 2 2s2p 1 S - 3 P 0 0 - 1 47.45 FO87
1548.187 C IV 0.000 8.008 1s 2 2s - 1s 2 2p 2 S - 2 P o 1/2-3/2 47.89
1550.772 C IV 0.000 7.995 1s 2 2s - 1s 2 2p 2 S - 2 P o 1/2-1/2 47.89
1640.420 On II 40.813 48.371 54.42 FO87
1660.809 O III] 0.014 7.479 2s 2 2p 2 - 2s 2 p 3 3 P - 5 S o 1 - 2 35.12 FO87
1666.150 O III] 0.038 7.479 2s 2 2p 2 - 2s 2 p 3 3 P - 5 S o 2 - 2 35.12 FO87
1746.823 N III] 0.000 7.098 2s 2 2p - 2s2p 2 2 P 0 - 4 P 1/2-3/2 29.60 VB01
1748.656 N III] 0.000 7.090 2s 2 2p - 2s2p 2 2 P 0 - 4 P 1/2-1/2 29.60 VB01
1854.716 Al III 0.000 6.685 2p 6 3s - 2p 6 3p 2 S - 2 P o 1/2-3/2 18.83 VB01
1862.790 Al III 0.000 6.656 2p 6 3s - 2p 6 3p 2 S - 2 P o 1/2-1/2 18.83 VB01
1892.030 Si III] 0.000 6.553 3s 2 - 3s3p 1 S - 3 P 0 16.35 D06
1908.734 C III] 0.000 6.496 1s 2 2s 2 - 1s 2 2s2p 1 S - 3 P 0 0 - 1 24.38 FO87
2142.780 N II] 0.016 5.801 2s 2 2p 2 - 2s2p 3 3 P - 5 S 0 2 - 2 14.53 LM04
2320.951 [O III] 0.014 5.354 2s 2 2p 2 - 2s 2 2p 2 3 P- 1 S. 1 - 0 M1 35.12 FO87
2323.500 C II] 0.000 5.334 2s 2 2p - 2s 2 2p 2 P 0 - 4 P 1/2-3/2 11.26 LM04
2324.690 C II] 0.000 5.332 2s 2 2p - 2s 2 2p 2 P 0 - 4 P 1/2-1/2 11.26 LM04
2648.710 [Fe XI] 0.000 4.680 3s 2 3p 4 - 3s 2 3p 4 3 P- 1 D. 2 - 2 M1 262.10 P98
2733.289 On II 48.371 52.906 54.42 T00
2782.700 [Mg V] 0.000 4.454 2s 2 2p 4 - 2s 2 2p 4 3 P- 1 D. 2-2 M1 109.24 R11
2795.528 Mg II] 0.000 4.434 2p 6 3s - 2p 6 3p 2 S - 2 P 0 1/2-3/2 7.65 R11
2802.705 Mg II] 0.000 4.422 2p 6 3s - 2p 6 3p 2 S - 2 P o 1/2-1/2 7.65 R11
2829.360 [Fe IV] 0.000 4.381 3d 5 - 3d 5 6 S- 4 P. 5/2-3/2 M1 30.65 R11
2835.740 [Fe IV] 0.000 4.371 3d 5 - 3d 5 6 S- 4 P. 5/2-5/2 M1 30.65 R11
2853.670 [Ar IV] 0.000 4.343 3s 2 3p 3 - 3s 2 3p 3 4 S 0 - 2 P 0 3/2 - 3/2 M1 40.74 T00
2868.210 [Ar IV] 0.000 4.321 3s 2 3p 3 - 3s 2 3p 3 4 S 0 - 2 P 0 3/2 - 1/2 M1 40.74 T00
2928.000 [Mg V] 0.221 4.454 2s 2 2p 4 - 2s 2 2p 4 3 P - 1 D. 1 - 2 M1 109.24 T00
2945.106 On ja 19.820 24.028 1s2s - 1s5p 0.00 T00
3132.794 O III 36.893 40.849 2s 2 2p (2 P 0) 3p - 2s 2 2p (2 P 0) 3d 3 S - 3 P 0 1-2 35.12 R11
3187.745 On ja 19.820 23.708 1s2s - 1s4p 3 S - 3 P 0 0.00 R11
3203.100 On II 48.371 52.241 54.42 R11
3312.329 O III 33.151 36.893 2s 2 2p (2 P 0) 3s - 2s 2 2p (2 P 0) 3p 3 P 0 - 3 S. 1-1 35.12 R11
3345.821 [Ne V] 0.051 3.756 2s 2 2p 2 - 2s 2 2p 2 3 P- 1 D. 1-2 M1 97.11
3425.881 [Ne V] 0.138 3.756 2s 2 2p 2 - 2s 2 2p 2 3 P- 1 D. 2-2 M1 97.11
3444.052 O III 37.250 40.849 2s 2 2p (2 P 0) 3p - 2s 2 2p (2 P 0) 3d 3 P - 3 P 0 2 - 2 35.12 FO87
3466.497 [N I] 0.000 3.576 2s 2 2p 3 - 2s 2 2p 3 4 S 0 - 2 P 0 3/2-3/2 M1 0.00 R11
3466.543 [N I] 0.000 3.576 2s 2 2p 3 - 2s 2 2p 3 4 S 0 - 2 P 0 3/2-1/2 M1 0.00 R11
3487.727 On ja 20.964 24.518 3Po-3D 0.00 R11
3586.320 [Fe VII] 0.130 3.587 3p 6 3d 2 - 3p 6 3d 2 3 F- 1 G 3 - 4 M1 99.00 FO87
3662.500 [Fe VI] 0.147 3.532 3d 3 - 3d 3 4 F- 2 D2 7/2-5/2 M1 75.00 R11
3686.831 H19 10.199 13.561 2 - 19 0.00 TI05
3691.551 H18 10.199 13.556 2 - 18 0.00 TI05
3697.157 H17 10.199 13.551 2 - 17 0.00 TI05
3703.859 H16 10.199 13.545 2 - 16 0.00 I04
3711.977 H15 10.199 13.538 2 - 15 0.00
3721.945 H14 10.199 13.529 2 - 14 0.00
3726.032 [O II] 0.000 3.327 2s 2 2p 3 - 2s 2 2p 3 4 S 0 - 2 D 0 3/2-3/2 M1 13.62
3728.815 [O II] 0.000 3.324 2s 2 2p 3 - 2s 2 2p 3 4 S 0 - 2 D 0 3/2-5/2 M1 13.62
3734.369 H13 10.199 13.518 2 - 13 0.00
3750.158 H12 10.199 13.504 2 - 12 0.00
3758.920 [Fe VII] 0.289 3.587 3p 6 3d 2 - 3p 6 3d 2 3 F- 1 G 4-4 M1 99.00 FO87, R11
3770.637 H11 10.199 13.486 2 - 11 0.00
3797.904 H10 10.199 13.462 2 - 10 0.00
3835.391 H9 10.199 13.431 2 - 9 0.00
3839.270 [Fe V] 0.010 3.328 3d 4 - 3d 4 5 D- 3 F2 3-3 M1 54.80 R11
3868.760 [Ne III] 0.000 3.204 2s 2 2p 4 - 2s 2 2p 4 3 P- 1 D. 2-2 M1 40.96
3888.647 On ja 0.00
3889.064 H8 10.199 13.386 2 - 8 0.00
3891.280 [Fe V] 0.159 3.344 3d 4 - 3d 4 5 D- 3 F2 4-4 M1 54.80 FO87, R11
3911.330 [Fe V] 0.159 3.328 3d 4 - 3d 4 5 D- 3 F2 4 - 3 M1 54.80 FO87
3967.470 [Ne III] 0.080 3.204 2s 2 2p 4 - 2s 2 2p 4 3 P- 1 D. 1-2 M1 40.96
3970.079 H & # 949 10.199 13.321 2 - 7 0.00
4026.190 On ja 20.964 24.042 1s2p - 1s5d 3 P 0 - 3 D. 0.00 R11
4068.600 [S II] 0.000 3.046 3s 2 3p 3 - 3s 2 3p 3 4 S 0 - 2 P 0 3/2-3/2 M1 10.36 R11
4071.240 [Fe V] 0.052 3.096 3d 4 - 3d 4 5 D- 3 P2 2 - 1 M1 54.80 FO87
4076.349 [S II] 0.000 3.041 3s 2 3p 3 - 3s 2 3p 3 4 S 0 - 2 P 0 3/2-1/2 M1 10.36 R11
4101.742 H & # 948 10.199 13.221 2 - 6 0.00
4143.761 On ja 21.218 24.209 1s2p - 1s6d 1 P 0 - 1 D. 0.00 T00
4178.862 Fe II 2.583 5.549 3d 6 (3 P2) 4s - 3d 6 (5 D) 4p b 4 P - z 4 F 0 5/2 - 7/2 7.87 OP85
4180.600 [Fe V] 0.018 2.982 3d 4 - 3d 4 5 D- 3 P2 1-0 M1 54.80 R11
4233.172 Fe II 2.583 5.511 3d 6 (3 P2) 4s - 3d 6 (5 D) 4p b 4 P - z 4 D 0 5/2 - 7/2 7.87 OP85
4227.190 [Fe V] 0.159 3.091 3d 4 - 3d 4 5 D - 3 H 4 - 4 M1 54.80 I04
4287.394 [Fe II] 0.000 2.891 3d 6 (5 D) 4s - 3d 5 4s 2 a 6 D - a 6 S 9/2 - 5/2 E2 7.87 I01
4303.176 Fe II 2.704 5.584 3d 6 (3 P2) 4s - 3d 6 (5 D) 4p b 4 P - z 4 D 0 3/2 - 3/2 7.87 OP85
4317.139 O II 22.966 25.837 2s 2 2p 2 (3 P) 3s - 2s 2 2p 2 (3 P) 3p 4 P - 4 P 0 1/2-3/2 13.62 R11
4340.471 H & # 947 10.199 13.055 2 - 5 0.00
4363.210 [O III] 2.514 5.354 2s 2 2p 2 - 2s 2 2p 2 1 D- 1 S. 2-0 E2 35.12
4412.300 [Ar XIV] 0.000 2.809 2s 2 2p - 2s 2 2p 2 P 0 - 2 P 0 1/2-3/2 M1 686.09 W11
4414.899 O II 23.442 26.249 2s 2 2p 2 (3 P) 3s - 2s 2 2p 2 (3 P) 3p 2 P - 2 D 0 3/2-5/2 13.62 R11
4416.830 Fe II 2.778 5.585 3d 6 (3 P2) 4s - 3d 6 (5 D) 4p b 4 P - z 4 D 0 1/2 - 3/2 7.87 OP85
4452.098 [Fe II] 0.107 2.891 3d 6 (5 D) 4s - 3d 5 4s 2 a 6 D - a 6 S 3/2 - 5/2 E2 7.87 I01
4471.479 On ja 20.964 23.736 1s2p - 1s4d 3 P 0 - 3 D. 0.00
4489.183 Fe II 2.828 5.589 3d 6 (3 F2) 4s - 3d 6 (5 D) 4p b 4 F - z 4 F 0 7/2 - 5/2 7.87 OP85
4491.405 Fe II 2.856 5.615 3d 6 (3 F2) 4s - 3d 6 (5 D) 4p b 4 F - z 4 F 0 3/2 - 3/2 7.87 OP85
4510.910 N III 35.649 38.397 2s2p (3 P 0) 3s - 2s2p (3 P 0) 3p 4 P 0 - 4 D. 1/2 - 3/2 29.60 I01
4522.634 Fe II 2.844 5.585 3d 6 (3 F2) 4s - 3d 6 (5 D) 4p b 4 F - z 4 D 0 5/2 - 3/2 7.87 OP85
4555.893 Fe II 2.828 5.549 3d 6 (3 F2) 4s - 3d 6 (5 D) 4p b 4 F - z 4 F 0 7/2 - 7/2 7.87 OP85
4582.835 Fe II 2.844 5.549 3d 6 (3 F2) 4s - 3d 6 (5 D) 4p b 4 F - z 4 F 0 5/2 - 7/2 7.87 OP85
4583.837 Fe II 2.807 5.511 3d 6 (3 F2) 4s - 3d 6 (5 D) 4p b 4 F - z 4 D 0 9/2 - 7/2 7.87 OP85
4629.339 Fe II 2.807 5.484 3d 6 (3 F2) 4s - 3d 6 (5 D) 4p b 4 F - z 4 F 0 9/2 - 9/2 7.87 OP85
4634.140 N III 30.459 33.133 2s 2 3p - 2s 2 3d 2 P 0 - 2 D. 1/2 - 3/2 29.60 OC82 WR značajka
4640.640 N III 30.463 33.134 2s 2 3p - 2s 2 3d 2 P 0 - 2 D. 3/2 - 5/2 29.60 OC82 WR značajka
4641.850 N III 30.463 33.133 2s 2 3p - 2s 2 3d 2 P 0 - 2 D. 3/2 - 3/2 29.60 OC82 WR značajka
4647.420 C III 29.535 32.202 1s 2 2s3s - 1s 2 2s3p 3 S - 3 P 0 1 - 2 24.38 S99 WR značajka
4650.250 C III 29.535 32.200 1s 2 2s3s - 1s 2 2s3p 3 S - 3 P 0 1 - 1 24.38 S99 WR značajka
4651.470 C III 29.535 32.199 1s 2 2s3s - 1s 2 2s3p 3 S - 3 P 0 1 - 0 24.38 S99 WR značajka
4658.050 [Fe III] 0.000 2.661 3d 6 - 3d 6 5 D- 3 F2 4-4 M1 16.18 S99 WR značajka
4685.710 On II 48.371 51.017 54.42
4711.260 [Ar IV] 0.000 2.631 3s 2 3p 3 - 3s 2 3p 3 4 S 0 - 2 D 0 3/2-5/2 M1 40.74
4740.120 [Ar IV] 0.000 2.615 3s 2 3p 3 - 3s 2 3p 3 4 S 0 - 2 D 0 3/2-3/2 M1 40.74
4861.333 H & # 946 10.199 12.749 2 - 4 0.00
4893.370 [Fe VII] 0.000 2.533 3p 6 3d 2 - 3p 6 3d 2 3 F- 3 P. 2-1 M1 99.00 R11
4903.070 [Fe IV] 4.005 6.533 3d 5 - 3d 5 4 G- 4 F 7/2-7/2 M1 30.65 R11
4923.927 Fe II 2.891 5.408 3d 5 4s 2 - 3d 6 (5 D) 4p a 6 S - z 6 P 0 5/2-3/2 7.87 OP85
4958.911 [O III] 0.014 2.514 2s 2 2p 2 - 2s 2 2p 2 3 P- 1 D. 1-2 M1 35.12
5006.843 [O III] 0.038 2.514 2s 2 2p 2 - 2s 2 2p 2 3 P- 1 D. 2-2 M1 35.12
5018.440 Fe II 2.891 5.361 3d 5 4s 2 - 3d 6 (5 D) 4p a 6 S - z 6 P 0 5/2-5/2 7.87 OP85
5084.770 [Fe III] 0.127 2.565 3d 6 - 3d 6 5 D - 3 P2 0 - 1 M1 16.18 I01
5145.750 [Fe VI] 0.147 2.556 3d 3 - 3d 3 4 F- 2 G 7/2-7/2 M1 75.00 R11
5158.890 [Fe VII] 0.131 2.533 3p 6 3d 2 - 3p 6 3d 2 3 F- 3 P. 3-1 E2 99.00 R11
5169.033 Fe II 2.891 5.289 3d 5 4s 2 - 3d 6 (5 D) 4p a 6 S - z 6 P 0 5/2 - 7/2 7.87 OP85
5176.040 [Fe VI] 0.248 2.643 3d 3 - 3d 3 4 F- 2 G 9/2-9/2 M1 75.00 R11
5197.577 Fe II 3.230 5.615 3d 6 (3 G) 4s - 3d 6 (5 D) 4p a 4 G - z 4 F 0 5/2 - 3/2 7.87 OP85
5200.257 [N I] 0.000 2.384 2s 2 2p 3 - 2s 2 2p 3 4 S 0 - 2 D 0 3/2-5/2 M1 0.00
5234.625 Fe II 3.221 5.589 3d 6 (3 G) 4s - 3d 6 (5 D) 4p a 4 G - z 4 F 0 7/2 - 5/2 7.87 OP85
5236.060 [Fe IV] 4.005 6.372 3d 5 - 3d 5 4 G- 2 F2 5/2-7/2 M1 30.65 R11
5270.400 [Fe III] 0.054 2.406 3d 6 - 3d 6 5 D - 3 P2 3 - 2 M1 16.18 I04
5276.002 Fe II 3.199 5.549 3d 6 (3 G) 4s - 3d 6 (5 D) 4p a 4 G - z 4 F 0 9/2 - 7/2 7.87 OP85
5276.380 [Fe VII] 0.289 2.638 3p 6 3d 2 - 3p 6 3d 2 3 F- 3 P. 4-2 E2 99.00 R11
5302.860 [Fe XIV] 0.000 2.337 3s 2 3p - 3s 2 3p 2 P 0 - 2 P 0 1/2-3/2 M1 361.00 FO87, K08
5309.110 [Ca V] 0.000 2.335 3s 2 3p 4 - 3s 2 3p 4 3 P- 1 D. 2-2 M1 67.10 R11
5316.615 Fe II 3.153 5.484 3d 6 (3 G) 4s - 3d 6 (5 D) 4p a 4 G - z 4 F 0 11/2 - 9/2 7.87 OP85
5316.784 Fe II 3.221 5.553 3d 6 (3 G) 4s - 3d 6 (5 D) 4p a 4 G - z 4 D 0 7/2 - 5/2 7.87 OP85
5335.180 [Fe VI] 0.000 2.323 3d 3 - 3d 3 4 F- 4 P. 3/2-1/2 M1 75.00 R11
5424.220 [Fe VI] 0.063 2.349 3d 3 - 3d 3 4 Ž - 4 str 5/2-3/2 M1 75.00 R11
5517.709 [Cl III] 0.000 2.246 3s 2 3p 3 - 3s 2 3p 3 4 S 0 - 2 D 0 3/2 - 5/2 M1 23.81 I04, T00
5537.873 [Cl III] 0.000 2.238 3s 2 3p 3 - 3s 2 3p 3 4 S 0 - 2 D 0 3/2 - 3/2 M1 23.81 I04, T00
5637.600 [Fe VI] 3.532 5.730 3d 3 - 3d 3 2 D2 - 2 Ž 5/2 - 7/2 M1 75.00 I01
5677.000 [Fe VI] 0.248 2.431 3d 3 - 3d 3 4 Ž - 4 str 9/2 - 5/2 E2 75.00 I01
5695.920 C III 32.103 34.280 1s 2 2s3p - 1s 2 2s3d 1 P 0 - 1 D. 1 - 2 24.38 S99 WR značajka
5720.700 [Fe VII] 0.000 2.167 3p 6 3d 2 - 3p 6 3d 2 3 Ž - 1 D. 2-2 M1 99.00 FO87, R11
5754.590 [N II] 1.899 4.053 2s 2 2p 2 - 2s 2 2p 2 1 D - 1 S. 2 - 0 E2 14.53 T00
5801.330 C IV 37.549 39.685 1s 2 3s - 1s 2 3p 2 S - 2 P 0 1/2 - 3/2 47.89 S99 WR značajka
5811.980 C IV 37.549 39.681 1s 2 3s - 1s 2 3p 2 S - 2 P 0 1/2 - 1/2 47.89 S99 WR značajka
5875.624 On ja 20.964 23.073 1s2p - 1s3d 3 P 0 - 3 D. 0.00
6046.440 O ja 10.989 13.039 2s 2 2p 3 (4 S 0) 3p - 2s 2 2p 3 (4 S 0) 6s 3 P - 3 S 0 2 - 1 0.00 I01
6087.000 [Fe VII] 0.130 2.167 3p 6 3d 2 - 3p 6 3d 2 3 Ž - 1 D. 3-2 M1 99.00 FO87, R11
6300.304 [O I] 0.000 1.967 2s 2 2p 4 - 2s 2 2p 4 3 P - 1 D. 2-2 M1
6312.060 [S III] 1.404 3.368 3s 2 3p 2 - 3s 2 3p 2 1 D - 1 S. 2-0 E2 23.33 R11
6347.100 Si II 8.121 10.074 3s 2 4s - 3s 2 4p 2 S - 2 P 0 1/2 - 3/2 8.15 I04
6363.776 [O I] 0.020 1.967 2s 2 2p 4 - 2s 2 2p 4 3 P - 1 D. 1-2 M1 0.00
6369.462 Fe II 2.891 4.837 3d 5 4s 2 - 3d 6 (5 D) 4p a 6 S - z 6 D 0 5/2 - 3/2 7.87 OP85
6374.510 [Fe X] 0.000 1.944 3s 2 3p 5 - 3s 2 3p 5 2 P 0 - 2 P 0 3/2-1/2 M1 235.04 FO87, R11, K08
6516.081 Fe II 2.891 4.793 3d 5 4s 2 - 3d 6 (5 D) 4p a 6 S - z 6 D 0 5/2 - 7/2 7.87 OP85
6548.050 [N II] 0.006 1.899 2s 2 2p 2 - 2s 2 2p 2 3 P- 1 D. 1-2 M1 14.53
6562.819 H & # 945 10.199 12.088 2 - 3 0.00
6583.460 [N II] 0.016 1.899 2s 2 2p 2 - 2s 2 2p 2 3 P- 1 D. 2-2 M1 14.53
6716.440 [S II] 0.000 1.845 3s 2 3p 3 - 3s 2 3p 3 4 S 0 - 2 D 0 3/2-5/2 M1 10.36
6730.810 [S II] 0.000 1.842 3s 2 3p 3 - 3s 2 3p 3 4 S 0 - 2 D 0 3/2-3/2 M1 10.36
7002.230 O ja 10.989 12.759 2s 2 2p 3 (4 S 0) 3p - 2s 2 2p 3 (4 S 0) 4d 3 P - 3 D 0 2 - 3 0.00 I01
7005.870 [Ar V] 0.252 2.021 3s 2 3p 2 - 3s 2 3p 2 3 P - 1 D. 2 - 2 M1 59.81 A92, I04
7065.196 On ja 20.964 22.718 1s2p - 1s3s 3 P 0 - 3 S. 0.00
7135.790 [Ar III] 0.000 1.737 3s 2 3p 4 - 3s 2 3p 4 3 P- 1 D. 2-2 M1 27.63 R11
7155.157 [Fe II] 0.232 1.965 3p 6 3d 7 - 3p 6 3d 7 a 4 F - a 2 G 9/2 - 9/2 M1 7.87 OF96
7170.620 [Ar IV] 2.615 4.343 3s 2 3p 3 - 3s 2 3p 3 2 D 0 - 2 P 0 3/2 - 3/2 M1 40.74 I04
7172.000 [Fe II] 0.301 2.030 3p 6 3d 7 - 3p 6 3d 7 a 4 F - a 2 G 7/2 - 7/2 M1 7.87 OF96
7236.420 C II 16.333 18.046 2s 2 3p - 2s 2 3d 2 P 0 - 2 D. 3/2 - 5/2 11.26 O90
7237.260 [Ar IV] 2.631 4.343 3s 2 3p 3 - 3s 2 3p 3 2 D 0 - 2 P 0 5/2 - 3/2 M1 40.74 I04
7254.448 O ja 10.989 12.697 2s 2 2p 3 (4 S 0) 3p - 2s 2 2p 3 (4 S 0) 5s 3 P - 3 S 0 2 - 1 0.00 O90
7262.760 [Ar IV] 2.615 4.321 3s 2 3p 3 - 3s 2 3p 3 2 D 0 - 2 P 0 3/2 - 1/2 M1 40.74 I04
7281.349 On ja 21.218 22.920 1s2p - 1s3s 1 P 0 - 1 S. 1 - 0 0.00 O90
7319.990 [O II] 3.324 5.017 2s 2 2p 3 - 2s 2 2p 3 2 D 0 - 2 P 0 5/2-3/2 M1 13.62 FO87
7330.730 [O II] 3.327 5.017 2s 2 2p 3 - 2s 2 2p 3 2 D 0 - 2 P 0 3/2-3/2 M1 13.62 FO87
7377.830 [Ni II] 0.000 1.680 3p 6 3d 9 - 3p 6 3d 8 (3 F) 4s 2 D - 2 Ž 5/2 - 7/2 M1 7.64 A92
7411.160 [Ni II] 0.187 1.860 3p 6 3d 9 - 3p 6 3d 8 (3 F) 4s 2 D - 2 Ž 3/2 - 5/2 M1 7.64 O90
7452.538 [Fe II] 0.301 1.964 3p 6 3d 7 - 3p 6 3d 7 a 4 F - a 4 G 7/2 - 9/2 M1 7.87 O90
7468.310 N I 10.336 11.996 2s 2 2p 2 (3 P) 3s - 2s 2 2p 2 (3 P) 3p 4 P - 4 S 0 5/2 - 3/2 0.00 O90
7611.000 [S XII] 0.000 1.629 2s 2 2p - 2s 2 2p 2 Po- 2 Po 1/2-3/2 M1 504.78 W11
7751.060 [Ar III] 0.138 1.737 3s 2 3p 4 - 3s 2 3p 4 3 P - 1 D. 1 - 2 M1 27.63 A92
7816.136 On ja 22.718 24.304 1s3s - 1s7p 3 S - 3 P 0 O90
7868.194 Ar I 13.273 14.848 3s 2 3p 5 (2 P 0 3/2) 4p - 3s 2 3p 5 (2 P 0 3/2) 6s 2 [1/2] - 2 [3/2] 0 0-1 0.00 R11
7889.900 [Ni III] 0.169 1.740 3p 6 3d 8 - 3p 6 3d 8 3 Ž - 1 D. 3 - 2 M1 18.17 VB01
7891.800 [Fe XI] 0.000 1.571 3s 2 3p 4 - 3s 2 3p 4 3 P - 3 P 2-1 M1 262.10 FO87, R11, K08
8236.790 On II 52.241 53.746 54.42 OF96
8392.397 Pa20 12.088 13.564 3 - 20 0.00 O90
8413.318 Pa19 12.088 13.561 3 - 19 0.00 O90
8437.956 Pa18 12.088 13.556 3 - 18 0.00 O90
8446.359 O ja 9.521 10.989 2s 2 2p 3 (4 S 0) 3s - 2s 2 2p 3 (4 S 0) 3p 3 S 0 - 3 P 1 - 2 0.00 P88
8467.254 Pa17 12.088 13.551 3 - 17 0.00 O90
8498.020 Ca II 1.692 3.151 3p 6 3d - 3p 6 4p 2 D - 2 P 0 3/2 - 3/2 6.11 P88
8502.483 Pa16 12.088 13.545 3 - 16 0.00 O90
8542.090 Ca II 1.700 3.151 3p 6 3d - 3p 6 4p 2 D - 2 P 0 5/2 - 3/2 6.11 P88
8545.383 Pa15 12.088 13.538 3 - 15 0.00 O90
8578.700 [Cl II] 0.000 1.445 3s 2 3p 4 - 3s 2 3p 4 3 P - 1 D. 2 - 2 M1 12.97 OF96
8598.392 Pa14 12.088 13.529 3 - 14 0.00 O90
8616.950 [Fe II] 0.232 1.671 3p 6 3d 7 - 3p 6 3d 7 a 4 F - a 4 P. 9/2 - 5/2 E2 7.87 OF96
8662.140 Ca II 1.692 3.123 3p 6 3d - 3p 6 4p 2 D - 2 P 0 3/2 - 1/2 6.11 P88
8665.019 Pa13 12.088 13.518 3 - 13 0.00 O90
8680.282 N I 10.336 11.764 2s 2 2p 2 (3 P) 3s - 2s 2 2p 2 (3 P) 3p 4 P - 4 D 0 5/2 - 7/2 0.00 O90
8703.247 N I 10.326 11.750 2s 2 2p 2 (3 P) 3s - 2s 2 2p 2 (3 P) 3p 4 P - 4 D 0 1/2 - 1/2 0.00 O90
8711.703 N I 10.330 11.753 2s 2 2p 2 (3 P) 3s - 2s 2 2p 2 (3 P) 3p 4 P - 4 D 0 3/2 - 3/2 0.00 O90
8750.472 Pa12 12.088 13.504 3 - 12 0.00 O90
8862.782 Pa11 12.088 13.486 3 - 11 0.00 O90
8891.910 [Fe II] 0.301 1.695 3p 6 3d 7 - 3p 6 3d 7 a 4 F - a 4 P. 7/2 - 3/2 E2 7.87 O90
9014.909 Pa10 12.088 13.462 3 - 10 0.00 O90
9068.600 [S III] 0.037 1.404 3s 2 3p 2 - 3s 2 3p 2 3 P - 1 D. 1 - 2 M1 23.33 OF96
9229.014 Pa9 12.088 13.431 3 - 9 0.00 O90
9531.100 [S III] 0.103 1.404 3s 2 3p 2 - 3s 2 3p 2 3 P - 1 D. 2 - 2 M1 23.33
9545.969 Pa & # 949 12.088 13.386 3 - 8 0.00 O90
9824.130 [C I] 0.002 1.264 2s 2 2p 2 - 2s 2 2p 2 3 P - 1 D. 1 - 2 M1 0.00 OF96
9850.260 [C I] 0.005 1.264 2s 2 2p 2 - 2s 2 2p 2 3 P - 1 D. 2 - 2 M1 0.00 OF96
9913.000 [S VIII] 0.000 1.250 2s 2 2p 5 - 2s 2 2p 5 2 P 0 - 2 P 0 3/2 - 1/2 M1 280.93 OF96
10027.730 On ja 23.074 24.310 1s3d - 1s7f 3 D - 3 Ž 0 0.00 OF96
10031.160 On ja 23.074 24.310 1s3d - 1s7f 1 D - 1 Ž 0 2 - 3 0.00 O90
10049.368 Pa & # 948 12.088 13.321 3 - 7 0.00 O90
10286.730 [S II] 1.842 3.046 3s 2 3p 3 - 3s 2 3p 3 2 D 0 - 2 P 0 4 - 4 M1 10.36 OF96
10320.490 [S II] 1.845 3.046 3s 2 3p 3 - 3s 2 3p 3 2 D 0 - 2 P 0 6 - 4 M1 10.36 OF96
10336.410 [S II] 1.842 3.041 3s 2 3p 3 - 3s 2 3p 3 2 D 0 - 2 P 0 4 - 2 M1 10.36 O90
10746.800 [Fe XIII] 0.000 1.153 3s 2 3p 2 - 3s 2 3p 2 3 P - 3 P 0 - 1 M1 330.80
10830.340 On ja 19.820 20.964 1s2s - 1s2p 3 S - 3 P 0 1 - 2 0.00 OF96
10938.086 Pa & # 947 12.088 13.221 3 - 6 0.00 O90

* Ova stranica je rad u tijeku, i podložan je promjenama. Pošaljite mi e-poštu ako trebam nešto ispraviti ili dodati tablice emisije u tablicu.

  • FO87: Ferland i pojačalo Osterbrock 1987. (III Zw 77)
  • OP85: Osterbrock & amp Pogge 1985 (galaksije NLSy1)
  • R11: Rose i ostali 2011. (SDSS 1131 + 16)
  • K08: Komossa i dr. 2008 (SDSS 0952 + 21)
  • A92: Alloin i suradnici 1992. (ESO 138 G1)
  • W11: Wang i sur. 2011 (SDSS 0748 + 47)
  • I04: Izotov i suradnici 2004. (Tol 1214-277 i Tol 65)
  • I01: Izotov i suradnici 2001. (SBS 0335-052)
  • P98: Puchnarewicz i sur. 1988 (RE J1034 + 396)
  • TI05: Thuan & amp Izotov 2005 (Plavi kompaktni patuljci)
  • LM04: Leighly & amp Moore 2004 (STIS studija galaksija NLSy1)
  • T00: Tran i suradnici 2000. (Keck - P09104 + 4109)
  • Z97: Zheng i suradnici 1997. (HST kompozit kvazara)
  • VB01: Vanden Berk i suradnici 2001. (SDSS kvazar kompozit)
  • OC82: Osterbrock i Cohen 1982 (galaksije Wolf-Rayet)
  • S99: Shaerer i dr. 1999 (Wolf-Rayet Galaksije)
  • P88: Persson 1988 (emisija trostrukog Ca u AGN)
  • D06: Dhanda i sur. 2006
  • OF96: Osterbrock i pojačalo Fulbright 1996 (NGC 1068)
  • O90: Osterbrock i suradnici 1990

Ralchenko, Yu., Kramida, A.E., Reader, J. i NIST ASD Team (2010). NIST baza podataka o atomskim spektrima (verzija 4.0), [Online]. Dostupno: http://physics.nist.gov/asd [utorak, 20. rujna 2011. 13:19:04 EDT]. Nacionalni institut za standarde i tehnologiju, Gaithersburg, dr. Med.

& gt & gt Prijelazni podaci Napomena:

Ne uzimam nikakvu zaslugu za podatke prikazane u svim, osim u zadnjem stupcu tablice. Svaka čast članovima NIST ASD tima, kojima sam zahvalan na sastavljanju tako opsežne i detaljne baze podataka o atomskom prijelazu. Cijeli tim naveden je u nastavku, a svakom članu kažem HVALA!


Svjetlost emitiraju zvijezde u galaksiji.Zvjezdani spektri približno su spektar crnog tijela, ali to uglavnom vrijedi za najvruće i najsvjetlije zvijezde O i B tipa za hladnije zvijezde, slika već postaje prilično zbrkana, jer će pokazivati ​​sve više i više apsorpcije koja se događa u zvjezdana fotosfera, kao i drugi efekti koji uništavaju lijep, glatki crni spektar tijela. Te razlike u spektrima zapravo su osnova klasifikacije zvijezda u spektralnim tipovima O, B, A, F, G, K, M i L.

Spektar galaksije, međutim, mješavina je svih zvijezda u njoj. Ovim će često dominirati vruće i teže zvijezde, ali i drugi se spektralni tipovi stapaju. Općenito će postojati neke značajke zvjezdane apsorpcije, ali ne mnogo, a kombinirana svjetlost zvijezda često će pokazivati ​​lijep, relativno gladak profil . Oblik ovog kompozitnog spektra uvelike ovisi o sastavu zvjezdanih tipova - mlada, nepravilna galaksija koja je praskala zvijezdama i stara, umiruća eliptična pokazat će vrlo različite oblike kontinuuma.


Laboratorijski eksperimenti ovdje na Zemlji utvrdili su da svaki element u periodnom sustavu emitira fotone samo na određenim valnim duljinama (određenim stanjem pobude atoma). Ti se fotoni manifestiraju kao emisijske ili apsorpcijske linije u spektru astronomskog objekta, a mjerenjem položaja ovih spektralnih linija možemo utvrditi koji su elementi prisutni u samom objektu ili duž vidne linije.

Međutim, kada astronomi promatraju spektralne linije u izvangalaktičkim objektima (poput galaksija i kvazara), otkrivaju da se valna duljina promatranih spektralnih linija razlikuje od laboratorijskih pokusa. U većini slučajeva valna duljina spektralnih linija je duža i stoga su pomaknute prema Crvena kraj spektra & # 8211 jesu crveno pomaknuto. Postoji nekoliko objašnjenja za ovaj fenomen crvenog pomaka.

Kozmološki crveni pomak
Označen je najčešći razlog ovog efekta crvenog pomaka kozmološki crveni pomak, a uzrokovan je širenjem Svemira. Za obližnje objekte, kozmološki crveni pomak, Z daje:

gdje λobs je promatrana valna duljina spektralne linije, i λodmor je ostatak valne duljine spektralne linije. Kozmološki crveni pomak objekta daje procjenu njegove udaljenosti, kroz Hubbleov zakon.

Gravitacijski crveni pomak
Spektralne crte također se mogu crveno pomaknuti zbog utjecaja jakih gravitacijskih polja & # 8211 to nije iznenađujuće poznato kao gravitacijsko crveno pomicanje. Einsteinova teorija opće relativnosti predviđa da će se valna duljina elektromagnetskog zračenja produžavati izlaskom iz gravitacijskog izvora. Fotoni moraju trošiti energiju da pobjegnu, ali istodobno uvijek moraju putovati brzinom svjetlosti, pa se ta energija mora izgubiti promjenom frekvencije, a ne promjenom brzine. Ako se energija fotona smanji, frekvencija se također smanjuje (drugim riječima, valna duljina se povećava, kako valna duljina ∝ 1 / frekvencija). Veliki gravitacijski crveni pomak uočava se kada se zračenje emitira u blizini ili iz objekata s jakim gravitacijskim poljem, poput neutronskih zvijezda i crnih rupa.

Dopplerov pomak
Napokon, spektralne crte mogu biti crveno pomaknute zbog kretanja objekata iz kojih se emitiraju & # 8211 to je poznato kao Dopplerov pomak. Ako se objekt udaljava od promatrača, valna duljina emitirane svjetlosti će se povećati i tako će se pojaviti crveno pomaknuto. Međutim, ako se objekt kreće prema promatraču, valna duljina emitirane svjetlosti će se skratiti, a emisija spektralne linije pomaknut će se prema plavom kraju spektra & # 8211, drugim riječima, svjetlost je modro pomaknut. Doppler-pomaknuta emisija obično se vidi u galaktičkim objektima poput binarnih zvijezda i planetarnih sustava, gdje astronomska tijela kruže jedno oko drugog.

Kozmološki crveni pomak jedina je vrsta crvenog pomaka koja daje naznaku udaljenosti od ekstragalaktičkog objekta.

Studirajte astronomiju na mreži na Sveučilištu Swinburne
Sav je materijal © Swinburne University of Technology, osim tamo gdje je naznačeno.


Utvrđivanje spektralnih vrsta zvijezda

Pa, kakav ste tip zvijezde mislili da je to? Zvijezda je imala sve vodikove linije, tako da sužava naš izbor na B, A i F. Međutim, nije imala helijeve linije, pa to isključuje zvijezdu tipa B. Zvijezda je imala jonizirani kalcij (H i K linije), koji se nalaze u zvijezdama tipa F. Dakle, zvijezda je zvijezda tipa F. Zvijezda čiji ste spektar identificirali prikazana je zdesna. (Slika prikazuje dvije zvijezde blizu sebe zvijezda koju ste identificirali je ona ona veća dolje lijevo.)

Kao što vidite, klasificiranje zvijezda mala je logička zagonetka.

Sada je vaš red da sami počnete klasificirati zvijezde.

Vježba 2. Upotrijebite Object Explorer da biste pogledali spektre zvijezda u donjoj tablici. Ne zaboravite kliknuti na broj Fibre, a zatim na "Spectrum" u Object Exploreru.

Klasificirajte zvijezde prema njihovim spektrima (napomena: jedan ili dva objekta označena su kao "huh" umjesto "star". Od tada su ti objekti identificirani kao zvijezde i utvrđeni su njihovi spektralni tipovi). Neki se spektralni tipovi mogu pojaviti više puta. Ne postoji nužno po jedna zvijezda svakog spektralnog tipa. Budi oprezan. neke spektralne tipove je teško razlikovati!

Vježba 3. Pomoću alata Plate Browser odaberite desetak zvijezda iz baze podataka SkyServer. Odaberite bilo koju pločicu koja vam se sviđa na padajućem izborniku "Ploča", a zatim kliknite jednu od veza "zvijezda" da biste vidjeli spektar zvijezde.

Odredite spektralni tip svake zvijezde. Vaš je uzorak vjerojatno premalen da biste osigurali da ćete pronaći zvijezdu svake vrste, ali pokušajte pronaći barem jedan primjer većine spektralnih tipova. Vjerojatno ćete gledati 20-30 zvijezda.

Vježba 4. Na ploči napravite histogram koji prikazuje podatke iz vježbe 3 za sve u razredu. Neka kante predstavljaju spektralne tipove (OBAFGKM). Kada napravite histogram razreda, svaki kvadrat označite brojem pločice zvijezde i brojem vlakana. Postoji nekoliko razloga za označavanje kvadrata. Ne želite dvaput računati istu zvijezdu. Također je moguće da su dvije skupine analizirale istu zvijezdu i ne slažu se oko njenog tipa. Ako se to dogodi, zamolite ostatak razreda da provjeri nalaze! Koje su vrste zvijezda najčešće? Koje su vrste zvijezda najmanje uobičajene?

7. pitanje. Možda ste primijetili da su zvijezde tipa O rijetke, posebno u bazi podataka SDSS. Zašto mislite da ih vidimo tako malo?

Pitanje 8. Jeste li pronašli zvijezde koje se ne uklapaju ni u jedan spektralni tip? Ako jesu, koje su bile njihove karakteristike?


Galaxy Spectra

Kada promatrate spektar galaksije, doista gledate kombinaciju spektra iz milijuna zvijezda u galaksiji. Dakle, proučavanje značajki spektra galaksije govori vam o vrstama zvijezda koje galaksija sadrži i relativnim obiljima svake vrste zvijezda.

Spektri galaksije također vam jasno pokazuju sadrži li galaksija regije koje stvaraju zvijezde i koje se nazivaju HII regije. HII je spektralna emisijska linija koja odgovara ioniziranom vodiku - atomu vodika koji je izgubio svoj elektron. HII regije su područja galaksije u kojima se jezgre vodika i elektroni rekombiniraju u neutralan vodik.

Kad se elektron rekombinira s jezgrom vodika, on gubi energiju i odaje foton (to biste mogli prepoznati kao suprotno od onoga što se događa u apsorpcijskim linijama iz projekta Spektralni tipovi). Spektralna linija HII nalazi se u crvenom dijelu spektra, pa zato područja HII u galaksijama imaju prekrasnu crvenu ili ružičastu nijansu na vidljivim fotografijama (NAPOMENA: SDSS koristi crveni filtar za zelenu sliku na trobojnoj slici. Stoga HII regije se na SDSS slikama ne pojavljuju crveno). Na fotografiji M51 desno možete jasno vidjeti HII regije.

Pogledajmo sada nekoliko galaksija i vizualno i spektroskopski.

Vježba 7: Ispod je tablica galaksija. Potražite svaku galaksiju pomoću Object Explorera. Kad kliknete na ID objekta galaksije, u novom će se prozoru otvoriti Object Explorer za ovu galaksiju.

Ispitajte sliku galaksije i klasificirajte je na viličaru Hubble. Zatim se pomaknite prema dolje i kliknite spektar galaksije. Proučite njegov spektar - dobro obratite pažnju na njegov uzorak spektralnih linija. Dok istražujete galaksije, razmislite o tome kako odgovoriti na pitanja od 7 do 10.


Sb galaksije

Ova srednja vrsta spirale obično ima jezgru srednje veličine. Njegovi su krakovi šire rašireni od ruku sorte Sa i izgledaju manje glatki. Sadrže zvijezde, zvjezdane oblake i međuzvjezdani plin i prašinu. Sb galaksije pokazuju široke disperzije u pojedinostima u pogledu svog oblika. Hubble i Sandage primijetili su, na primjer, da se u nekim galaksijama Sb krajevi pojavljuju u jezgri, koja je često prilično mala. Ostali pripadnici ove podklase imaju krakove koji počinju tangentama na svijetli, gotovo kružni prsten, dok treći otkrivaju mali, svijetli spiralni uzorak umetnut u nuklearnu izbočinu. U bilo kojem od ovih slučajeva, spiralni krakovi mogu biti postavljeni pod različitim kutovima nagiba. (Kut nagiba definiran je kao kut između kraka i kruga usredotočenog na jezgru i presijecanog kraka.)

Hubble i Sandage primijetili su daljnja odstupanja od standardnog oblika utvrđenog za Sb galaksije. Nekoliko sustava pokazuje kaotičan uzorak prašine koji se nalaže na čvrsto namotane spiralne krakove. Neki imaju glatke, debele krakove slabe površinske svjetline, često ograničene na svojim unutarnjim rubovima trakama za prašinu. Konačno, postoje oni s velikim, glatkim nuklearnim ispupčenjem iz kojeg izlaze krakovi, tečući vanjski tangencijom na izbočinu i tvoreći kratke segmente ruke. Ovo je najpoznatiji tip galaksije Sb, a najbolje ga ilustrira divovska galaksija Andromeda.

Mnoge od ovih varijacija oblika ostaju neobjašnjive. Teoretski modeli spiralnih galaksija temeljeni na nizu različitih premisa mogu reproducirati osnovni oblik galaksije Sb, ali mnoga gore navedena odstupanja donekle su tajanstvena i moraju čekati detaljnije i realnije modeliranje galaktičke dinamike.


Linije apsorpcije i emisije u stvarnim zvijezdama

Za većinu elemenata postoji određena temperatura pri kojoj su njihove emisijske i apsorpcijske linije najjače. Linije koje vidite u spektru zvijezde djeluju poput termometra. Neki spojevi, poput titanovog oksida, pojavljuju se samo u spektrima vrlo hladnih zvijezda. Drugi se, poput helija, pojavljuju samo u spektru vrlo vrućih zvijezda.

Stoga je slijed spektralnih tipova, OBAFGKM, zapravo temperaturni slijed s O koji predstavljaju najvruće zvijezde i M koji predstavljaju hladnije zvijezde.

Evo nekoliko korisnih uređaja za pamćenje redoslijeda tipova spektra:

Tablica u nastavku prikazuje neke od karakterističnih linija apsorpcije i emisije svake zvijezde.


Dvadesetih godina Edwin Hubble proučavao je galaksije. Uzeo je spektre i iz crvenih pomaka spektralnih linija odredio brzine galaksija. Zatim je pronašao pulsirajuće promjenjive zvijezde (zvijezde koje se povremeno razlikuju u svjetlini) poznate kao varijable Cefeida u galaksijama. Cefeidi se pokoravaju odnosu svjetlosnog razdoblja što znači da veći svijetliji Cefeidi pulsiraju s većim razdobljima, dok manji slabiji Cefeidi imaju manja razdoblja. Dakle, promatranje razdoblja pulsiranja Cefeida omogućilo mu je da procijeni njihovu sjajnost i na kraju udaljenosti do galaksija.

Kada je graficirao brzinu galaksije u odnosu na udaljenost, otkrio je dvije zanimljivosti:

  1. Sve galaksije (osim nekoliko najbližih galaksija koje se kreću oko središta mase naše lokalne grupe) odmiču se od nas. Svemir se širi.
  2. Brzine recesije koreliraju s udaljenošću. Što je galaksija udaljenija od nas, to se brže udaljava od nas. Mi to izražavamo kao Hubbleov zakon.

Brzina v jednaka je konstanti H0 (izgovara se H-nista) puta udaljenost D. H0 poznato je da ima vrijednost od oko 70 km / sec / Mpc. Dakle, za svaki Mpc galaksija je udaljena od nas, njena brzina recesije raste za 70 km / s. Galaksija udaljena 1 Mpc ima brzinu od 70 / km / s, galaksija udaljena 2 Mpc ima brzinu od 140 km / s, i tako dalje.

Imajte na umu da često govorimo o galaksijama koje se odmiču od nas, ali ono što se stvarno događa je da se stvara sam prostor koji odbija galaksije od nas. Između nas i udaljene galaksije ima više prostora od obližnje galaksije. Dakle, kada se sam prostor proširi, on odmakne daleku galaksiju od nas za veću količinu.


Astrokemija ulazi u hrabro novo doba s ALMA-om

Kombinirajući vrhunske mogućnosti teleskopa ALMA s novorazvijenim laboratorijskim tehnikama, znanstvenici otvaraju potpuno novu eru za dešifriranje kemije Svemira. Istraživački tim demonstrirao je svoj proboj koristeći se ALMA podacima iz promatranja plina u području stvaranja zvijezda u zviježđu Orion.

Koristeći novu tehnologiju i na teleskopu i u laboratoriju, znanstvenici su uspjeli uvelike poboljšati i ubrzati postupak identificiranja "otisaka prstiju" kemikalija u kozmosu, omogućujući studije koje bi do sada bile ili nemoguće ili pretjerano dugotrajne. .

"Pokazali smo da ćemo s ALMA-om moći napraviti stvarnu kemijsku analizu plinovitih 'rasadnika' u kojima nastaju nove zvijezde i planeti, neograničeni mnogim ograničenjima koja smo imali u prošlosti, "rekao je Anthony Remijan iz Nacionalnog opservatorija za radio astronomiju u Charlottesvilleu, VA.

ALMA, veliki milimetarski / submilimetarski niz Atacama, u izgradnji je u pustinji Atacama u sjevernom Čileu, na nadmorskoj visini od 16.500 metara. Kada su dovršene 2013. godine, svojih 66 visoko preciznih antena i napredne elektronike pružit će znanstvenicima mogućnosti bez presedana za istraživanje Svemira vidljive na valnim duljinama između radija s duljim valovima i infracrvenog zraka.

Te su valne duljine posebno bogate tragovima o prisutnosti specifičnih molekula u kozmosu. U svemiru je otkriveno više od 170 molekula, uključujući organske molekule poput šećera i alkohola. Takve su kemikalije uobičajene u divovskim oblacima plina i prašine u kojima nastaju nove zvijezde i planeti. "Znamo da mnogi kemijski preteče života postoje u tim zvjezdanim rasadnicima i prije nego što se planeti formiraju", rekao je Thomas Wilson iz Pomorskog istraživačkog laboratorija u Washingtonu, DC.

Molekule u svemiru rotiraju se i vibriraju, a svaka molekula ima određeni skup rotacijskih i vibracijskih uvjeta koji su joj mogući. Svaki put kad se molekula promijeni iz jednog takvog stanja u drugo, određena količina energije se ili apsorbira ili emitira, često kao radio valovi na vrlo specifičnim valnim duljinama. Svaka molekula ima jedinstveni uzorak valnih duljina koje emitira ili apsorbira, a taj uzorak služi kao kontrolni "otisak prsta" koji identificira molekulu.

Znanstvenici pojedinačne valne duljine u takvom uzorku nazivaju spektralnim linijama, zbog njihove pojave na crtežima. Određena kemikalija može proizvesti brojne spektralne linije. Točna valna duljina svake linije može se izmjeriti, ali taj je postupak prilično naporan i izazovan. Međutim, bez takvih mjerenja bilo je teško identificirati mnoge crte viđene u astronomskim promatranjima. Poteškoću dodaje činjenica da se uzorak linija određene molekule mijenja s njenom temperaturom.

Proboj je uslijed nove tehnologije koja omogućava znanstvenicima da odjednom prikupe i analiziraju širok raspon valnih duljina, kako s ALMA-om, tako i u laboratoriju.

"Sada možemo uzeti uzorak kemikalije, testirati je u laboratoriju i dobiti grafikon svih njezinih karakterističnih linija u velikom rasponu valnih duljina. Odjednom dobivamo cijelu sliku", rekao je Frank DeLucia sa Sveučilišta Ohio (OSU). "Tada možemo modelirati karakteristike svih linija kemikalije na različitim temperaturama", dodao je.

Naoružani novim laboratorijskim podacima OSU-a za nekoliko sumnjivih molekula, znanstvenici su zatim uspoređivali uzorke s onima dobivenima promatranjem zvjezdastog područja s ALMA-om.

"Poklapanje je bilo nevjerojatno", rekla je Sarah Fortman, također iz OSU-a. "Spektralne linije koje su godinama bile neidentificirane iznenada su se podudarale s našim laboratorijskim podacima, potvrdile postojanje specifičnih molekula i dale nam novi alat za napad na složene spektre iz regija u našoj Galaksiji", dodala je. Prva ispitivanja provedena su s etil cijanidom (CH3CH2CN) jer je njegovo postojanje u svemiru već bilo dobro utvrđeno i stoga je pružilo savršen test za ovu novu metodu analize.

"U prošlosti je bilo toliko neidentificiranih linija da smo ih nazivali" korovom ", a samo su zbunjivali našu analizu. Sada su ti" korovi "dragocjeni tragovi koji nam mogu reći ne samo koje su kemikalije prisutne u tim kozmičkim oblacima plina, ali također može dati važne informacije o uvjetima u tim oblacima ", rekao je DeLucia.

"Ovo je novo doba u astrokemiji," rekla je Suzanna Randall iz sjedišta ESO-a u Garchingu u Njemačkoj. "Ove nove tehnike revolucionirat će naše razumijevanje fascinantnih vrtića u kojima se rađaju nove zvijezde i planeti."

Nove tehnike, istaknuo je Remijan, također se mogu prilagoditi drugim teleskopima, uključujući divovski teleskop Green Bank Nacionalne zaklade za zaštitu u zapadnoj Virginiji i laboratorijske objekte poput onih na Sveučilištu Virginia. "Ovo će promijeniti način na koji astrokemičari posluju", rekao je Remijan.

Randall, Remijan, Fortman, Wilson i DeLucia surađivali su s Jamesom McMillanom i Christopherom Neeseom sa Sveučilišta Ohio. Znanstvenici objavljuju svoje rezultate istraživanja u Časopis za molekularnu spektroskopiju.

ALMA, međunarodno astronomsko postrojenje, partner je Europe, Sjeverne Amerike i Istočne Azije u suradnji s Republikom Čile. Izgradnju i operacije ALMA-e u ime Europe vodi ESO, u ime Sjeverne Amerike Nacionalni opservatorij za astronomiju (NRAO), a u ime istočne Azije Nacionalni astronomski opservatorij Japana (NAOJ). Zajednički opservatorij ALMA (JAO) pruža jedinstveno vođenje i upravljanje izgradnjom, puštanjem u pogon i radom ALMA-e.

Nacionalni opservatorij za radio astronomiju objekt je Nacionalne zaklade za znanost koji djeluje u skladu s ugovorom o suradnji udruženih sveučilišta, Inc.
Autorska prava & # 169 2009 Pridružena sveučilišta, Inc.