Astronomía

¿Los tipos subespectrales (1,… 9) se basan en la temperatura o en las líneas espectrales?

¿Los tipos subespectrales (1,… 9) se basan en la temperatura o en las líneas espectrales?


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El tipo espectral de estrellas tiene una clase OBAFGKM, junto con un número, de 0 a 9. Según Wikipedia, (muestra a continuación), cuanto menor es el número, más caliente y masiva es la estrella, pero las líneas de absorción no están incluidas. Luego, mirando la segunda imagen, podemos ver que diferentes tipos espectrales tienen diferentes líneas de absorción. Así que me pregunto si los tipos subespectrales (números) se basan en temperatura y / o masa o absorción / líneas espectrales?


Las clases espectrales (O, B, A, F, G, K, M) y sus 10 subtipos (0 a 9) fueron inicialmente entendido sólo como diferenciadores de tipo espectral. Annie Jump Cannon fue la creadora de este sistema. A través de su trabajo para / con Edward Pickering, terminó clasificando casi un tercio de un millón de estrellas durante unas pocas décadas. Ella (y muchos otros) no se dieron cuenta de que en realidad se trataba de una escala de temperatura: las clasificaciones se basaban en las líneas espectrales que Cannon observó y clasificó en categorías. No fue hasta el trabajo de Cecilia Payne y, más notablemente, su tesis doctoral, que nadie se dio cuenta de que el sistema OBAFGKM (y las subclases con las que venía) era en realidad una escala de temperatura.

El trabajo de Payne mostró que la diferencia en el tipo espectral no se debió a diferentes cantidades de elementos, sino principalmente a la temperaturas de estrellas. Esto también llevó a la comprensión de que las estrellas estaban compuestas de mucho más helio e hidrógeno que otros elementos. Sin embargo, el profesor que revisó su tesis, Henry Russell, descartó sus hallazgos como imposibles, ya que en ese momento, las implicaciones iban en contra de gran parte del conocimiento contemporáneo. Después de unos años, Russell se dio cuenta de que Payne tenía razón, elogió su trabajo y le atribuyó el descubrimiento.

(Nota al margen: hay un episodio increíble de la serie de televisión Cosmos - el nuevo con Neil DeGrasse Tyson - llamado "Sisters of the Sun" que se sumerge bastante bien en esta historia. Si tiene tiempo, definitivamente lo recomendaría, es un gran reloj).


¿Los tipos subespectrales (1,… 9) se basan en la temperatura o en las líneas espectrales? - Astronomía

  1. Revisión de la estructura atómica
    • Niveles (órbitas) etiquetados por norte = 1,2,3.
    • Radio de Bohr de hidrógeno: r = 0.0529 nm norte^2
    • Niveles de energía de hidrógeno: E = -13,6 eV / norte^2
    • Longitudes de onda: 91,18 nm / L = 1 /norte_bajo ^ 2 - 1 /norte_up ^ 2
    • Ionización = eliminación de electrones
    • Ionización de hidrógeno a energía gt 13,6 eV (91,18 nm)
    • Ionización única de helio a 24,6 eV (50,4 nm)
    • Helio completamente ionizado a 54,4 eV (22,8 nm)
    • Puede caber 2norte^ 2 electrones en la capa del nivel norte
    • Diferenciar y etiquetar electrones por números cuánticosnorte (radial), l y metro (angular) y giro s
    • Puedes poner 2 electrones en cada orbital (norte,l, metro) siempre que tengan giros opuestos s=+/- 1/2
    • El número l etiqueta las órbitas de los electrones, o en qué parte de la capa se localiza el electrón:
      1. l= 0 es el orbital s, que contiene 2 electrones. Es igualmente probable que el electrón s se encuentre en cualquier ángulo de la capa.
      2. l= 1 es el orbital p, que contiene 6 electrones. Los electrones p se concentran en ambos extremos de 3 ejes perpendiculares.
      3. Los otros orbitales son d (l= 2), f (l= 3), etc.
      • Las cosas calientes se iluminan
      • Cuanto más caliente es, más brillante brilla
      • Lo más caliente es, cuanto más azul es el color que brilla
      • La temperatura mide la velocidad cuadrática media (energía cinética) de los átomos de una sustancia, que se mueven
      • La temperatura en astronomía se mide en grados Kelvin (K). Un cambio de 1 K es lo mismo que un cambio de 1 C. 0 K es cero absoluto (sin movimiento de átomos), 273 K = 0 C (el agua se congela), 373 K = 100 C (el agua hierve).
      • El espectro característico generado por un sólido, líquido o gas opaco caliente se denomina espectro de cuerpo negro térmico
      • El espectro del cuerpo negro alcanza un brillo máximo a una longitud de onda dada por 3x10 ^ 6 nm / T
      • La energía total emitida por un radiador de cuerpo negro a la temperatura T es proporcional a T ^ 4
      • La medida de energía radiada por unidad de tiempo es el Watt (W), con 1 W = 1 J / s.
      • Un sólido, líquido o gas denso (opaco) caliente producirá un espectro continuo -> radiación térmica de cuerpo negro
      • Un gas de baja densidad excitado por radiación o colisiones emitirá líneas espectrales -> espectro de líneas de emisión
      • Un gas más frío de baja densidad frente a una fuente continua caliente absorberá las líneas espectrales -> espectro de líneas de absorción
      • Puede clasificar por la temperatura superficial T
      • La longitud de onda del pico del continuo térmico puede dar un valor aproximado de temperatura.
      • Los tipos de líneas que se ven en el espectro son un mejor indicador de la temperatura.
      • Cada línea específica es más fuerte a una temperatura particular, de modo que la energía de transición es algo más alta que la energía cinética térmica media. Temperatura demasiado baja, no hay suficientes átomos en el nivel inferior de transición porque están en niveles inferiores. Temperatura demasiado alta, están en niveles más altos.
      • Puede ver especies ionizadas de átomos de múltiples electrones a las temperaturas adecuadas.
      • A las temperaturas más altas, el hidrógeno se ioniza y dominan las líneas de helio.
      • A las temperaturas más bajas, se pueden formar moléculas en las partes exteriores más frías y las líneas de absorción molecular dominan el espectro.
      • Para la mayoría de las estrellas de temperatura media, las líneas de hidrógeno de Balmer son la característica espectral más prominente.
      • Clases espectrales: O, B, A, F, G, K, M (decreciente de temperatura)
      • Cada clase espectral dividida en subclases 0-9
      • El Sol es de tipo espectral G2 (T = 5800 K)
      • Se pueden usar líneas para informarnos sobre la velocidad del gas que lo emitió.
      • Debido a que la luz es una onda y la velocidad de la luz es constante, el movimiento de la fuente de luz solo puede cambiar la longitud de onda.
      • Si una fuente se mueve hacia usted, verá una longitud de onda más corta.
      • Si una fuente se aleja de usted, verá una longitud de onda más larga.
      • Si una fuente se mueve perpendicularmente a usted, no verá ningún cambio en la longitud de onda.
      • El cambio fraccional en la longitud de onda es igual a la velocidad dividida por la velocidad de la luz (v / c), al menos para v mucho menos que c. Cuando v se convierte en una fracción significativa de c, es necesario utilizar la teoría de la relatividad de Einstein para hacerlo bien.
      • Si mide una línea que sabe que está en una cierta longitud de onda (como Lyman Alpha a 91.18 nm) en una longitud de onda ligeramente diferente, ¡puede deducir la velocidad de la fuente en relación con nosotros!
      • Este cambio inducido por la velocidad en la longitud de onda se llama Efecto Doppler.
      • El efecto Doppler es lo que hace que los silbidos de los trenes y las bocinas de los coches tengan un tono más alto al acercarse, y luego un tono más bajo cuando lo rebasan y se van.

      Es bien sabido que si calientas cosas, ¡brillará! Si enciende el quemador de su estufa eléctrica a un nivel alto, comienza a brillar en rojo. Una llama es brillante y las brasas encendidas brillan en rojo. Si alguna vez ha visto cómo se calienta hierro o acero en un horno, sabe que a medida que lo calienta a temperaturas cada vez más altas, se ilumina en rojo, amarillo, azulado, luego blanco caliente y, al mismo tiempo, más y más brillante.

      Obviamente, existe una conexión con la temperatura y la emisión de luz. Cuanto más caliente está algo, más brillante brilla y más "azul" es la luz que emite.

      La temperatura de un cuerpo es una medida de qué tan rápido se mueven los átomos y las moléculas que contiene. Una temperatura más alta significa una velocidad promedio más alta (en realidad, velocidad al cuadrado promedio). En física, la temperatura se mide usando una escala llamada escala Kelvin (K). Estos son los mismos grados en la escala centígrados o Celsius (C) (un cambio de 1 K = 1 C), pero medidos desde el cero absoluto (velocidad cero, 0 K = -273 C = -460 F) en lugar de la congelación de agua (0 Celsius = 273 Kelvin = 32 F). Por lo tanto, el agua hierve a 373 K (100 C = 212 F).

      Cuando discutimos los niveles de energía del hidrógeno, usamos el hecho de que la energía cinética de una partícula es proporcional al cuadrado de la velocidad:

      Si averigua cuál es la distribución de las energías cinéticas de los átomos en un gas a una temperatura T, encontrará una distribución que tiene un pico en una energía cinética característica, con pocos átomos a bajas energías (velocidades) y pocos átomos a altas energías. (velocidades). La energía cinética promedio (denotamos una cantidad promedio X por & lt X & gt):

      donde k es la constante de Boltzmann (k = 8,6 x 10 ^ -5 eV / K). En términos más útiles,

      Debido a que la fuerza eléctrica es transmitida por fotones, resulta que cada vez que se aplica una fuerza a un electrón, y se acelera, emitirá un fotón. El hecho de que los electrones en aceleración siempre emitan radiación es un factor importante en la asombro, y volveremos sobre él más de una vez. En este punto, es importante porque las colisiones entre átomos pueden hacer que los electrones en las capas externas se aceleren y, por lo tanto, emitan radiación. El espectro de esta radiación "térmica" depende de la distribución térmica de las velocidades y, por tanto, de las energías cinéticas de los átomos del material.

      Si un material es opaco, es decir, si casi todos los fotones emitidos por un átomo dentro de la materia serán absorbidos y reemitidos por otros átomos en la sustancia antes de escapar a través de la superficie, entonces la energía de la radiación llegará al equilibrio. con la energía de los movimientos térmicos de los electrones agitados.


      Propiedades espectrales de tipos de elementos de orden superior para simulación de remolinos grandes implícitos

      El uso de esquemas de alto nivel continúa aumentando, y los métodos actuales se vuelven más robustos y confiables. La resolución de flujos turbulentos complejos mediante la simulación de grandes remolinos (LES) y la simulación numérica directa (DNS) se puede calcular de manera más eficiente con métodos de alto orden como el enfoque de reconstrucción de flujo. Hacemos uso de la forma implícita de LES, conocida como ILES, en la que la disipación numérica del esquema espacial filtra pasivamente los modos de alta frecuencia y no se implementa explícitamente ningún modelo de turbulencia a escala de subcuadrícula. Por lo tanto, dado el comportamiento tridimensional inherente de los flujos turbulentos, es importante comprender las características espectrales de las discretizaciones espaciales en tres dimensiones. Las propiedades de dispersión y disipación de los tipos de elementos hexaedros, prismáticos y tetraédricos se comparan mediante el análisis de Von Neumann. Esta comparación se realiza por grado de libertad para evaluar su idoneidad para ILES en términos de costo computacional. Observamos relaciones de dispersión que muestran un comportamiento no uniforme para elementos tetraédricos y prismáticos. Además, la periodicidad de las relaciones de dispersión en una dimensión generalmente no se observa en configuraciones tridimensionales. Se presentan gráficos semilogarítmicos del error numérico. Observamos que la cantidad de disipación y dispersión numérica agregada por los elementos hexaédricos es la menor, seguida por los prismas y finalmente los tetraedros. Validamos nuestro análisis comparando los resultados obtenidos en dominios computacionales con un costo computacional comparable con los datos del DNS. Los elementos hexaédricos tienen la mejor concordancia con los datos de referencia, seguidos de los elementos prismáticos y finalmente tetraédricos, lo que es consistente con el análisis espectral.

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      Nombres de socios:

      Lea las dos figuras. ¿Lo has hecho así? & nbsp & nbsp & nbsp S / N & nbsp & nbsp & nbsp

        Miras a través de la lente de visualización en el extremo estrecho y apuntas con la apertura cuadrada (que en realidad tiene una apertura de hendidura en su interior) hacia la fuente que aparece como una línea blanca.

      En esta tarea, estudiamos el espectro de líneas producido por un gas diluido de sodio (Na) en una lámpara de vapor de sodio.

      Un espectro de líneas consiste en un conjunto discreto de líneas que son una especie de imágenes de la abertura de la rendija del espectroscopio.

        Usted mira a través de la lente de visualización en el extremo estrecho y apunta la abertura negra redonda a la fuente que aparece como una línea amarilla.

      Es posible que vea hasta 8 líneas espectrales atómicas, todas las cuales probablemente sean líneas múltiples sin resolver. Algunas de las líneas pueden ser bastante tenues.

      Tenga en cuenta si puede resolver el doblete amarillo de Na I (es decir, líneas de sodio (Na I) D). Puede que tenga que ajustar las mordazas de la apertura con el tornillo mencionado anteriormente.

      Lea las dos figuras. ¿Lo has hecho así? & nbsp & nbsp & nbsp S / N & nbsp & nbsp & nbsp

      Como espectro solar sintético simplificado (en representación de imagen) con las líneas de Fraunhofer se muestra en la siguiente figura (enlace local / enlace general: fraunhofer_lines.html).

      Las líneas Fraunhofer son las líneas de absorción solar más prominentes y fueron las primeras descubiertas.

      Como se descubrieron antes de que pudieran identificarse con átomos y moléculas, se designaron con letras. Las letras se han pegado.

      ¿Lo has leído? & nbsp & nbsp & nbsp S / N & nbsp & nbsp & nbsp

        Nota: Mizar es un caso complicado ya que consiste en una estrella doble con componentes "estrellas" Mizar A y Mizar B y cada componente "estrella" es un binario espectroscópico: Mizar A que consiste en Mizar Aa y Mizar Ab Mizar B que consiste en Mizar Ba y Mizar Bb. Mizar A es mucho más brillante que Mizar B y sus dos compañeras binarias son estrellas A2V con temperatura fotosférica T = 9000 (200) K.

        En el escritorio de su computadora, vaya VIREO / archivo / iniciar sesión e ingrese el nombre del líder de su grupo para el nombre del grupo.

      La VENTANA DE CLASIFICACIÓN tiene tres gráficos de intensidad versus longitud de onda con longitud de onda en angstroms (y Aring). Note 1 nm = 10 & Aring y el rango fiducial de la banda visible = 4000--7000 & Aring.

      Aparecerá una lista de estrellas estándar de la secuencia principal a la derecha de la VENTANA DE CLASIFICACIÓN.

      La lista es NO completo: NO se muestran todos los subtipos espectrales: normalmente solo los subtipos espectrales 0 y 5. Tendrá que interpolar lo mejor que pueda para clasificar los subtipos espectrales NO enumerados. Tal vez con algo de imaginación, sea posible la clasificación a los subtipos espectrales 1-3 y 6-9.

      La sprectra de la estrella estándar resaltada en la lista y la que está debajo se muestran, respectivamente, en los gráficos superior e inferior.

      Los espectros son espectros de líneas de absorción. Los valles son las absorciones en la representación de intensidad de un espectro.

      Desplácese por los espectros de estrellas estándar disponibles haciendo clic en el nombre de la estrella estándar: O estrella a M estrella.

      Cosas que puedes hacer con el VENTANA DE CLASIFICACIÓN (CW) y TABLA DE LÍNEAS ESPECTRALES (SLT):

      1. Haga clic izquierdo en una línea espectral en el SLT para crear / mover una línea roja vertical en los gráficos de la CW a la longitud de onda de la línea espectral. La línea espectral en el SLT se resalta en azul. Si hay un punto de mira en un gráfico, esta acción lo destruye.
      2. Haga doble clic izquierdo en la línea espectral en el SLT crea un cuadro de información sobre esa línea espectral. La información del cuadro de información se actualiza a información sobre las líneas espectrales recién seleccionadas y desaparece solo cuando se cierra explícitamente.
      3. Haga clic con el botón izquierdo en un punto de un gráfico para crear / mover una cruz en / hacia ese punto y colocar la línea roja vertical a través del punto. Una caja en el CW muestra la intensidad normalizada en el punto. La normalización es a 1 en el eje vertical de los gráficos (solo indicado por la marca de verificación más grande) a la que se normaliza la intensidad más alta en el espectro estelar mostrado (si hay uno). La línea espectral más cercana a la longitud de onda de la mira en el SLT se resalta en azul.

      Su espectro se mostrará en el gráfico del medio.

      Ir Archivo / Pantalla / Mostrar diferencia. El gráfico superior mostrará el espectro de estrellas estándar y el gráfico inferior muestra el espectro de diferencia: es decir, el espectro superior menos el espectro medio.

      Ahora desplácese hacia arriba y hacia abajo en la lista de estrellas estándar. Cuando la diferencia es lo más plana posible, a juzgar por el ojo, tiene el mejor ajuste de una estrella estándar a HD 124320.

      ¿Qué pasa si tienes dos ajustes igualmente buenos? ¿Deben ser para estrellas estándar adyacentes? Entonces HD 124320 debe estar entre esas dos estrellas estándar en tipo espectral

      De hecho, la HD 124320 se ajusta igualmente bien a la estrella A1 y la estrella A5. Entonces uno interpola para encontrar el subtipo. Parece que HD 124320 está un poco más cerca de A1 que A5, por lo que nuestra estimación es A2.

      Ingresamos A2 para HD 124320 en la Tabla: Tipos espectrales de mejor ajuste a continuación.

      En esta tarea, responderá preguntas sobre la estrella identificada en el catálogo que clasificó en la Tabla: Tipos espectrales de mejor ajuste en la Tarea 8. Recuerde que todas estas estrellas son estrellas de la secuencia principal.

      1. es más / menos luminoso? & nbsp & nbsp & nbsp ________________ / ________________ & nbsp & nbsp & nbsp
      2. tiene la temperatura superficial más alta / más baja? & nbsp & nbsp & nbsp ________________ / ________________ & nbsp & nbsp & nbsp
      3. tiene el radio más grande / más pequeño? & nbsp & nbsp & nbsp ________________ / ________________ & nbsp & nbsp & nbsp
      4. es más parecido al sol? INSINUACIÓN: Haga clic en Sol para encontrar la clasificación del Sol. & nbsp & nbsp & nbsp ________________ & nbsp & nbsp & nbsp

      Concierto A (frecuencia 440 Hz) es el estándar de afinación musical general para el tono musical. Digamos que tienes una cuerda vibrante de 1 metro que emite un sonido de concierto como fundamental. ¿Cuál es la velocidad de fase de las ondas vibratorias de la cuerda? Tenga en cuenta que debe dar un valor numérico y su unidad.

      INSINUACIÓN: Tendrá que haber leído la sección Estados cuantificados hasta este punto --- como debería haberlo hecho --- y tendrá que hacer un poco de álgebra en la fórmula de frecuencia en la figura anterior (enlace local enlace general: standing_waves.html) para obtener una fórmula con v_phase = algo en símbolos algebraicos. Tenga en cuenta también que las unidades se tratan como símbolos algebraicos ya que son símbolos algebraicos.

      Digamos que un oscilador armónico cuántico hace una transición entre los niveles de energía n = 7 y n = 3 y emite un fotón (una partícula de luz) que se lleva la energía perdida. En unidades de & # 295 & omega, ¿cuánta energía tiene el fotón? INSINUACIÓN: Deberá utilizar la fórmula que se muestra en la figura anterior (enlace loca / enlace general: qm_harmonic_oscillator.html).

        Lea la subsección anterior Transiciones atómicas fuertes y la figura con el diagrama de Grotrian de hidrógeno neutro que se muestra en la figura anterior (enlace local / grotrian_01_00_H_I.html). ¿Lo has hecho así? & nbsp & nbsp & nbsp S / N & nbsp & nbsp & nbsp

      ¿Cuáles estima que son las líneas de emisión de hidrógeno atómico más fuertes y más débiles en la banda visible (rango fiducial 0.4-0.7 & mum) extendiendo un poco el rango fiducial? INSINUACIÓN: Recuerde la Tarea 6, subsección Transiciones atómicas fuertes, y el diagrama de Grotrian de hidrógeno neutro que se muestra en la figura anterior (enlace local / grotrian_01_00_H_I.html). & nbsp & nbsp & nbsp _____________________, _____________________

      El nivel de energía más bajo de la línea He I 5876 & Aring es el nivel de energía superior de la línea _____________________ que está en la banda de longitud de onda ________________. INSINUACIÓN: Debe consultar el diagrama de Grotrian de He I anterior (enlace local / grotrian_02_00_He_I.html).

      Las líneas atómicas que surgen del estado fundamental de su átomo padre suelen ser muy fuertes porque el estado fundamental suele ser el más ocupado de cualquier nivel de energía.

      Ahora, las líneas Ca II H & K y las líneas Ca II 7291 & Aring y 7323 & Aring surgen ambas del estado fundamental de Ca II. Sin embargo, las líneas Ca II H & K suelen ser mucho más fuertes. EXPLICAR por qué con la respuesta corta en forma de oración. INSINUACIÓN: Debería leer la subsección Transiciones atómicas fuertes y el diagrama de Grotrian de Ca II (enlace local / enlace general: grotrian_20_01_Ca_II.html).

      ¿Sobre qué número atómico Z esperaría que los elementos tuvieran líneas espectrales relativamente débiles en los espectros astrofísicos? ¿Por qué? INSINUACIÓN: Debe consultar la subsección The Cosmic Composition y la figura de composición solar anterior (enlace local / enlace general: solar_composition.html) y observar dónde hay una disminución general a un comportamiento de abundancia inferior definido (excluyendo justo por encima de Z = 1).

      Tenga en cuenta que la expectativa de líneas espectrales más débiles para Z lo suficientemente alto es solo general. Las propiedades intrínsecas de algunos átomos para la región Z alta pueden hacer que algunas de sus líneas espectrales sean muy fuertes en algunas circunstancias.


      3 métodos espectroscópicos

      [11] En esta sección describiremos los tres métodos espectroscópicos utilizados, junto con su rango de aplicabilidad, para determinar la temperatura de rotación (gas) de plasmas de aire de laboratorio producidos a presiones (0.1 mbar (≃70 km) ≤ p ≤2 mbar (≃45 km)), similares a aquellos bajo los cuales se producen plasmas de aire TLE en la atmósfera terrestre.

      3.1 Temperatura del gas por análisis espectral de aire y nitrógeno a baja presión2Plasmas

      3.1.1 Estructura rotacional de

      3.1.2 Picos de cabeza de subbanda de transiciones vibratorias

      [13] Dado un cierto (v ′ , v ″) Banda del primer grupo positivo de N2, es decir, (o simplemente N2- 1PG), Simek y DeBenedictis [1995] propuso un método para estimar la temperatura del gas. Se basa en el uso de las relaciones de las intensidades de tres picos seleccionados (I1, I2, y I3) formado por los tres jefes de subbanda de la transición (3,0). La parte superior N2(B 3 Πgramo) estado, con espín y números cuánticos orbitales S= 1 y Λ = 1, consta de (2-δ0, Λ) (2 S + 1) = 6 subestados electrónicos, donde (mi,F) denota la paridad del estado y Ω = | Λ + Σ | con Σ tomando (2 S + 1) valores de −S a + S. La δ0, Λ es un delta de Kronecker (igual a 1 si Λ = 0 y 0 para todos los demás valores).

      [14] El método propuesto por Simek y DeBenedictis [1995] hace uso de dos hechos principales: (i) las poblaciones relativas de los subestados en el N2(B 3 Πgramo) el estado electrónico depende de la temperatura y (ii) las cabezas de subbanda formadas por ramas individuales están bien separadas en longitudes de onda [Simek, 1994 ].

      [15] El método se amplió para otras bandas 1PG [Simek, 1994] y, de hecho, permite utilizar tres (v ′ , v ″) Bandas de la N2 - 1PG correspondiente a las transiciones (2,0), (1,0) y (0,0), que suelen mostrar intensidades más fuertes en el espectro 1PG, en comparación con la banda (3,0). El intervalo de longitud de onda para cada uno de los seleccionados (v ′ , v ″) Bandas son (678–690 nm) para (3,0), (760–780 nm) para (2,0), (870–900 nm) para (1,0) y (1020–1060 nm) para (0,0).

      [16] Al aplicar el método utilizando las bandas (3,0) o (2,0), es necesario tomar las proporciones de las intensidades del segundo (I2) y tercero (I3) alcanza la intensidad de la primera cabeza de subbanda (I1) de una banda dada, es decir, es necesario estimar experimentalmente R21=I2/I1 = F1λ,TR) y R31=I3/I1 = F2λ,TR) en cada caso. Si, en cambio, se quiere usar las bandas (1,0) o (0,0) entonces, además de R21 y R31, también se puede determinar R41=I4/I1 = F3λ,TR), es decir, la relación del cuarto pico de intensidad (I4) a la intensidad de la primera cabeza de subbanda (I1) de la banda (1,0) o (0,0), respectivamente. Una vez R21, R31, y R41 son conocidos por cualquiera de estas dos bandas, Simek [1994] proporcionó un procedimiento para calcular T21=T21(R21, Δλ), T31=T31(R31, Δλ) y T41=T41(R41, Δλ) de manera que, para una determinada resolución espectral (Δλ), el valor medio de T21, T31, y T41 proporciona la temperatura de rotación (gas). Todos los datos y coeficientes necesarios para implementar este rápido TR El método de estimación se puede encontrar en Simek y DeBenedictis [1995] para la banda (3,0) y en [Simek, 1994] para las bandas (2,0), (1,0) y (0,0). La posición del I1, I2, I3, y I4 los picos fueron dados por Simek [1994] y ahora se reproducen en la Tabla 1.

      Banda I1 I2 I3 I4
      (0,0) 1050.0–1051.2 1047.5–1048.5 1045.6–1046.4 1053.0–1054.5
      (1,0) 890.5–891.5 888.8–889.4 887.5–888.1 893.4–894.0
      (2,0) 774.8–775.4 773.5–774.1 771.0–771.6 -
      (3,0) 687.0–687.6 686.0–686.6 685.2–685.8 -

      [17] El método propuesto por Simek y DeBenedictis [1995] puede ser de amplia utilidad ya que el N2 - 1PG es uno de los sistemas de banda más accesibles de N2que se extiende desde el rojo hasta el infrarrojo cercano. Además, dado que el método se ocupa de las emisiones ópticas del N2 - 1PG, se puede aplicar para determinar la temperatura de rotación (gas) en una variedad de plasmas de aire producidos en una amplia gama de presiones desde 0,03 mbar (≃ 75 km de altitud) hasta altas presiones (incluso presión atmosférica) siempre que la -el tiempo de relajación de la traducción a la presión considerada permanece mucho menor que el tiempo característico (τq) de la desexcitación por colisión (extinción). Además, permite el cálculo de las temperaturas de rotación (gas) en el rango de 200-1500 K (con un paso de dT= 25 K) utilizando resoluciones espectrales medias que dependen de la N2- 1PG (v ′ , v ″) Banda seleccionada. En particular, la mejor sensibilidad del método se logra cuando se utilizan resoluciones espectrales en los rangos de 0,1 a 0,2 nm para la banda (3,0) y de 0,2 a 0,3 nm para la (2,0), (1,0) y (0,0) bandas. Se pueden emplear resoluciones espectrales más bajas, aunque la sensibilidad del método disminuye. Las resoluciones espectrales más bajas recomendadas son, respectivamente, 0,5, 0,6, 0,68 y 0,76 nm para las bandas (3,0), (2,0), (1,0) y (0,0) [Simek, 1994 ].

      [18] Desde 1995, las campañas de espectroscopia TLE han proporcionado diferentes espectros de la N2 - Emisiones ópticas 1PG visible e infrarrojo cercano que cubren el rango espectral entre 540 y 900 nm. Estos registros espectroscópicos se realizaron con resoluciones espectrales de 13 nm (a 900 nm) y 9 nm (a 620 nm) Morrill y col. [1998] para el espectro de sprites de altitud de 57 km y 7 nm (en todo el rango analizado de 619-897 nm) para el espectro de sprites de altitud de 53 km, 9 nm (540-800 nm) [Mende y col., 1995], 10 y 6 nm (540–840 nm) [Hampton y col., 1996] y 3 nm (640–820 nm), que es la mejor resolución utilizada hasta ahora [Kanmae y col., 2007]. Los papeles de Morrill y col. [1998] y Bucsela y col. [2003] se ocupó de las observaciones espectroscópicas del zarcillo de sprites (53 y 57 km) y proporcionó datos espectrales preliminares del N2 - Banda 1PG (1,0) hasta ≃ 900 nm. Sin embargo, como reconocen los autores, sus resultados con respecto a espectros de altitud de 57 km se vieron afectados por errores de calibración de sensibilidad, mientras que los del espectro de altitud de 53 km fueron más seguros en el mismo rango espectral [Bucsela y col., 2003]. Estos resultados sugieren que las bandas (3,0) y (2,0) de la N2 - 1PG son las bandas más accesibles para derivar la temperatura de rotación (gas) utilizando el método propuesto por Simek y DeBenedictis [1995]. Sin embargo, se necesitan resoluciones espectrales un orden de magnitud superiores a las utilizadas hasta ahora en las campañas de espectroscopia TLE para resolver parcialmente la estructura rotacional de los diferentes N2 - 1PG (v ′ , v ″) Bandas seleccionadas.

      3.1.3 Ajuste espectral de bandas Rovibronic

      [22] Para los estados electrónicos N2(B 3 Πgramo) y, cada nivel de rotación norte se subdivide en tres subniveles con números cuánticos J correspondiente a J=norte−1, J=norte y J=norte+1 correspondiente, respectivamente, a las energías rotacionales`` y. Para las energías rotacionales de cada uno de los tres subestados de 3 estados Π, hemos utilizado las expresiones dadas por Budo [1935], válido para cualquier grado de desacoplamiento de espín [Herzberg, 1950]. Para los tres subestados del estado electrónico inferior 3 Σ, hemos utilizado las fórmulas para los términos de energía rotacional de Mulliken [ 1930 ] & Roux y col. [1990]. Para calcular,, y, hemos considerado la órbita de espín (Av = 0 para) constantes espectroscópicas rotacionales y centrífugas del N2(B 3 Πgramo) y estados dados por Roux y col.[1983]. Las energías electrónicas Tmi'y Tmi″ De, respectivamente, la N2(B 3 Πgramo) y estados electrónicos, junto con las constantes espectroscópicas (ωmi, ωmiXmi, ωmiymi y ωmizmi), necesaria para evaluar los términos de energía vibratoria de la N2(B 3 Πgramo) y estados electrónicos, se tomaron de Naghizadeh-Kashani y col. [2002]. Para una dada (v ′ ,v ″) Transición dentro del N2- 1PG, las longitudes de onda de cada una de las 27 líneas de rotación involucradas en un (J ′ ,J ″) Banda rotacional son, donde νev(cm −1) = (Tmi′−Tmi″)+GRAMO ′ (v ′ )−GRAMO ″ (v ″) Con 1 ≤k,l≤ 3 y ΔJ=J ′ −J ″. Dados los niveles de rotación J ' y J ″, Las tres posibles transiciones entre los niveles de subrotación (k,l) de, respectivamente, (J ′ ,J ″), Corresponden a los que cumplen ΔJ= −1 (rama PAG), 0 (rama Q) y +1 (rama R) reglas de selección. Entonces, terminamos teniendo tres transiciones rotacionales permitidas en cada uno de los nueve pares (k,l).

      3.2 Cuantificación experimental de funciones de distribución vibratoria

      [24] Para obtener experimentalmente el VDF de N2(B 3 Πgramo) a partir de datos de laboratorio, hemos ajustado espectros sintéticos de N2 1PG a los espectros experimentales registrados utilizando diferentes presiones (0,1–2 mbar) a baja resolución (2 nm). Para tal ajuste, hemos utilizado la temperatura de rotación (gas) resultante del ajuste previo de ciertas bandas rovibrónicas, como (3,0) y (2,0), a una resolución espectral media (0,45 nm) de los espectros de descargas de HC de laboratorio.

      [25] Los VDF resultantes se compararon con los registrados para los sprites por, respectivamente, Bucsela y col. [2003] a 53 km y Kanmae y col. [2007] a 53 y 74 km. Además, compararemos los resultados de laboratorio de VDF actuales con las predicciones disponibles del modelo VDF de halo y sprites [Gordillo-Vázquez, 2010 Luque y Gordillo-Vázquez, 2011 Gordillo-Vázquez et al., 2011 Gordillo-Vázquez et al., 2012] donde se supone una temperatura del gas de 220 K.


      HIC - Catálogo de insumos de Hipparcos

      El Catálogo de insumos de Hipparcos se creó como programa de observación para la misión astrométrica Hipparcos de la Agencia Espacial Europea. Los requisitos del proyecto en términos de integridad, cobertura del cielo, precisión astrométrica y fotométrica, así como la optimización necesaria del impacto científico, dieron como resultado un esfuerzo extendido para recopilar y homogeneizar los datos existentes, aclarar fuentes e identificaciones y, cuando necesario, para recopilar nuevos datos que coincidan con la precisión requerida.

      Esto ha dado lugar a un catálogo sin precedentes de datos estelares que incluye información actualizada de posiciones, movimientos adecuados, magnitudes y colores, y (cuando estén disponibles) tipos espectrales, velocidades radiales, información de multiplicidad y variabilidad. El catálogo está completo hasta límites de magnitud bien definidos e incluye una muestra sustancial de las categorías estelares más importantes presentes en el vecindario solar más allá de estos límites. Las magnitudes varían de 7,3 a 9 mag en función de la latitud galáctica y el tipo espectral, y no hay estrellas más débiles que aproximadamente V = 13 mag.

      Las 118209 estrellas del Catálogo de insumos de Hipparcos fueron seleccionadas de unos 214000 candidatos distintos contenidos en unos 214 programas de observaciones.

      Catálogo Bibcode

      Referencias

      Parámetros

      Hic_Number
      El número de ejecución del Catálogo de entrada de Hipparcos. Las entradas de estrellas se ordenan aumentando el número de HIC que básicamente sigue el orden de ascensión recta del objeto (Equinox J2000) independientemente de la declinación. Hay una entrada en el catálogo principal correspondiente a cada objetivo de satélite independientemente de la posible multiplicidad de la estrella. Si la estrella es un componente de un sistema conocido doble o múltiple, los parámetros `Component` y` Target` proporcionan más información.

      Nombre
      Un nombre para la estrella basado en identificaciones cruzadas con otros catálogos y / o referencias de la siguiente manera: Si la estrella es una estrella variable, entonces el `Name` es su nombre de estrella variable (` Vstar Name`) de lo contrario, la estrella se nombra con su número HD / HDE, número SAO, número BD, número AGK3 / CPC, número FK * / IRS, número CD, número CPD, número CCDM o un número tomado de otro catálogo como se indica en el parámetro "Primera ID" , en ese orden, si se da uno. Si no se proporcionan identificaciones cruzadas para una estrella, el nombre se deja en blanco.

      Componente
      Los componentes considerados. Una letra (o letras) en este campo indica que la estrella es parte de un sistema conocido doble o múltiple. En el caso de un sistema doble con componentes bien separados, "A" o "B" indica que la entrada corresponde a ese componente. En el caso de una entrada "conjunta", las letras indican cuáles de los componentes del sistema se consideran (por ejemplo, "AB", "AC", "APB", etc.).

      Objetivo
      El objetivo del satélite en caso de entrada conjunta: componente, fotocentro (j) o centro geométrico (g). Si bien la ubicación del "objetivo del satélite" (la parte del cielo en la que se centra el detector para la observación particular) está bien definida para las estrellas individuales, siendo la mejor estimación de la posición de la estrella en la época de la observación del satélite, la situación es no es tan sencillo para sistemas dobles o múltiples. Para tales sistemas, la elección de la posición de destino puede ser

      REAL ACADEMIA DE BELLAS ARTES
      La Ascensión Recta de la estrella.

      dic
      La declinación de la estrella.

      Época
      La época del cargo.

      RA_Error
      El error medio de la Ascensión Recta.

      Dec_Error
      El error medio de la Declinación.

      Pos_Source
      La fuente de la información de la posición.

      Las posiciones y también los movimientos propios contenidos en el HIC se derivan de las siguientes fuentes:

      CRA_2000
      La Ascensión Recta en hr min seg para J2000.

      CDec_2000
      La declinación en grados min seg para J2000.

      LII
      La longitud galáctica en grados decimales.

      BII
      La latitud galáctica en grados decimales.

      Eclíptica_Longitud
      La longitud de la eclíptica en grados decimales.

      Latitud_Eclíptica
      La latitud de la eclíptica en grados decimales.

      CRA_1950
      La Ascensión Recta en hr min seg para B1950.

      CDec_1950
      La Declinación en grados de arcomin de arco para B1950.

      RA_1950_Deg
      La Ascensión Recta en grados decimales para B1950.

      Dec_1950_Deg
      Declinación en grados decimales para B1950.

      Prop_RA
      El movimiento propio en Ascensión Recta, en segundos de arco por año, J2000.

      Prop_Dec
      El movimiento propio en declinación, en segundos de arco por año, J2000.

      Error_RA_Prop
      El error del movimiento propio en Ascensión Recta, en segundos de arco por año.

      Error_Dec_Prop
      El error del movimiento propio en declinación, en segundos de arco por año.

      Prop_Source
      La fuente de la información de movimiento adecuada.

      Los movimientos propios y también las posiciones contenidas en el HIC se derivan de las siguientes fuentes:

      Hmag
      La magnitud en el sistema fotométrico de Hipparcos. La "magnitud de Hipparcos" se define por la banda de paso de la cadena de detección principal de Hipparcos, que varía de 340 a 850 nm. Este sistema de banda ancha produce magnitudes cercanas a la magnitud visual V pero muestra residuos con respecto a V, especialmente para las estrellas rojas.

      Var_Code1
      El primer dígito del código de variabilidad. El código de variabilidad proporciona información sobre estrellas variables conocidas o sospechosas. El primer dígito puede tener los siguientes valores:

      Var_Code2
      El segundo elemento del código de variabilidad. Se distinguen dos categorías de estándares fotoeléctricos:

      Vmag_Error
      El error de la magnitud V.

      BV_Error
      El error del color B-V.

      Phot_Source
      La fuente de la información fotométrica. Los datos fotométricos proporcionados en el HIC se derivan de las siguientes fuentes:

      Spect_Type
      El tipo espectral y la clase de luminosidad.

      Los tipos espectrales se tomaron de SIMBAD o de otras fuentes diversas y, por lo tanto, siguen varios sistemas de clasificación (MK, HD, etc.). En el caso del sistema de clasificación MK de Morgan et al. (1943), el tipo espectral, la clase de luminosidad y el código de peculiaridad se dan con las siguientes designaciones:

      Para la clase de luminosidad, se utilizan las siguientes designaciones: Ia0, Ia, Iab, Ib para supergigantes II para gigantes brillantes III para gigantes IV para subgigantes y V para enanos. Las subenanas se indican con "sd" seguido de tipo espectral o de clase IV.

      Las peculiaridades de los espectros se indican en letras minúsculas: `e` para líneas de emisión` m` para líneas metálicas mejoradas `n` para líneas nebulosas` p` para peculiaridades en la composición química `s` para líneas nítidas` sh` para la existencia de un shell `v` para variaciones en el espectro` w` para líneas débiles. "CN" indica estrellas con una anomalía en la abundancia de cianógeno.

      También se utilizan los siguientes signos:

      Spect_Source
      La fuente de los datos de tipo espectral. La información sobre el tipo espectral y la clase de luminosidad en el HIC se deriva de las siguientes fuentes:

      Paralaje
      El paralaje en mili-arcsec.

      Error_Parallax
      El probable error de paralaje en mili-arcsec.

      Type_Parallax
      El tipo de paralaje: `T` para trigonométrico,` D` para dinámico.

      Radial_Vel
      La velocidad radial en km / seg. Los valores positivos indican recesión.

      Quality_Radial_Vel
      La calidad de la velocidad radial dada se deriva de la información del GCRV (Wilson 1953) y del catálogo de Evans (1978) según el cual la media estimada de los errores probables se basa en tres factores: el número de observaciones, la dispersión del espectrógrafo utilizado. , y el entrecruzamiento de determinaciones separadas. '' Las velocidades radiales se caracterizan por cinco valores de la siguiente manera:

      Source_Radial_Vel
      La fuente de los datos de velocidad radial. La información de velocidad radial se recopiló a partir de las siguientes fuentes:

      Vstar_Name
      El nombre de la estrella variable, GCVS o NSV.

      Var_Type
      El tipo de variabilidad.

      Los datos sobre el tipo de variabilidad se toman de los catálogos GCVS y NSV. Las abreviaturas se derivan de las principales clases de variabilidad: eruptiva, pulsante, giratoria, cataclísmica, eclipsante y estrella variable de rayos X. La clave de los códigos de variabilidad está disponible en HEASARC.

      Var_Period
      El período de variación en días.

      Vmag_Max
      La magnitud V a máxima luminosidad.

      Vmag_Min
      La magnitud V a mínima luminosidad.

      Code_Vmag_Error
      El error codificado de la magnitud V a luminosidad máxima y mínima. Este código proporciona una estimación de la precisión de las magnitudes V en luminosidad máxima y mínima en Vmag_Max y Vmag_Min. El código puede tomar los siguientes valores:

      Other_Code
      El código que especifica las magnitudes y el color dados para Hmag, Vmag y B-V. Esta información se proporciona para estrellas con un código de variabilidad de "3" o "4", siempre que se dispusiera de la información necesaria de la curva de luminosidad. Está codificado de la siguiente manera:

      Los datos para "CCDM Number", "CCDM Component", "Pos Angle", "Separation", "Mag Diff" y "System Code" se tomaron de una versión provisional del "Catálogo de componentes de estrellas dobles y múltiples" (CCDM , Dommanget et al., En preparación). Los números CCDM y HIC proporcionan el enlace entre el catálogo principal y el Anexo 1, que contiene los datos para componentes individuales de sistemas dobles y múltiples para los que al menos un componente está incluido en el catálogo principal.

      CCDM_Component
      Los componentes del CCDM considerados. La primera letra corresponde al componente de "referencia", con respecto al cual se calculan la separación y la diferencia de magnitud.

      CCDM_Pos_Angle
      El ángulo de posición, en grados, entre los componentes del CCDM considerados. Se pueden utilizar `N`,` S`, `F`,` P`, `NP`,` SP`, `NF`,` SF`.

      CCDM_Separation
      La separación, en segundos de arco, entre los componentes del CCDM considerados.

      CCDM_Mag_Diff
      La diferencia de magnitud entre los componentes considerados.

      La "diferencia de magnitud" proporcionada aquí se calcula a partir de la versión provisional disponible del CCDM y puede no ser coherente con los datos proporcionados para la magnitud V ("Vmag"). Si el componente de "referencia" es más débil que el segundo, esta diferencia es negativa.

      CCDM_System_Code
      Información sobre sistemas orbitales:

      Los números de identificación DM para las estrellas en Bonner Durchmusterung, Cordoba Durchmusterung y Cape Photographic Durchmusterung se dan siguiendo la convención HD. Cuando la zona del número DM está entre +90 grados y -22 grados, se utiliza el número BD.

      Los números de identificación DM para las estrellas en Bonner Durchmusterung, Cordoba Durchmusterung y Cape Photographic Durchmusterung se dan siguiendo la convención HD. Cuando la zona del número de DM está entre -23 grados y -51 grados, se utiliza el número de CD.

      Los números de identificación DM para las estrellas en Bonner Durchmusterung, Cordoba Durchmusterung y Cape Photographic Durchmusterung se dan siguiendo la convención HD. Cuando la zona del número DM está entre -52 grados y -90 grados, se utiliza el número CPD.

      Se dan identificaciones cruzadas a las estrellas en el Catálogo HD (Cannon & amp Pickering 1918-24) y sus dos extensiones. Los números de HD van de 1 a 225300 Los números de HDE están en el rango de 225301 a 272150 (Cannon 1925-36) y de 272151 a 359083 (Cannon y Walton Mayall 1949).

      Fk_ID
      El número FK5 / FK5 Ext / FK4 Sup o IRS (AGK3R / SRS).

      Las identificaciones cruzadas se dan a las estrellas en el Quinto Catálogo Fundamental (FK5, Fricke et al. 1988), su extensión (FK5 Ext, Fricke et al. 1991), el Suplemento FK4 (FK4 Sup, Fricke 1963), y al International Reference Stars (IRS), que comprende los catálogos AGK3R (Smith 1980) y SRS (Smith et al. 1990) con los siguientes códigos:

      Las identificaciones cruzadas se dan a las estrellas en el Catálogo AGK3 para delta mayores de -2.5 grados (Dieckvoss et al. 1975) y de lo contrario a las estrellas en el Catálogo CPC (Jackson & amp Stoy 1954-68) de la siguiente manera:

      Se dan identificaciones cruzadas a las estrellas en el Catálogo SAO (Smithsonian Institution 1966).

      First_ID
      El primero de los dos identificadores seleccionados. Las abreviaturas y la jerarquía de los identificadores son las siguientes: GL, GJ, G, LHS, LTT, LP, L, BPM, CF, McC.

      Second_ID
      El segundo de los dos identificadores seleccionados. Las abreviaturas y la jerarquía de los identificadores son las mismas que para el "Primer ID".

      Star_ID
      Un identificador de estrellas en cúmulos galácticos abiertos LMC / SMC y C, IRC, PK y WD. La clave de los identificadores está disponible en HEASARC.

      First_Note
      La letra "S" es para una estrella de reconocimiento "C" indica que se proporciona una tabla de identificación dentro de la estrella débil Atlas (Anexo 2) y "T" indica que la estrella es una estrella de reconocimiento y que se proporciona una tabla de identificación. `S` y` C`.


      Laboratorio 10: Espectros estelares

      Crédito / Permiso: Para texto y copia de David Jeffery. Para figuras, etc., como se especifica con la figura, etc. / Solo para lectura y uso por parte de los instructores y estudiantes del curso de laboratorio de astronomía de la UNLV.

      Este es un ejercicio de laboratorio sin observaciones.

        (Solo RMI): Calificación de RMI: si lo hace NO tener una impresora o hacer NO Si desea desperdiciar papel, tendrá que imprimir manualmente el Formulario de informe con suficiente detalle para su propio uso. : Acceso solo a instructores de laboratorio. : Acceso solo a instructores de laboratorio.
    • Tarea de preparación: Tarea 10: Cálculo de velocidad de fase. : Acceso solo a instructores de laboratorio. : Acceso solo a instructores de laboratorio. : Acceso solo a instructores de laboratorio.
    • Algunas de las tareas se pueden completar antes del período de laboratorio. Sería útil hacer algunos de ellos antes del período de laboratorio.

      Sin embargo, puede imprimir una copia con anticipación si lo desea, especialmente si desea hacer algunas partes con anticipación. Es posible que tenga que compensar las actualizaciones en este caso.

      El ejercicio de laboratorio en sí es NO impreso en el laboratorio. Eso sería matar bosques y el ejercicio de laboratorio está diseñado para ser un documento web activo.

      Las observaciones generales sobre la preparación de exámenes se encuentran en.

      Para las secciones de laboratorio de DavidJ, la preparación del cuestionario está haciendo todos los elementos enumerados aquí y se autoevalúa con el cuestionario de preparación, si existe.

      Sin embargo, para complementar y / o complementar la lectura, al menos debe leer la introducción de una muestra de los artículos vinculados a las siguientes palabras clave, etc. para que pueda definir y / o comprender algunas palabras clave, etc. a nivel de nuestra clase.

      Una lista adicional de las palabras clave que está NO requerido para mirar --- pero sería útil hacerlo --- es:

      La lámpara de vapor de sodio tarda unos 20 minutos en calentarse.

      La lámpara de vapor de sodio está en su mayoría encerrada de forma segura. Aún así, debe tener cuidado al tocarlo cuando está caliente.

      Lea las dos figuras. ¿Lo has hecho así? & nbsp & nbsp & nbsp S / N & nbsp & nbsp & nbsp

        Miras a través de la lente de visualización en el extremo estrecho y apuntas con la apertura cuadrada (que en realidad tiene una apertura de hendidura en su interior) hacia la fuente que aparece como una línea blanca.

      En esta tarea, estudiamos el espectro de líneas producido por un gas diluido de sodio (Na) en una lámpara de vapor de sodio.

      Un espectro de líneas consiste en un conjunto discreto de líneas que son una especie de imágenes de la abertura de la rendija del espectroscopio.

        Usted mira a través de la lente de visualización en el extremo estrecho y apunta la abertura negra redonda a la fuente que aparece como una línea amarilla.

      Es posible que vea hasta 8 líneas espectrales atómicas, todas las cuales probablemente sean líneas múltiples sin resolver. Algunas de las líneas pueden ser bastante tenues.

      Tenga en cuenta si puede resolver el doblete amarillo de Na I (es decir, líneas de sodio (Na I) D). Puede que tenga que ajustar las mordazas de la apertura con el tornillo mencionado anteriormente.

      Lea las dos figuras. ¿Lo has hecho así? & nbsp & nbsp & nbsp S / N & nbsp & nbsp & nbsp

      Como espectro solar sintético simplificado (en representación de imagen) con las líneas de Fraunhofer se muestra en la siguiente figura (enlace local / enlace general: fraunhofer_lines.html).

      Las líneas Fraunhofer son las líneas de absorción solar más prominentes y fueron las primeras descubiertas.

      Como se descubrieron antes de que pudieran identificarse con átomos y moléculas, se designaron con letras. Las letras se han pegado.

      Tenga en cuenta que la clasificación de estrellas por espectros estelares (más específicamente sus espectros de líneas de absorción) es la mejor forma empírica (es decir, forma basada en la observación) de clasificar estrellas. El espectro estelar es un observable directo y contiene una gran cantidad de información sobre una estrella.

      Los tipos espectrales se analizan en el contexto del diagrama HR en la figura siguiente (enlace local / enlace general: star_hr_lum.html)

      ¿Lo has leído? & nbsp & nbsp & nbsp S / N & nbsp & nbsp & nbsp

        Nota: Mizar es un caso complicado ya que consiste en una estrella doble con componentes "estrellas" Mizar A y Mizar B y cada componente "estrella" es un binario espectroscópico: Mizar A que consiste en Mizar Aa y Mizar Ab Mizar B que consiste en Mizar Ba y Mizar Bb. Mizar A es mucho más brillante que Mizar B y sus dos compañeras binarias son estrellas A2V con temperatura fotosférica T = 9000 (200) K.

        En el escritorio de su computadora, vaya VIREO / archivo / iniciar sesión e ingrese el nombre del líder de su grupo para el nombre del grupo.

      La VENTANA DE CLASIFICACIÓN tiene tres gráficos de intensidad versus longitud de onda con longitud de onda en angstroms (y Aring). Note 1 nm = 10 & Aring y el rango fiducial de la banda visible = 4000--7000 & Aring.

      Aparecerá una lista de estrellas estándar de la secuencia principal a la derecha de la VENTANA DE CLASIFICACIÓN.

      La lista es NO completo: NO se muestran todos los subtipos espectrales: normalmente solo los subtipos espectrales 0 y 5. Tendrá que interpolar lo mejor que pueda para clasificar los subtipos espectrales NO enumerados. Tal vez con algo de imaginación, sea posible la clasificación a los subtipos espectrales 1-3 y 6-9.

      La sprectra de la estrella estándar resaltada en la lista y la que está debajo se muestran, respectivamente, en los gráficos superior e inferior.

      Los espectros son espectros de líneas de absorción. Los valles son las absorciones en la representación de intensidad de un espectro.

      Desplácese por los espectros de estrellas estándar disponibles haciendo clic en el nombre de la estrella estándar: O estrella a M estrella.

      Cosas que puedes hacer con el VENTANA DE CLASIFICACIÓN (CW) y TABLA DE LÍNEAS ESPECTRALES (SLT):

      1. Haga clic izquierdo en una línea espectral en el SLT para crear / mover una línea roja vertical en los gráficos de la CW a la longitud de onda de la línea espectral. La línea espectral en el SLT se resalta en azul. Si hay un punto de mira en un gráfico, esta acción lo destruye.
      2. Haga doble clic izquierdo en la línea espectral en el SLT crea un cuadro de información sobre esa línea espectral. La información del cuadro de información se actualiza a información sobre las líneas espectrales recién seleccionadas y desaparece solo cuando se cierra explícitamente.
      3. Haga clic con el botón izquierdo en un punto de un gráfico para crear / mover una cruz en / hacia ese punto y colocar la línea roja vertical a través del punto. Una caja en el CW muestra la intensidad normalizada en el punto. La normalización es a 1 en el eje vertical de los gráficos (solo indicado por la marca de verificación más grande) a la que se normaliza la intensidad más alta en el espectro estelar mostrado (si hay uno). La línea espectral más cercana a la longitud de onda de la mira en el SLT se resalta en azul.

      Su espectro se mostrará en el gráfico del medio.

      Ir Archivo / Pantalla / Mostrar diferencia. El gráfico superior mostrará el espectro de estrellas estándar y el gráfico inferior muestra el espectro de diferencia: es decir, el espectro superior menos el espectro medio.

      Ahora desplácese hacia arriba y hacia abajo en la lista de estrellas estándar. Cuando la diferencia es lo más plana posible, a juzgar por el ojo, tiene el mejor ajuste de una estrella estándar a HD 124320.

      ¿Qué pasa si tienes dos ajustes igualmente buenos? ¿Deben ser para estrellas estándar adyacentes? Entonces HD 124320 debe estar entre esas dos estrellas estándar en tipo espectral

      De hecho, la HD 124320 se ajusta igualmente bien a la estrella A1 y la estrella A5. Entonces uno interpola para encontrar el subtipo. Parece que HD 124320 está un poco más cerca de A1 que A5, por lo que nuestra estimación es A2.

      Ingresamos A2 para HD 124320 en la Tabla: Tipos espectrales de mejor ajuste a continuación.

      En esta tarea, responderá preguntas sobre la estrella identificada en el catálogo que clasificó en la Tabla: Tipos espectrales de mejor ajuste en la Tarea 8. Recuerde que todas estas estrellas son estrellas de la secuencia principal.

      1. es más / menos luminoso? & nbsp & nbsp & nbsp ________________ / ________________ & nbsp & nbsp & nbsp
      2. tiene la temperatura superficial más alta / más baja? & nbsp & nbsp & nbsp ________________ / ________________ & nbsp & nbsp & nbsp
      3. tiene el radio más grande / más pequeño? & nbsp & nbsp & nbsp ________________ / ________________ & nbsp & nbsp & nbsp
      4. es más parecido al sol? INSINUACIÓN: Haga clic en Sol para encontrar la clasificación del Sol. & nbsp & nbsp & nbsp ________________ & nbsp & nbsp & nbsp

      En esta y las siguientes secciones, profundizamos un poco en los detalles de los niveles de energía y las transiciones atómicas.

      Los átomos, moléculas e iones (que son átomos y moléculas cargados eléctricamente) tienen estados de energía internos cuantificados (que generalmente se denominan niveles de energía) para sus electrones ligados.

      Los estados en realidad tienen muchos parámetros característicos, pero la energía que tienen (en relación con alguna energía conveniente de punto cero) suele ser clave, y de ahí el nombre común de niveles de energía.

      Esto lo dicta la mecánica cuántica, que es la mejor verificada de todas las teorías de la física.

      Hay errores en los cálculos y en los experimentos, pero ningún anómalo se ha resistido jamás al ataque.

      Causaría un asombroso cambio de paradigma si alguna vez hubiera una predicción verdaderamente incorrecta por parte de la mecánica cuántica.

      Por desgracia, la mecánica cuántica es muy difícil de aplicar, por lo que hay vastos reinos donde podemos NO PUEDO extraer una respuesta de ella.

      Pero hay muchos ámbitos en los que se pueden obtener respuestas, al menos aproximadas.

      "Cuantizado" significa que los niveles de energía forman un conjunto discreto como enteros y NO un continuo como los números reales.

      Bueno, en la mecánica cuántica, las partículas tienen una naturaleza ondulatoria, así como una naturaleza de partículas. Este hecho tiene el nombre de dualidad onda-partícula.

      La función de onda de una partícula (dado el símbolo convencional & Psi, que es la letra griega Psi vocalizada "si") determina la distribución de posiciones que tiene la partícula y todo lo demás que uno puede saber sobre la partícula.

        En mecánica cuántica en partículas es NO todo en un solo lugar, pero en una superposición continua de posiciones.

      Entonces la partícula se esparce en el espacio.

      Ahora, tener una naturaleza ondulatoria conduce naturalmente a la cuantificación si el sistema / partícula está unido, es decir, la partícula NO PUEDO viajar al infinito.

      Esto también es cierto a nivel macroscópico.

      Concierto A (frecuencia 440 Hz) es el estándar de afinación musical general para el tono musical. Digamos que tienes una cuerda vibrante de 1 metro que emite un sonido de concierto como fundamental. ¿Cuál es la velocidad de fase de las ondas vibratorias de la cuerda? Tenga en cuenta que debe dar un valor numérico y su unidad.

      INSINUACIÓN: Tendrá que haber leído la sección Estados cuantificados hasta este punto --- como debería haberlo hecho --- y tendrá que hacer un poco de álgebra en la fórmula de frecuencia en la figura anterior (enlace local enlace general: standing_waves.html) para obtener una fórmula con v_phase = algo en símbolos algebraicos. Tenga en cuenta también que las unidades se tratan como símbolos algebraicos ya que son símbolos algebraicos.

      El ejemplo clásico de un sistema mecánico cuántico cuantificado es el oscilador armónico cuántico.

        Un oscilador armónico clásico macroscópico se ilustra en la animación de la figura siguiente (enlace local / enlace general: harmonic_oscillator.html por diversión.

      Digamos que un oscilador armónico cuántico hace una transición entre los niveles de energía n = 7 y n = 3 y emite un fotón (una partícula de luz) que se lleva la energía perdida. En unidades de & # 295 & omega, ¿cuánta energía tiene el fotón? INSINUACIÓN: Deberá utilizar la fórmula que se muestra en la figura anterior (enlace loca / enlace general: qm_harmonic_oscillator.html).

      La siguiente figura (enlace local / enlace general: atom_diagram_abstract.html) muestra un diagrama abstracto de un átomo que experimenta una transición atómica (es decir, una transición entre niveles de energía).

      Parecen bolitas borrosas.

      Y hay una buena razón para ello.

      Son bolitas borrosas.

      Simplemente no tienen bordes afilados.

      Como resultado, las imágenes de átomos NO dicen mucho sobre los estados de los átomos: es decir, su estructura de nivel de energía.

      Por lo tanto, las personas a menudo usan diagramas abstractos estándar para comprender la estructura del nivel de energía atómica.

      Los más estándar son los diagramas de Grotrian, que abordamos a continuación en la sección Diagramas de Grotrian.

      En la siguiente figura (enlace local / enlace general: atom_gold.html) hay una imagen de oro --- ves bolitas borrosas.

      El eje vertical representa la energía.

      Todos los demás parámetros de caracterización (generalmente llamados números cuánticos) se absorben en columnas.

      Los niveles de energía están representados por puntos o segmentos de líneas horizontales en la columna correspondiente.

      Las posibles transiciones atómicas están representadas por líneas oblicuas, excepto generalmente en los casos importantes de hidrógeno atómico o átomos hidrógenos. Las transiciones atómicas dentro de las columnas generalmente están prohibidas --- pueden suceder, pero NO por proceso fuerte --- el proceso fuerte está prohibido --- pueden ocurrir procesos más débiles.

        El átomo de hidrógeno y los átomos hidrógenos son casos especiales porque tienen muchos niveles de energía de la misma energía (es decir, niveles de energía degenerados). Los niveles de energía degenerados solo se muestran como un nivel combinado y el conjunto de niveles combinados solo forma una columna. Las transiciones atómicas están ahora entre los niveles combinados y están representadas por líneas verticales.

      La energía cero del diagrama de Grotrian se elige convencionalmente para ser la energía del estado fundamental, que en un sentido fundamental es NO cero, pero una energía de punto cero distinta de cero. Creo que esto se debe a que los valores precisos para la energía de punto cero pueden ser difíciles de obtener y saber cuáles son esos valores a menudo es NO necesario.

      El electrón-voltio (igual a 1,602176565 (35) * 10 ** (- 19) julios) es una unidad microscópica de energía. Es la unidad natural para los niveles de energía, ya que las transiciones atómicas de los electrones externos son típicamente de 1 eV dentro de 2 órdenes de magnitud.

      Examinamos los diagramas de Grotrian y las transiciones atómicas en las subsecciones siguientes.

      El hidrógeno es el elemento más abundante del universo observable.

      Las transiciones atómicas (también conocidas como líneas) que emiten para absorber fotones a menudo se denominan líneas atómicas o simplemente líneas, por las razones que veremos a continuación.

      La fuerza de una línea es vagamente hablando su efecto sobre el campo de radiación electromagnética ambiental. El efecto podría ser emisión o absorción del campo de radiación electromagnética ambiental.

      La fuerza de una línea depende de muchas cosas, demasiadas para entrar aquí con glorioso detalle.

      Pero una cosa clave es qué tan bajos en energía son los niveles de energía que forman los estados superior e inferior de la línea.

      Cuanto menor sea la energía de estos niveles de energía, más fuerte tiende a ser la línea.

      Esto se debe a que cuanto menor es la energía del nivel de energía, más átomos ocupan ese nivel de energía por lo general. El nivel de energía del estado fundamental suele ser el nivel de energía más ocupado abrumadoramente.

        La ocupación de los niveles de energía está determinada a menudo por la temperatura.

      De hecho, en la mayoría de las temperaturas, la ocupación disminuye rápidamente a medida que aumenta el nivel de energía.

      Una conclusión de la discusión anterior es que las transiciones atómicas en las que el nivel de energía más bajo es el estado fundamental son a menudo muy fuertes.

      Las líneas prohibidas realmente ocurren (es decir, estas transiciones atómicas ocurren), pero el proceso principal está prohibido, por lo que las líneas prohibidas tienden a ser débiles.

      Sin embargo, las líneas prohibidas que se conectan al estado fundamental tienden a ser las líneas prohibidas más fuertes. Suelen ser muy importantes cuando solo las líneas prohibidas se conectan al estado fundamental desde los niveles de energía más bajos. Esos niveles de energía tienden a tener una alta ocupación, mientras que las líneas atómicas permitidas provienen de niveles de energía más altos de baja ocupación. Entonces, las líneas atómicas permitidas pueden debilitarse en comparación con las líneas prohibidas en este caso.

        Lea la subsección anterior Transiciones atómicas fuertes y la figura con el diagrama de Grotrian de hidrógeno neutro que se muestra en la figura anterior (enlace local / grotrian_01_00_H_I.html). ¿Lo has hecho así? & nbsp & nbsp & nbsp S / N & nbsp & nbsp & nbsp

      El rango fiducial para la luz visible en longitud de onda es 0.4--0.7 & mum = 400--700 nm = 4000--7000 & Aring.

      De hecho, el rango real depende de las condiciones y características individuales. En condiciones ideales para aquellos con una visión humana muy sensible, tenemos un rango visible humano extremo y cong 310--1050 nm.

      ¿Cuáles estima que son las líneas de emisión de hidrógeno atómico más fuertes y más débiles en la banda visible (rango fiducial 0.4-0.7 & mum) extendiendo un poco el rango fiducial? INSINUACIÓN: Recuerde la Tarea 6, subsección Transiciones atómicas fuertes, y el diagrama de Grotrian de hidrógeno neutro que se muestra en la figura anterior (enlace local / grotrian_01_00_H_I.html). & nbsp & nbsp & nbsp _____________________, _____________________

      El helio es el segundo elemento más abundante en el universo observable. Entonces es importante.

      El nivel de energía más bajo de la línea He I 5876 & Aring es el nivel de energía superior de la línea _____________________ que está en la banda de longitud de onda ________________. INSINUACIÓN: Debe consultar el diagrama de Grotrian de He I anterior (enlace local / grotrian_02_00_He_I.html).

        "Metal" se usa aquí en su sentido de jerga astronómica, que significa cualquier elementoNOhidrógeno o helio.

      El calcio también es un ingrediente importante en muchos contextos, incluida la vida tal como la conocemos.

      Las líneas atómicas que surgen del estado fundamental de su átomo padre suelen ser muy fuertes porque el estado fundamental suele ser el más ocupado de cualquier nivel de energía.

      Ahora, las líneas Ca II H & K y las líneas Ca II 7291 & Aring y 7323 & Aring surgen ambas del estado fundamental de Ca II. Sin embargo, las líneas Ca II H & K suelen ser mucho más fuertes. EXPLICAR por qué con la respuesta corta en forma de oración. INSINUACIÓN: Debería leer la subsección Transiciones atómicas fuertes y el diagrama de Grotrian de Ca II (enlace local / enlace general: grotrian_20_01_Ca_II.html).

      La fuerza de las líneas atómicas en los espectros astrofísicos depende, entre muchas otras cosas, de la abundancia de los elementos que las originan.

      En realidad, la composición cósmica es bien conocida en ciertos aspectos.

      ¿Sobre qué número atómico Z esperaría que los elementos tuvieran líneas espectrales relativamente débiles en los espectros astrofísicos? ¿Por qué? INSINUACIÓN: Debe consultar la subsección The Cosmic Composition y la figura de composición solar anterior (enlace local / enlace general: solar_composition.html) y observar dónde hay una disminución general a un comportamiento de abundancia inferior definido (excluyendo justo por encima de Z = 1).

      Tenga en cuenta que la expectativa de líneas espectrales más débiles para Z lo suficientemente alto es solo general. Las propiedades intrínsecas de algunos átomos para la región Z alta pueden hacer que algunas de sus líneas espectrales sean muy fuertes en algunas circunstancias.


      Tipos de estrellas

      Los astrónomos siempre han estado fascinados por los diferentes tamaños y colores de las estrellas que observaron. En 1817, un fabricante de instrumentos alemán llamado Joseph von Fraunhofer colocó un espectroscopio en un telescopio y lo apuntó a las estrellas. Descubrió que diferentes estrellas tienen diferentes líneas de absorción en sus espectros. Al principio, los astrónomos no entendían por qué diferentes estrellas tenían diferentes líneas de absorción. Sin embargo, a principios del siglo XX, un equipo de astrónomos del Observatorio de la Universidad de Harvard inició un proyecto para examinar los espectros de cientos de miles de estrellas. Querían desarrollar un sistema de clasificación espectral detallado basado en las líneas de absorción que estaban viendo. Adaptaron un sistema de clases espectrales existente que había asignado a las estrellas una letra de la A a la O en función de la fuerza de las líneas de absorción de la serie Balmer.

      El nuevo sistema reordenó las clases en el orden OBAFGKM dónde O las estrellas son las más calientes y cada clase sucesiva es más fresca con METRO siendo las estrellas más geniales. Cada letra también se dividió en décimas del rango agregando un número 0-9 al final. O las estrellas son las menos comunes y METRO son las más comunes que se encuentran en la secuencia principal de estrellas. Las estrellas cercanas al comienzo o al final de sus vidas no forman parte de esta clasificación. El nuevo sistema de clasificación se publicó en la década de 1920 e incluía 225.300 estrellas. Fue llamado el Catálogo Henry Draper porque la financiación del proyecto había sido proporcionada por Henry Draper.

      Gran parte del trabajo en el proyecto estuvo a cargo de Annie Jump Cannon, 0000-mina Fleming y Antonia Maury y Edward Pickering.


      1. Introducción

      [2] Las partículas de aerosol atmosférico modifican directamente el balance de radiación de la tierra al absorber y dispersar la radiación solar. Estudios de campo y modelos recientes indican que la absorción de luz en aerosol es un componente importante del forzamiento climático. Por ejemplo, el forzamiento radiativo directo de los aerosoles que absorben la luz puede ser mayor que el del metano e igual a aproximadamente un tercio del del dióxido de carbono [ Jacobson, 2001]. Las observaciones de un experimento en el Océano Índico mostraron que los cambios inducidos por aerosoles en los flujos radiativos regionales pueden ser un orden de magnitud mayor que el forzamiento medio mundial de los aerosoles o los gases de efecto invernadero [ Krishnan y Ramanathan, 2002, y referencias en el mismo]. Los cambios en la estabilidad regional causados ​​por el calentamiento atmosférico de los aerosoles que absorben la luz pueden alterar las circulaciones a gran escala y el ciclo hidrológico, lo suficiente, aparentemente, para tener en cuenta los cambios de temperatura y precipitación observados en China y la India [ Menon y col., 2002]. Estos hallazgos subrayan la necesidad de comprender el papel de la absorción de la luz de los aerosoles en el cambio climático, lo que requiere la inclusión de representaciones realistas de los aerosoles y sus forzamientos radiativos. Sin embargo, evaluaciones recientes del cambio climático señalan la necesidad de mejores mediciones de las concentraciones de masa atmosférica de los aerosoles y las propiedades ópticas para reducir las incertidumbres en los modelos climáticos [ Houghton y col., 2001 V. Ramanathan et al., Libro Blanco de Imperativo de Investigación Nacional, Programa Nacional de Interacciones Aerosoles-Clima, 2002, disponible en http://www-nacip.ucsd.edu/NACIPWhitePaperMay2102.pdf].

      [3] El carbón negro (BC), un componente principal del hollín, es la especie de aerosol absorbente de luz más eficiente en el espectro visible. Los modelos climáticos suelen tratar a la BC como el único componente de aerosol que absorbe la luz. La absorción de luz por BC generalmente se considera que varía débilmente con la longitud de onda [por ejemplo, Bergstrom y col., 2002]. Otros componentes de aerosol, que exhiben una dependencia espectral de absorción más fuerte, contribuyen a la absorción en longitudes de onda de luz más cortas. Laboratorio [ Lindberg y col., 1993] y teledetección [ Dubovik y col., 2002] las mediciones han demostrado que los aerosoles sobre las regiones desérticas absorben apreciablemente la luz azul y longitudes de onda más cortas (es decir, longitudes de onda inferiores a 500 nm). Ciertos compuestos orgánicos también absorben en las regiones espectrales azul y ultravioleta [ Jacobson, 1998, 1999]. Los aerosoles pirogénicos pueden absorberse debido a compuestos orgánicos coloreados [ Mukai y Ambe, 1986], denominado "carbón marrón" por Formenti y col. [2003]. Se ha demostrado que la combustión sin llama de las agujas de pino produce partículas solubles (es decir, no BC) que exhiben una fuerte dependencia espectral de absorción [ Patterson y McMahon, 1984]. De manera similar, se ha demostrado que la combustión de carbón a baja temperatura produce partículas con una fuerte dependencia de la longitud de onda de absorción [ Vínculo, 2001 Bond y col., 1999a].

      [4] El papel del carbono orgánico (OC) en la absorción de luz no se ha investigado a fondo. La absorción de luz en aerosol se mide comúnmente en una sola longitud de onda donde se espera que BC sea el principal absorbedor de luz, por ejemplo, a 570 nm utilizando el fotómetro de absorción de partículas de hollín (PSAP) [ Bond y col., 1999b] oa 880 nm utilizando el etalómetro [ Hansen y col., 1984]. En la medida en que el OC absorbe la luz visible, puede ser un contribuyente no despreciable al forzamiento radiativo directo del aerosol. Si en los modelos se subestima la dependencia espectral de absorción de luz de los aerosoles, se subestimará el forzamiento radiativo positivo del aerosol [ Vínculo, 2001]. Además, la extinción por aerosoles de la luz solar ultravioleta puede reducir las concentraciones de ozono troposférico mediante la reducción de las tasas de fotólisis [ Jacobson, 1999 Vuilleumier y col., 2001 Martin y col., 2003]. Dado que el forzamiento radiativo medio mundial del ozono troposférico es comparable al de BC [ Houghton y col., 2001], la extinción de aerosoles en la región espectral ultravioleta puede afectar el cambio climático además de la fotoquímica atmosférica y la calidad del aire.

      [5] En este estudio, medimos la dependencia espectral y el papel del OC en la absorción de luz en aerosol. Los experimentos incluyeron dos fuentes de aerosoles que contribuyen significativamente a las concentraciones de masa atmosférica: vehículos de motor, incluidos camiones y autobuses diesel, y combustión de biomasa, incluida la quema de sabana y madera. Los resultados discutidos en el presente documento indican que estos tipos de aerosoles exhibieron distintas características de absorción de luz relacionadas con su composición. Los resultados se presentan junto con una revisión de los hallazgos relacionados de estudios anteriores y discusiones sobre la incertidumbre.


      Muestreo de transferencia radiativa (propiedades atmosféricas / superficiales homogéneas, geometrías heterogéneas)

      Las simulaciones que abarcan todo el disco observable requerirían un submuestreo para capturar adecuadamente la diversidad en los ángulos de incidencia y emisión. Específicamente, cuando el campo de visión es mucho más pequeño que el disco del objeto (por ejemplo, observaciones de nadir, extremidades, ocultación y búsqueda), un solo conjunto de parámetros geométricos suele ser suficiente para realizar el cálculo de transferencia radiativa. El problema es cuando el campo de visión muestra una amplia gama de iluminaciones y propiedades de la superficie (por ejemplo, el campo de visión es comparable y / o más grande que el disco del objeto) en este caso, uno necesitaría calcular simulaciones de transferencia radiativa sobre diferentes geometrías, que serían luego se integra para producir un único flujo planetario total. Por defecto, PSG actualmente define un conjunto de parámetros geométricos y un cálculo de transferencia radiativa por simulación, sin embargo, integramos en PSG un algoritmo que permite submuestrar el disco observable en subsecciones de ángulos de incidencia / emisión similares.

      El algoritmo toma como entrada norte, o el submuestreo de disco parámetro (ingresado en la sección de destino), que define el número de contenedores de ángulos para los ángulos de incidencia y emisión. Dado que estos ángulos oscilan entre 0 y 90, un N = 5 conduciría a una subdivisión con contenedores de 18 ° y conduciría a 22 regiones distintas de transferencia radiativa como se describe en la figura siguiente. El requisito computacional escala cuadráticamente con N, por lo que debe hacerse una elección consciente entre precisión y rendimiento. El valor predeterminado es N = 1, lo que lleva a errores típicos de menos del 5% en el flujo, mientras que N = 3 alcanza errores típicos inferiores al 1% y N = 10 alcanza una precisión de flujo mejor que el 0,1%.

      Metodología de muestreo en disco: cuando el haz muestrea una amplia gama de ángulos de incidencia y emisión, PSG permite dividir el disco observable en subsecciones de ángulos de incidencia / emisión similares. El parámetro de muestreo (N, submuestreo de disco) define el número de contenedores de ángulos para los ángulos de incidencia y emisión. Normalmente, N = 3 alcanza errores inferiores al 1% y N = 10 alcanza una precisión de flujo mejor que 0,1%.

      Atmósferas en desequilibrio (no LTE)

      donde n son las poblaciones de los niveles superior (u) e inferior (l), g los pesos estadísticos, T la temperatura cinética local, Clu y Cul las tasas de excitación y relajación de colisión respectivamente, Blu y Aul siendo los coeficientes de Einstein para la fotoabsorción y la emisión espontanea, y rho el flujo de excitación que incide. Los coeficientes de Einstein son propiedades radiativas de los niveles en cuestión, mientras que las tasas de colisión dependen de la temperatura local (& alpha √T) y la densidad. A altas presiones, las colisiones dominan los procesos radiativos (C & Gt Aul o C & Gt Blu), y las poblaciones relativas de los niveles se pueden describir simplemente mediante estadísticas de Maxwell-Boltzmann (LTE) que dependen de la temperatura cinética local. En regiones con fuertes campos radiativos externos (& rho) y colisiones menos frecuentes (C & Lt Aul o C & Lt Blu), los parámetros radiativos comienzan a definir el balance energético de la molécula y su espectro emisor (no LTE).

      Como bien resumió Appleby (1990), los no LTE comienzan a ser relevantes para el metano en la atmósfera de planetas gigantes (por ejemplo, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno) en la mesosfera a presiones por debajo de 0,1 mbar. En co2 atmósferas ricas (por ejemplo, Marte, Venus), las tasas de colisión eficientes para esta molécula, mantienen LTE a densidades mucho más bajas (> 1 ubar, Lopez-Puertas & López-Valverde 1995). En las atmósferas de los gigantes calientes, los campos de radiación más fuertes llevarán este límite más profundamente en la atmósfera, mientras que las temperaturas cinéticas más altas mantendrán a LTE más arriba en la atmósfera. Las reacciones químicas también llevan a las moléculas a estados de no equilibrio altamente excitados, a partir de los cuales se liberan fotones de diagnóstico, como es el caso del resplandor diurno O2(1 y Delta) seguimiento de emisiones de la fotodestrucción de O3 en atmósferas terrestres (Novak et al. 2002).

      Implementación de no LTE en PSG: el módulo de transferencia radiativa de PSG, PUMAS, permite ingerir poblaciones no equilibradas para los niveles de energía, y las utilizará para calcular las funciones de opacidad y fuente para cada nivel ro-vibracional en cada capa (Kutepov et al. 1998). Específicamente, PSG permite modelar el caso más común de no LTE, en el que se supone que los niveles vibracionales están en desequilibrio mientras que las poblaciones rotacionales se suponen equilibradas. Para ello, el usuario debe proporcionar perfiles verticales de temperaturas vibratorias [K] (calculadas en relación con el estado fundamental) para cada isotopólogo y banda vibratoria, en forma de "Tvib [MOL: ISO: IDvib]" (MOL: HITRAN ID molecular, ISO: ID de isotopólogo, IDVib: ID de banda vibratoria como se define para el isotopólogo [ver bandas vibratorias en la ayuda de la lista de líneas]). Por ejemplo, "Tvib [6: 1: 7]" correspondería al nivel v3 = 1 del isótopo principal de CH4.

      Modelado de radiación no LTE: A medida que las atmósferas son bombardeadas por fotones de alta energía de sus estrellas asociadas, las capas superiores emiten de manera eficiente a través de procesos no LTE. Este desequilibrio se ha observado en muchos planetas de nuestro sistema solar (se muestra la detección de metano no LTE en Júpiter Encrenaz et al. 1996 Drossart et al. 1999), y ciertamente está activo en las atmósferas de muchos exoplanetas.

      Parámetros del instrumento

      En esta sección, el usuario define las características deseadas de los espectros sintéticos (rango de longitud de onda, resolución, flujo de radiancia deseado, rendimiento de ruido, etc.). Al observar con observatorios terrestres, el PSG permite afectar los espectros sintéticos por absorción telúrica. La herramienta tiene acceso a una base de datos de transmitancias telúricas precalculadas para 5 altitudes y 4 columnas de agua para cada caso (20 casos en total). La herramienta también puede realizar cálculos de ruido (y relación señal / ruido) proporcionando detalles sobre el detector y el rendimiento del telescopio.

      • Telescopio único: este modo es la configuración óptica clásica de observatorio / instrumento, en la que el etendue se define por el área de recolección efectiva del espejo principal ATele y su correspondiente ángulo sólido & Omega.
      • Interferómetro: este modo se caracteriza por un etendue que es proporcional al número de antenas (por ejemplo, ALMA), en el que ATele = nTele& sdot & pi & sdot [DTele/2] 2 .
      • Coronagrafo: En un modelo de coronógrafo, los flujos estelares son atenuados por el contraste, mientras que las firmas planetarias y de fondo son atenuadas por la función de transferencia del coronógrafo, que depende del ángulo de trabajo (L / D). El usuario puede proporcionar funciones de transferencia detalladas para los coronógrafos, mientras que PSG tiene curvas para varios observatorios. Por otro lado, el usuario puede proporcionar el ángulo de trabajo interno (IWA) del coronógrafo, pero el rendimiento del núcleo del coronógrafo debe incluirse en el rendimiento total del sistema. Al proporcionar un valor de IWA, PSG asume que el rendimiento es mínimo (contraste) dentro de la mitad del ángulo de trabajo interno (IWA), alcanza el 50% del rendimiento del núcleo en el IWA y alcanza el núcleo a 1,5 veces el IWA. Relevante para este modo es también el nivel "Exozodi", que indica el nivel de polvo zodiacal en el sistema exoplanetario con respecto a los flujos zodiacales de la Tierra (ver más abajo).
      • Rejilla AOTF +: este modo caracteriza telescopios / instrumentos en los que un filtro acústico-óptico-sintonizable (AOTF) se encuentra entre la óptica de entrada y la rejilla espectroscópica (por ejemplo, ExoMars / TGO). El AOTF se puede describir con 6 parámetros (solo se requiere el centro): centro [cm -1], ancho [cm -1], factor de lóbulos laterales, base, ancho de gauss [cm -1], factor. La rejilla se describe con 2 parámetros: centro [cm -1, obligatorio] y ancho [cm -1].
      • Sistema LIDAR: en este modo, la fuente "láser" se inyecta en el campo de visión como un flujo de radiación adicional, con el haz [FWHM] describiendo la divergencia del láser de la fuente, y DTele el diámetro del receptor. Dos parámetros describen la intensidad del láser, su potencia máxima [W] y el ciclo de trabajo [%] (ON / ON + OFF). Se considera que el tiempo de integración es para el barrido espectral completo, por lo que un tiempo de integración de 1 segundo para 100 puntos espectrales, correspondería a un tiempo de integración de 10 ms por punto espectral. El caso estándar asume que el receptor está ubicado con la fuente de láser para geometrías nadir / observatorio (con la superficie comportándose como un Lambertiano), mientras que para geometrías de extremidades, PSG asume que el receptor está ubicado en el otro lado de la ocultación. Al ingresar un segundo valor en el campo de ciclo de trabajo, se define que el receptor / fuente también se colocan para geometrías de extremidades, con este valor adicional definiendo la reflectividad del reflector en el otro lado de la ocultación.

      Modelo de instrumento: Hemos identificado 14 parámetros clave que son suficientes para describir las capacidades generales y el rendimiento de una combinación particular de telescopio / instrumento, y ahora estamos en el proceso de compilar una base de datos de modelos de instrumentos, que ayudarán al usuario a definir los parámetros básicos de el instrumento.

      Unidades de resplandor y longitud de onda

      PSG permite calcular flujos sintéticos en una amplia gama de unidades posibles. Las constantes utilizadas para la conversión son: & lambda es la longitud de onda en micrones (& mum), c es la velocidad de la luz (299792458 m / s), ASR es 2 segundos de arco por estereorradián (4,2545166E + 10), h es la constante de Planck (6,6260693 E-34 W s 2), k es la constante de Boltzmann (1.380658E-23 J / K), ATele es el área total de recolección del observatorio (m 2, nTele& sdot & pi & sdot [DTele/ 2] 2), & Omega es el campo de visión de las observaciones (estereorradián).