Astronomía

¿Por qué Gaia usa solo líneas NIR de calcio para mediciones de velocidad radial estelar?

¿Por qué Gaia usa solo líneas NIR de calcio para mediciones de velocidad radial estelar?


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Estaba leyendo este artículo general sobre la nave espacial Gaia y vi la siguiente declaración:

Estos espectros proporcionan información de velocidad radial que se utiliza para estudiar la evolución cinemática y dinámica de la Vía Láctea. Las velocidades radiales se derivan de tres líneas de calcio aisladas a 849,8, 854,2 y 855,2 nm. Otras líneas en el rango de 847 a 874 nm pueden proporcionar datos sobre la composición de las estrellas, la gravedad de la superficie y la abundancia de metales.

Nota: como se señala en los comentarios a continuación, la tercera línea está en 866,2 nm, no 855,2 nm - se sugiere que es un error tipográfico - el número '855' también aparece en esta página de la ESA.

La espectroscopia de alta resolución sólo parece operar entre 847 y 874 nm, y se utilizan "tres líneas de calcio aisladas" para medir la velocidad radial.

¿Todas las estrellas tienen suficiente calcio en su atmósfera para producir características lo suficientemente fuertes como para medir la velocidad radial con tanta precisión? Había pensado que hay algunas poblaciones estelares que tienen muy poco además de hidrógeno y helio en su atmósfera.

¿Son siempre líneas de emisión o líneas de absorción, o habrá algunas estrellas con una y otras con la otra? ¿Qué fracción de estrellas simplemente no tendrá cantidades significativas de calcio?

sobre: Espectrómetro de velocidad radial de Gaia desde aquí, crédito: ESA.

sobre: El sistema de imágenes de Gaia, incluidos los espejos 4, 5 y 6, prismas, rejillas de difracción y matriz CCD, desde aquí, crédito: EADS Astrium.

sobre: Módulo óptico de Gaia, que incluye espectrómetro de velocidad radial (rejillas) y un corrector de campo focal, desde aquí, crédito: SAS Astrium.


La ESA lo dice con bastante claridad (aunque su cifra de 855,2 nm es incorrecta; debería ser 866,2 nm):

El rango de longitud de onda RVS, 847-874 nm, ha sido seleccionado para coincidir con los picos de distribución de energía de las estrellas de tipo G y K, que son los objetivos RVS más abundantes. Para estas estrellas de tipo tardío, el intervalo de longitud de onda RVS muestra, además de numerosas líneas débiles debido principalmente a Fe, Si y Mg, tres líneas de calcio ionizado fuerte (alrededor de 849,8, 854,2 y 855,2 nm).

Usando la ley de Wien, podemos ver que las estrellas con estas como longitudes de onda máximas en este intervalo corresponden a temperaturas efectivas en el rango de 3000-3500 K: $$ T = frac {b} { lambda _ { text {max}}} $$ $$ begin {array} {| c | c |} hline text {Longitud de onda (nm)} & text {Temperatura (K)} hline 847 & 3431 hline 849.8 & 3409 hline 854.2 & 3392 hline 866.2 & 3345 hline 874 & 3315 hline end {array} $$ En realidad, la mayoría de las estrellas que estudia Gaia tienen las emisiones más intensas a temperaturas efectivas más altas. que esto; estos picos corresponden a estrellas calientes de tipo M, no a estrellas de tipo K o G. El Sol, por ejemplo, tiene una temperatura efectiva de aproximadamente 5800 K, y muchas estrellas de tipo K tienen temperaturas efectivas de alrededor de 4000 K. Sin embargo, las estrellas objetivo aún garantizan emisiones intensas en las partes relevantes del espectro y, por lo tanto, líneas de calcio notables. .


El triplete de Ca en el infrarrojo cercano tiene una resonancia extremadamente fuerte absorción líneas. Son, con mucho, las características más fuertes en el espectro infrarrojo cercano de enanas y gigantes frías de tipo G, K, M, que serán la mayoría de las estrellas observadas por Gaia RVS. Las líneas del triplete de Ca son tan fuertes que incluso en estrellas de halo de baja metalicidad, que tienen poco Ca en sus fotosferas, estas líneas son todavía lo suficientemente fuerte para medir velocidades radiales.

Las líneas son mucho más débiles y más anchas para las estrellas O, B y A más calientes, y medir las velocidades radiales de estas será difícil y mucho menos precisa.

Puede echar un vistazo a un atlas de la región del triplete de Gaia Ca para estrellas de diferentes tipos espectrales en la Figura 2 de Munari et al. (2001). http://cds.cern.ch/record/531022/files/0109057.pdf

También debo agregar que estas tres líneas son no las únicas características utilizadas para determinar las velocidades, son solo las características más fuertes en los espectros de la mayoría de las estrellas.


Según Cropper y Katz 2011 parte 2.2, el grupo de trabajo RVS consideró otras bandas, pero la banda de ~ 850 nm no se ve relativamente afectada por la absorción en la atmósfera de la Tierra, lo que facilita la preparación y el seguimiento en tierra. Además del fuerte triplete de Ca II, esta banda es rica en líneas que permiten el estudio de cantidades astrofísicas distintas de la velocidad radial, lo que aumenta el rendimiento científico de la inversión en espectrómetro.

Para las estrellas de tipo B y más calientes, una pequeña minoría de la población, esperan obtener la velocidad radial de la serie de hidrógeno de Paschen, que explica los valles anchos a 854,3, 859,6 y 866,3 nm en la parte superior de la figura 2 de Munari 2001.


Rigel

Rigel, designado β Orionis (Latinizado a Beta Orionis, abreviado Beta Ori, β Ori), es una estrella supergigante azul en la constelación de Orión, aproximadamente a 860 años luz (260 pc) de la Tierra. Rigel es el componente más brillante y masivo, y el epónimo, de un sistema estelar de al menos cuatro estrellas que aparecen como un solo punto de luz azul-blanco a simple vista. Rigel, una estrella de tipo espectral B8Ia, se calcula que es entre 61.500 y 363.000 veces más luminosa que el Sol y de 18 a 24 veces más masiva, según el método y los supuestos utilizados. Su radio es más de setenta veces el del Sol y su temperatura superficial es de 12.100 K. Debido a su viento estelar, se estima que la pérdida de masa de Rigel es diez millones de veces mayor que la del Sol. Con una edad estimada de siete a nueve millones de años, Rigel ha agotado su núcleo de combustible de hidrógeno, se ha expandido y enfriado para convertirse en una supergigante. Se espera que termine su vida como una supernova de tipo II, dejando una estrella de neutrones o un agujero negro como remanente final, dependiendo de la masa inicial de la estrella.

Rigel varía ligeramente en brillo, su magnitud aparente varía de 0.05 a 0.18. Se clasifica como una variable Alpha Cygni debido a la amplitud y periodicidad de su variación de brillo, así como a su tipo espectral. Su variabilidad intrínseca es causada por pulsaciones en su atmósfera inestable. Rigel es generalmente la séptima estrella más brillante del cielo nocturno y la estrella más brillante de Orión, aunque en ocasiones es eclipsada por Betelgeuse, que varía en un rango más amplio.

Un sistema de estrella triple está separado de Rigel por 9.5 segundos de arco. Tiene una magnitud aparente de 6,7, lo que la convierte en una 400ava parte del brillo de Rigel. Dos estrellas del sistema pueden verse con grandes telescopios, y la más brillante de las dos es una binaria espectroscópica. Estas tres estrellas son todas estrellas de secuencia principal azul-blancas, cada una de tres a cuatro veces más masiva que el Sol. Rigel y el sistema triple orbitan un centro de gravedad común con un período estimado de 24.000 años. Las estrellas internas del sistema triple se orbitan entre sí cada 10 días, y la estrella externa orbita al par interno cada 63 años. Una estrella mucho más débil, separada de Rigel y las demás por casi un minuto de arco, puede ser parte del mismo sistema estelar.


Contenido

La espectroscopia astronómica se utiliza para medir tres bandas principales de radiación: espectro visible, radio y rayos X. Si bien toda la espectroscopía mira áreas específicas del espectro, se requieren diferentes métodos para adquirir la señal dependiendo de la frecuencia. Ozono (O3) y oxígeno molecular (O2) absorben luz con longitudes de onda inferiores a 300 & # 160 nm, lo que significa que la espectroscopia de rayos X y ultravioleta requiere el uso de un telescopio satelital o detectores montados en cohetes. [1]: 27 Las señales de radio tienen longitudes de onda mucho más largas que las señales ópticas y requieren el uso de antenas o platos de radio. La luz infrarroja es absorbida por el agua atmosférica y el dióxido de carbono, por lo que si bien el equipo es similar al que se usa en la espectroscopia óptica, se requieren satélites para registrar gran parte del espectro infrarrojo. [2]

Espectroscopía óptica

Los físicos han estado observando el espectro solar desde que Isaac Newton usó por primera vez un prisma simple para observar las propiedades refractivas de la luz. [3] A principios del siglo XIX, Joseph von Fraunhofer utilizó sus habilidades como fabricante de vidrio para crear prismas muy puros, lo que le permitió observar 574 líneas oscuras en un espectro aparentemente continuo. [4] Poco después de que combinó telescopio y prisma para observar el espectro de Venus, la Luna, Marte y varias estrellas como Betelgeuse, su empresa continuó fabricando y vendiendo telescopios refractores de alta calidad basados ​​en sus diseños originales hasta su cierre en 1884. . [5]: 28-29

La resolución de un prisma está limitada por su tamaño, un prisma más grande proporcionará un espectro más detallado, pero el aumento de masa lo hace inadecuado para trabajos muy detallados. [6] Este problema se resolvió a principios del siglo XX con el desarrollo de rejillas de reflexión de alta calidad por parte de J.S. Plaskett en el Dominion Observatory en Ottawa, Canadá. [5]: 11 La luz que golpea un espejo se reflejará en el mismo ángulo, sin embargo, una pequeña parte de la luz se refractará en un ángulo diferente, esto depende de los índices de refracción de los materiales y la longitud de onda de la luz. [7] Al crear una rejilla "resplandeciente" que utiliza una gran cantidad de espejos paralelos, la pequeña porción de luz se puede enfocar y visualizar. Estos nuevos espectroscopios eran más detallados que un prisma, requerían menos luz y podían enfocarse en una región específica del espectro inclinando la rejilla. [6]

La limitación de una rejilla resplandeciente es el ancho de los espejos, que solo se puede rectificar una cantidad finita antes de que se pierda el enfoque, el máximo es de alrededor de 1000 líneas / mm. Para superar esta limitación se desarrollaron rejillas holográficas. Las rejillas holográficas de fase volumétrica utilizan una fina película de gelatina dicromatada sobre una superficie de vidrio, que posteriormente se expone a un patrón de ondas creado por un interferómetro. Este patrón de onda establece un patrón de reflexión similar a las rejillas flameadas pero utilizando la difracción de Bragg, un proceso en el que el ángulo de reflexión depende de la disposición de los átomos en la gelatina. Las rejillas holográficas pueden tener hasta 6000 líneas / mm y pueden ser hasta dos veces más eficientes en la recolección de luz que las rejillas resplandecientes. Debido a que están selladas entre dos hojas de vidrio, las rejillas holográficas son muy versátiles y pueden durar décadas antes de necesitar reemplazo. [8]

Espectroscopia de radio

La radioastronomía se fundó con el trabajo de Karl Jansky a principios de la década de 1930, mientras trabajaba para Bell Labs. Construyó una antena de radio para buscar posibles fuentes de interferencia para transmisiones de radio transatlánticas. Una de las fuentes de ruido descubiertas no procedía de la Tierra, sino del centro de la Vía Láctea, en la constelación de Sagitario. [9] En 1942, JS Hey capturó la radiofrecuencia del sol utilizando receptores de radar militares. [1]: 26

La interferometría de radio fue pionera en 1946, cuando Joseph Lade Pawsey, Ruby Payne-Scott y Lindsay McCready utilizaron una sola antena en la cima de un acantilado para observar la radiación solar de 200 & # 160MHz. Dos rayos incidentes, uno directamente del sol y otro reflejado desde la superficie del mar, generaron la interferencia necesaria. [10] El primer interferómetro multirreceptor fue construido en el mismo año por Martin Ryle y Vonberg. [11] [12] En 1960, Ryle y Antony Hewish publicaron la técnica de síntesis de apertura para analizar los datos del interferómetro. [13] El proceso de síntesis de apertura, que implica la autocorrelación y la transformación discreta de Fourier de la señal entrante, recupera la variación de flujo tanto espacial como de frecuencia. [14] El resultado es una imagen 3D cuyo tercer eje es la frecuencia. Por este trabajo, Ryle y Hewish fueron galardonados conjuntamente con el Premio Nobel de Física de 1974. [15]

Espectroscopia de rayos x


Nomine a un científico digno para un premio

[Actualizado para reflejar el nuevo proceso de nominación, que ya no permite cartas de nominación].

En octubre de 1978, el primer ministro israelí Menachem Begin y el presidente egipcio Anwar Sadat fueron galardonados con el Premio Nobel de la Paz por su trabajo sólo un mes antes de forjar y firmar los acuerdos de Camp David que llevaron al Tratado de Paz Egipto-Israel de 1979. Los acuerdos fueron iniciados y negociados por el presidente Jimmy Carter.

El Nobel puede dividirse en tres partes, y muchos notaron la evidente omisión: ¿por qué el Comité del Nobel no consideró apropiado incluir al presidente Carter en el premio? ¿Fue este algún tipo de mensaje? ¿Un desaire?

La respuesta fue mucho más simple que eso: Carter simplemente no había sido nominado, y usted no puede ganar si no está nominado. Carter, por supuesto, ganaría más tarde el Premio Nobel de la Paz 2002 por toda una vida de logros, pero fue ampliamente visto como un premio correctivo, (algo así como Peter O & # 8217Toole & # 8217s Honorary Oscar o Denzel Washington & # 8217s Best Actor en 2001). De hecho, el Comité Nobel prácticamente lo admitió en su cita.

Algunos departamentos de astronomía / física son muy buenos para nominar a sus profesores destacados para los premios AAS, pero otros no. Como resultado, el grupo de nominaciones no refleja con precisión los talentos de los astrónomos elegibles.

La AAS ha abordado esto hasta cierto punto al permitir auto nominaciones para todos los premios, pero, por supuesto, algunos astrónomos no se sienten cómodos nominándose a sí mismos. Así que depende del resto de nosotros encontrar a esos gigantes olvidados durante mucho tiempo en el campo, las estrellas en ascenso en las instituciones que no nominan agresivamente, y los silenciosos pero profundos cambiadores de campo que no hacen olas, y Consígales el reconocimiento que se merecen.

Mirando a los ganadores anteriores de muchos de los premios (incluidos algunos premios recientes & # 8220 ¿qué les llevó tanto tiempo? & # 8221), muchos de los premios que se han pasado por alto son mujeres blancas y personas de color. Algo de esto podría ser un sesgo inconsciente por parte de los comités de premios, pero parte de esto seguramente es el grupo de nominaciones. Al igual que el Comité del Nobel dejando fuera a Carter, un comité tiene que otorgar el premio a un hombre blanco si solo se nomina a hombres blancos.

Pero conseguir que alguien sea nominado no es tan simple como enviar un correo electrónico a la secretaria de la AAS. Es mucho trabajo duro. He hecho tres nominaciones al premio AAS con éxito (¡de cuatro!), Así que creo que mi estrategia funciona bastante bien. Esto es lo que tienes que hacer:

    . Vea quién los ganó. Piense en las personas que se han pasado por alto. ¿Cuáles son los aspectos más importantes de la astronomía? ¿De un campo en particular? ¿De los últimos x años? Adivina quién debería estar en cada lista de premios y mira si están allí.
  1. Realmente indague sobre la historia y el currículum del nominado, descubra anécdotas, hable con los exalumnos del nominado y # 8217. Elija los mejores artículos para destacar en el paquete de cartas y nominaciones.
  2. Marque la lista de verificación de nominación de premios y revísela tres veces sobre la marcha. Deberá encontrar el CV y ​​la bibliografía del nominado.
  3. Obtenga cartas sobresalientes.
    • Piense en quién debería escribir las cartas de apoyo:
      • Obtenga información de personas en el campo.
      • Considere quiénes son las personas con más alto índice h, premiadas, distinguidas y de mayor rango que pueda en el campo de los nominados.
      • Mire a los ganadores anteriores del premio en busca de ideas.
      • Mire la composición del comité de premios: no puede ser uno de ellos, pero podría ser gente a la que sabe que respetan.
    • Pregunte a los redactores de sus cartas si estarían dispuestos a escribir una carta de apoyo excepcional para su nominado.
    • Dé a sus redactores de cartas algunos parámetros para las letras:
      • Examine el lenguaje del premio y pida a los escritores que lo usen como marco para sus cartas.
      • Asegúrese de marcar todos los elementos necesarios para el premio.
      • Utilice evidencia para cada punto.
      • Sea enfático. Encuentre los aspectos más superlativos del trabajo de los nominados y enfatícelos.
    • Recuerde a los escritores de cartas la fecha límite en intervalos geométricamente más cortos a medida que se acerca la fecha límite. Al igual que la flecha de Zeno, si les recuerda a mitad de camino entre el último recordatorio y la fecha límite, nunca podrán perder la fecha límite porque estarán demasiado ocupados leyendo la cantidad infinita de correos electrónicos que recibirán de usted en el ínterin.
    • Encuentra miembros de su departamento que puedan ayudarte a molestar.
  4. Comenzar temprano. La fecha límite para la mayoría de los premios es el 30 de junio. Si comienza con meses de anticipación, no terminará con letras descuidadas en la fecha límite. Si quieres nominar este año, tendrás que empezar a trabajar ahora.

En este escenario, el período o la duración para completar un ciclo es de 687 días (en la Tierra). Esto se debe a que 687 días es el tiempo que tarda Marte en completar un sencillo.

NGC 584 y NGC 596 se encuentran entre varias agrupaciones de galaxias finas en Cetus. Cetus, el monstruo marino, es una de las constelaciones más grandes por área. La cabeza es definida.

El cinturón de Kuiper reside más allá de la órbita de Neptuno y está lleno de millones de pequeños cuerpos helados que se cree que quedaron de la formación.

Venus es tan brillante que puedes verlo durante el día que a veces parece una estrella brillante en el cielo de la mañana o del atardecer. La causa de esto es que Ven.

La primera ley es que todo orbita el sol, todos los planetas orbitan en la eclíptica del sol, lo que aclara muchos de los problemas con el modelo tycho i.

Una observación de este modelo en particular fueron las estrellas, el sol, la luna y los planetas que daban vueltas alrededor de la tierra una vez al día. En el siglo VI a. C. surgió Anaximandro.

Durante la formación de la Tierra, el cuerpo celeste chocó con la Tierra, lo que provocó que los escombros volaran a la órbita, que luego lentamente se unieron y formaron.

La P identifica cometas de período corto con una órbita bien establecida alrededor del sol y que tardan menos de 200 años en completar una revolución solar. El entumecimiento.

Saturno Por: Natalie James Saturno es uno de los planetas más alejados del sol, siendo el sexto. Después de ser descubierto por primera vez en 1610 por Galileo Galilei, Saturno w.

El punto superior de la secuencia principal, que es el más densamente poblado de estrellas, donde parecen comenzar las gigantes rojas, se llama el punto de desvío exacto.


PHYS - 1301 Examen 3

- El tamaño angular de las estrellas es menor que el límite de difracción de incluso grandes telescopios individuales.

- Observación con un telescopio espacial sobre la atmósfera terrestre.

- Las líneas de absorción permiten a los astrónomos saber la composición de una estrella.

- muestra efectos que dependen de la temperatura de la superficie del objeto

Una estrella: líneas de hidrógeno muy fuertes

Estrellas K y M: líneas moleculares

- Las estrellas binarias orbitan entre sí alrededor de su centro de masa común.

- Los astrónomos usan estrellas binarias para calcular las masas de estrellas.

Estrella binaria: dos estrellas orbitando entre sí.

Binario eclipsante: sistema binario visto de borde desde la Tierra

Binario espectroscópico: binario en el que las estrellas no se pueden ver por separado, pero las mediciones espectrales muestran dos desplazamientos Doppler.

el desplazamiento Doppler de las estrellas

Luminosidad: se traza en el eje Y (Y)

Aumenta hacia la parte inferior izquierda (LL): Temperatura

relativamente genial para las estrellas

Una onda de presión de una supernova cercana

A menudo escondido en nubes de polvo.

Protostar: una estrella joven que brilla principalmente en el infrarrojo.

Deuterio: un átomo de hidrógeno que contiene un neutrón y un protón en el núcleo.


2 CONSIDERACIONES TEÓRICAS

A continuación presentamos modelos en los que las poblaciones estelares con diferente cinemática inicial en el plano, pero distribución de densidad idéntica, se separan a medida que la barra se forma y crece. Nos referimos a este comportamiento como fraccionamiento cinemático, en analogía con el fraccionamiento químico producido por transiciones de fase. El resultado clave de estas simulaciones es que las poblaciones con un movimiento aleatorio en el plano inicial más grande se vuelven más gruesas y menos en forma de maní, y albergan barras más débiles.

Esta separación de diferentes poblaciones cinemáticas no termina en la inestabilidad de pandeo. Las barras transfieren el momento angular al halo que se ralentiza en el proceso (Weinberg 1985 Debattista & amp Sellwood 1998, 2000 Athanassoula 2002 O'Neill & amp Dubinski 2003). Con Ωpag decreciente y σR en aumento, el lado derecho de la ecuación (1) cae, lo que permite que más estrellas respondan en fase con más perturbaciones. Mientras la barra se desacelera, por lo tanto, el disco continuará engrosándose a diferentes velocidades para diferentes poblaciones de dispersión radial, lo que permitirá que la separación de poblaciones persista en la evolución posterior. Como ejemplos de este comportamiento, Martinez-Valpuesta, Shlosman & amp Heller (2006) encontraron que las barras ralentizadas que ya se habían doblado pueden volver a doblar, mientras que Debattista et al. (2006) pudo inducir el pandeo en una barra que de otro modo sería estable reduciéndola con un par impuesto impulsivamente.


¿Cuál es el agujero negro más cercano al Sol? ☆

Examinamos la distancia de los dos microcuásares galácticos GRO J1655–40 y A 0620–00 que son potencialmente los dos agujeros negros más cercanos al Sol. Nuestro objetivo es proporcionar una imagen lo más amplia y completa posible del problema de medir la distancia de los microcuásares en nuestra galaxia. El propósito de este trabajo es revisar de manera justa y crítica con gran detalle cada método de distancia utilizado para estos dos microcuásares con el fin de mostrar que las distancias de probablemente todos los microcuásares de nuestra Galaxia son mucho más inciertas de lo que se admite actualmente. Además, mostramos que muchas confirmaciones de resultados cuantitativos a menudo están enredadas y se basan en mediciones muy inciertas. También presentamos una nueva determinación de la distancia máxima de GRO J1655–40 usando estrellas gigantes rojas agrupadas, y mostramos que confirma nuestro resultado anterior de una distancia menor a 2 kpc en lugar de 3.2 kpc. Debido a que, entonces es más probable que GRO J1655–40 pueda originarse en el cúmulo estelar NGC 6242, ubicado a 1.0 kpc, revisamos las estimaciones de distancia de A 0620–00, que es hasta ahora el agujero negro más cercano con una distancia promedio de aproximadamente 1,0 kpc. Mostramos que los métodos de distancia utilizados para A 0620–00 también son problemáticos. Finalmente, presentamos un nuevo análisis de datos de archivo espectroscópicos y astrométricos en este microcuásar, y aplicamos el método de distancia máxima de Foellmi et al. [Foellmi, C., Depagne, E., Dall, T.H., Mirabel, I.F., 2006b. A & ampA 457, 249]. Parece que A 0620–00 podría estar incluso más cerca del Sol de lo que se estima actualmente y, en consecuencia, sería el agujero negro conocido más cercano al Sol.


Pourquoi Gaia utiliza-t-il uniquement des raies NIR calciques pour les mesures de vitesse radiale stellaire?

Je lisais cet article sur le vaisseau espacial Gaia et j'ai vu la déclaration suivante:

Ces specters fournissent des informations sur la vitesse radiale qui sont utilisées pour étudier l'évolution cinématique et dynamique de la Voie lactée. Les vitesses radiales sont dérivées de trois lignes de calcio isolées à 849,8, 854,2 et 855,2 nm. D'autres raies dans la gamme de 847 à 874 nm peuvent fournir des données sur la composición des étoiles, la gravité de la surface et l'abondance des métaux.

Remarque: comme indiqué dans les commentaires ci-dessous, la troisième ligne est à 866,2 nm y no 855,2 nm - il s'agit d'une faute de frappe - le numéro «855» apparaît également sur cette page de l'ESA.

La spectroscopie haute résolution ne semble fonctionner qu'entre 847 et 874 nm et "trois lignes de calcio isolées" sont utilisées pour mesurer la vitesse radiale.

Toutes les étoiles ont-elles suffisamment de calcio dans leur atmosphère pour produire des caractéristiques suffisamment fortes pour mesurer la vitesse radiale avec une telle précision? J'avais pensé qu'il y a des poblaciones stellaires qui ont très peu en plus de l'hydrogène et de l'hélium dans leur atmosphère.

S'agit-il toujours de raies d'émission ou d'absorption, ou y aura-t-il des étoiles avec l'une et l'autre? ¿Quelle fraccion d'étoiles n'aura tout simplement pas de quantités importantes de calcio?

ci-dessus: Spectromètre de vitesse radiale de Gaia d 'ici, crédito: ESA.

ci-dessus: le système d'imagerie de Gaia, y comprende les miroirs 4, 5 y 6, les prismes, les réseaux de diffraction y le réseau CCD, d 'ici, crédito: EADS Astrium.

ci-dessus: el módulo óptico de Gaia, y comprende el espectrómetro de vitesse de Ravial (réseaux) y el corrector de campeón afocal, d 'ici, crédito: SAS Astrium.


Teoría y Observación

Continuamos nuestra serie de extractos (y discusión) del destacado documento de encuesta de George F. R. Ellis, Problemas en la filosofía de la cosmología.

Tesis F1: Las elecciones filosóficas son necesariamente la base de la teoría cosmológica.
Algunos cosmólogos tienden a ignorar las opciones filosóficas que subyacen a sus teorías, pero los puntos de vista filosóficos simplistas o no examinados siguen siendo puntos de vista filosóficos.

La cosmología, y de hecho toda la investigación humana, se basa en (al menos) dos no comprobados (aunque ciertamente razonable) supuestos:

  1. El Universo existe.
  2. La mente humana es al menos hasta cierto punto capaz de percibir y comprender el Universo.

Cualquier teoría cosmológica tendrá supuestos fundamentales adicionales no comprobados. Estos se llaman axiomas. Ellis nos advierte que al menos seamos conscientes de ellos y que los admitamos.

8.1 Criterios para las teorías
En cuanto a los criterios para una buena teoría científica, típicos serían las siguientes cuatro áreas de evaluación: (1) Estructura satisfactoria: (a) consistencia interna, (B) simplicidad (navaja Ockham & # 8217s), y (C) atractivo estético (& # 8216beauty & # 8217 o & # 8216elegance & # 8217) (2) Poder explicativo intrínseco: (a) rigidez lógica, (B) alcance de la teoría: la capacidad de unificar fenómenos que de otro modo serían separados, y (C) probabilidad de la teoría o modelo con respecto a alguna medida bien definida (3) Poder explicativo extrínseco o parentesco: (a) conexión con el resto de la ciencia, (B) capacidad de ampliación: proporciona una base para un mayor desarrollo (4) Apoyo observacional y experimental, en términos de (a) testabilidad: la capacidad de hacer predicaciones tanto cuantitativas como cualitativas que pueden ser probadas y (B) Confirmación: la medida en que la teoría está respaldada por las pruebas que se han realizado.

Como puede ver, una teoría es no una opinión. Debe estar bien respaldado por hechos. Debe ser coherente internamente. Debe tener poder explicativo. El físico ruso A. I. Kitaĭgorodskiĭ (1914-1985) lo expresó de manera sucinta: & # 8220 Una teoría de primer orden predice que una teoría de segundo orden prohíbe, y un
La teoría de tercera categoría explica después del evento. La relatividad especial y general de Einstein son ejemplos espectaculares de teorías de primera categoría. En más de 100 años de experimentos y observaciones cada vez más rigurosos y sofisticados, nunca se ha demostrado que la relatividad sea incorrecta.

Ellis enfatiza la importancia del apoyo observacional y experimental en cualquier teoría científica.

Es particularmente esta última la que caracteriza a una teoría científica, en contraste con otros tipos de teorías que pretenden explicar las características del universo y por qué las cosas suceden como suceden. se debe notar que Estos criterios son de naturaleza filosófica en el sentido de que ningún experimento puede probar que sean correctos.. Más bien, su elección se basa en la experiencia pasada combinada con la reflexión filosófica. Se podría intentar formular criterios para buenos criterios para las teorías científicas, pero, por supuesto, estos también deberían estar filosóficamente justificados. La empresa terminará en una regresión infinita a menos que se termine en algún momento mediante la simple aceptación de un conjunto específico de criterios.

Por tanto, incluso nuestros criterios sobre lo que constituye una buena teoría científica se basan en axiomas que no pueden probarse. Pero a diferencia de la religión, las teorías científicas nunca postulan la existencia de ningún sobrenatural entidad.

Tesis F3: Inevitablemente surgirán conflictos al aplicar criterios para teorías cosmológicas satisfactorias.
El impulso de gran parte del desarrollo reciente se ha alejado de las pruebas de observación hacia propuestas fuertemente basadas en la teoría, de hecho, a veces casi descartando las pruebas de observación. En la actualidad, esto se está corrigiendo con un saludable paso al análisis observacional detallado de las consecuencias de las teorías propuestas, lo que marca una madurez del tema. Sin embargo, debido a todas las limitaciones en términos de observaciones y pruebas, en el contexto cosmológico todavía tenemos que depender en gran medida de otros criterios, y algunos criterios que son importantes en la mayor parte de la ciencia pueden no tener sentido.

¿Teoria de las cuerdas? ¿Inflación cósmica? Multiverso? Si una teoría actualmente no es comprobable ni está respaldada directamente por observaciones, ¿es ciencia o algo más?